Catàleg Charles Messier. Objecte M92

Clic per engrandir. Messier M92. Crèdit imatge: Adam Block/Mount Lemmon
SkyCenter/University of Arizona

Descobert per Johann Elert Bode el 1777.

El cúmul globular M92 és un dels descobriments originals de Johann Elert Bode, qui el va trobar el 27 de desembre de 1777. Charles Messier el va redescobrir de manera independent i el va catalogar el 18 de Març de 1781, el mateix dia en què va catalogar altres 8 objectes, tots ells pertanyents al Cúmul de Galàxies de Verge (M84-M91). Va ser William Herschel qui primer va aconseguir resoldre-ho en estrelles el 1783.

D'acord amb les dades més recents, M92 es troba a uns 26.000 anys llum, només una mica més que la seva brillant veïna aparent M13. A partir del seu diagrama HR (o Diagrama CM), ha de ser una mica més jove que M13 ja que el seu punt de sortida està desplaçat cap a l'extrem blau i brillant. Una estimació semi-recent de l'edat de M92 li dóna un valor d'uns 16 mil milions d'anys (en tot cas més de 14 mil milions d'anys), com es pot veure, per exemple, en el diagrama de Sky & Telescope, gener 1996, pàg. 22 (text a la pàg. 20). No obstant això, aquest valor està ara en discussió per les modificacions generals de l'escala de distàncies de l'univers, a conseqüència de les mesures del satèl·lit astromètric de la ESA Hipparcos: aquests resultats suggereixen que M92, com molts altres cúmuls globulars, deu estar un 10 per cent més llunyà; per tant, la brillantor intrínseca de les seves estrelles serà un 20% més alta. Tenint en compte les variades relacions que tan importants són per a comprendre l'estructura i evolució estel·lars, han de ser aproximadament un 15% més joves, en una primera estimació a ull (o sigui entre 12 i 14 mil milions d'anys). Per M92, la base de dades de cúmuls globulars de W.E. Harris llista el valor lleugerament diferent de 26.700 (abans 26.100) anys llum, d'aquí que el valor assenyalat encara segueix sent vàlid.

M92 és un objecte esplèndid, visible a simple vista sota molt bones condicions i una peça destacable per a localitzar amb qualsevol òptica. És només lleugerament menys brillant que M13 però s'estén 1/3 menys: la seva extensió angular de 14,0' es correspon amb un diàmetre real de 109 anys llum, i la seva massa s'estima en més de 333.000 sols.

Només s'han descobert unes 16 variables en aquest cúmul, de les que 14 són del tipus RR Lyrae, i una d'elles és de les escassíssimes (en cúmuls globulars) binàries eclipsants, del tipus W Ursae Majoris. Encara Burnham diu que no es coneix bé el motiu pel qual les binàries eclipsants siguin tan rares en els globulars, aquest autor considera evident una resposta senzilla: en aquests densos aglomerats estel·lars, les trobades properes tenen lloc amb freqüència, de manera que aquests sistemes binaris es veuran alterats, i amb el temps destruïts.

M92 s'acosta a nosaltres a 112 km/seg.

Una interessant curiositat de M92: com indiquen les seves coordenades eclíptiques, Longitud=249,9 graus, Latitud=65,9 graus, el Pol Nord Celeste en ocasions passa a menys de 1 grau d'aquest cúmul, seguint el període de la precessió de l'eix de la Terra (uns 25.800 anys). Per tant, aquest cúmul arribarà a ser una "Polarissima Borealis", o "Cúmul Nord" d'aquí a uns 14.000 anys (cap al 16.000 dC), i ho va ser fa 12.000 anys (10.000 AC).

M92 al web del SEDS

Índex del Catàleg Messier del blog

El cometa Neowise ofereix un espectacle astronòmic que no ets pot perdre!

Clic per engrandir. El cometa Neowise fotografiat pels astronautes a bord de l'EEI. Crèdit NASA, ISS.

Procedent dels límits del nostre sistema solar, el cometa Neowise ofereix actualment un magnífic espectacle als ulls dels astrònoms. A continuació us mostrem un recull de les imatges més boniques que s’han capturat fins ara.

El cometa C/2020 F3 NEOWISE acaba de passar per un moment únic en la seva existència. El 3 de juliol va passar molt proper al Sol. Tornarà cap a la vora del Sistema Solar cap a mitjans d'agost. Durant la seva visita al nostre astre solar, les capes exteriors de Neowise s’han escalfat fins que una part del gel s'ha convertit en gas. Aquest procés allibera grans de pols fins ara reclosos en el gel, que a la seva vegada s’escalfen fins a formar un núvol incandescent al voltant del nucli. Anomenada "coma", ofereix un fantàstic espectacle als astrònoms i a la població en general que actualment poden observar el cometa amb tot el seu esplendor.

El cometa C/2020 F3 Neowise aquest matí (7 de juliol) a les 4:55 h amb un avió creuant
la imatge. El núvol de condensació provocat per l'avió està lleugerament tenyit per les
llums de l'alba. Crèdit: Christian Carmona-@CCChrispic. Clic per engrandir.

El cometa Neowise vist des de l’espai

Encara és més fantàstic el fet que el cometa sobrevisqués a aquesta trobada còsmica. Mentre que molts d'ells s'han vaporitzat, Neowise continua la seva carrera per a satisfacció dels amants del cel nocturn, i fins i tot dels astronautes de l'Estació Espacial Internacional, que han aconseguit capturar-lo.

Last night's fireworks, for real. Because Science. #NEOWISE #comet pic.twitter.com/IKcJ1wLFAl

— Bob Behnken (@AstroBehnken) July 5, 2020

Traducció de la piulada: Focs artificials ahir a la nit, però reals. Perquè son ciència. Crèdit: Bob Behnken @AstroBehnken, NASA-ISS.

Preciós time-lapse del 5 de juliol del 2020 des de l'EEI amb Neowise com a protagonista.
Música: Lord of the Dawn, Jesse Gallagher. Crèdit: NASA, Seán Doran.

Un espectacle per veure abans de la sortida del Sol.

Si voleu contemplar el cometa des de casa, aquí teniu el que heu de saber. Com que el cometa encara es troba a prop del Sol, la seva observació es pot dificultar per la intensa lluentor d’aquest. Durant el mes de juliol, es recomana observar-lo a l’hora anterior a la sortida del Sol o al capvespre. Pots ajudar-te des del lloc "Heavens Above" per saber en quina direcció apuntar el teu telescopi o els binoculars. El cometa serà més proper a la Terra el 23 de juliol.

Clic per engrandir. El cometa Neowise, capturat sobre el Líban just abans de la sortida
del Sol. © Maroun Habib (Moophz)

Un cometa descobert el març passat

La missió Neowise (Explorador d’investigació en infraroig de gran angular d’objectes propers a la terra) de la NASA, va descobrir el passat 27 de març de 2020 aquest viatger utilitzant infrarojos de dos canals sensibles a les signatures tèrmiques emeses pel cometa quan s’acostava al Sol. Llançat amb el nom de Wise el desembre de 2009 per a 7 mesos d’estudi del cel en infraroig, la missió es va reactivar el 2013 per tal d’utilitzar-la per a la detecció d'asteroides propers a la Terra (NEO).

"A les imatges del seu descobriment, el cometa Neowise va aparèixer com un punt brillant i difuminat que viatjava pel cel, fins i tot quan encara estava relativament lluny", comenta Amy Mainzer, investigadora principal de la missió Neowise. "Tan aviat com vàrem veure com s'apropava al Sol, vam esperar que ens donés un gran espectacle. Evidentment, el cometa ha decidit no decebre'ns". Agafeu els vostres telescopis!

Clic per engrandir. El cometa Neowise es dibuixa sobre un fons de núvols nocturns.
Crèdit: @ Emmanuel Paoly.

Ho he vist aquí.

Les vistes d'Herschel i Planck de la formació d’estrelles.

Clic per engrandir. Aquesta imatge mostra un núvol molecular a la constel·lació de Corona
Australis o la Corona del Sud, basat en una combinació de dades dels telescopis espacials
Herschel i Planck de l'ESA. Les zones brillants de la imatge mostren l’emissió de pols
interestel·lar en tres longituds d’ona diferents observades per Herschel (250, 350 i 500
micres) i les línies que travessen la imatge amb una mena de “patró de moaré”representen
l’orientació del camp magnètic (basada en les dades del Planck). Aquest núvol molecular
es presenta com una cascada, que abasta uns cinc graus al llarg del costat horitzontal
de la imatge. Conté un petit cúmul obert anomenat Coronet, que es troba a la regió
més brillant de la imatge cap a l'esquerra i acull diverses estrelles variables, juntament
amb la nebulosa NGC 6729. La imatge mostra Corona Australis Nord a l'esquerra i
Corona Australis Sud a la dreta. La Corona Australis Nord té les regions més formades
per estels del complex, mentre que la Corona Australis Sud presenta estructures
semblants a les cometes i amb menys formacions estel·lars. En aquesta imatge, el
filament ben definit flueix des de la zona brillant de la part superior esquerra cap a
la part inferior dreta, i una part més extensa i poc visible a la part superior dreta.
Crèdit imatge: ESA/Herschel/Planck; J. D. Soler, MPIA

Una col·lecció d'imatges intrigants basades en dades dels telescopis espacials Herschel i Planck de l'ESA mostren la influència dels camps magnètics sobre els núvols de gas i pols on es formen les estrelles.

Les imatges formen part d’un estudi de l’astrònom Juan D. Soler de l’Institut Max Planck d’Astronomia de Heidelberg, Alemanya, que va utilitzar dades recollides durant les observacions de tot el cel de Planck i el ‘Gould Belt Survey’ de Herschel. Tant Herschel com Planck van ser fonamentals per explorar l’Univers fred i van donar llum a les moltes complexitats del medi interestel·lar: la barreja de gas i pols que omple l’espai entre les estrelles d’una galàxia. Tots dos telescopis van acabar la seva vida operativa el 2013, però es continuen fent nous descobriments a partir del seu llegat de dades.

Herschel va revelar amb detall sense precedents els filaments de material dens en núvols moleculars a tota la nostra galàxia de la Via Làctia i el seu paper clau en el procés de formació d’estrelles. Els filaments es poden fragmentar en cúmuls que eventualment es col·lapsen en estrelles. Els resultats de Herschel mostren un estret vincle entre l'estructura del filament i la presència de cúmuls densos.

Herschel va observar el cel en longituds d’ona d’infrarojos extres i sub-mil·límetres, i les dades es veuen en aquestes imatges com una barreja de diferents colors, amb llum emesa pels grans de pols interestel·lar barrejats dins del gas. La textura de bandes grises tènues que s'estenen a través de les imatges com un patró de drapery, es basa en les mesures de Planck de la direcció de la llum polaritzada emesa per la pols i mostren l'orientació del camp magnètic.

L'estudi va explorar diversos núvols moleculars propers tot a uns 1500 anys llum del Sol, incloent a Taure, Serpentari, Llop, Corona Austral, Camaleó-Mosca, Aquila Rift, Perseu i Orió.

Tots els crèdits de les imatges seguents son del conjunt Herschel-Planck.

Clic per engrandir. Núvol molecular a Taure

Clic per engrandir. Complex de Núvols a Serpentari (Rho Ophiuchi)

Clic per engrandir. Complex de núvols al Llop

Clic per engrandir. Núvol molecular a la Corona Austral

Clic per engrandir. Núvol molecular al Camaleó I

Clic per engrandir. Núvol molecular al Camaleó II

Clic per engrandir. Núvols moleculars a La Mosca

Clic per engrandir. Complex de formació estel·lar a la Fisura de Serpens-Aquila

Clic per engrandir. Núvol molecular a Perseu

Clic per engrandir. Núvol molecular a Orió A

Clic per engrandir. Núvol molecular a Orió B

En aquest estudi, publicat l'any passat a Astronomy & Astrophysics, les dades de Herschel es van utilitzar per calcular la densitat dels núvols moleculars al llarg de la nostra línia de vista per investigar com el medi interestel·lar interactua amb els camps magnètics circumdants.

Els astrònoms han cregut que els camps magnètics tenen un paper en la formació d'estrelles, juntament amb altres factors com la pressió del gas, la turbulència i la gravetat. Tanmateix, les observacions dels camps magnètics dels voltants dels núvols formadors d'estrelles han estat limitats fins a l'arribada de Planck.

El treball es basa en estudis anteriors de la col·laboració de Planck per investigar com és probable que la matèria interestel·lar s’acobli a aquestes línies de camp magnètic, movent-se al llarg d’elles fins que múltiples “bandes transportadores” de la matèria convergeixen per formar una àrea d’alta densitat. Això es pot veure en algunes imatges en forma de "estries", que és un material que apareix perpendicular al filament. Aquestes regions continuen rebent matèria al llarg de les línies magnètiques fins que s’esfondren sota la seva pròpia gravetat, esdevenint prou més fresques i denses per crear nounats estel·lars.

Mentre que el camp magnètic està orientat preferentment perpendicularment als filaments més densos, sembla que l’orientació del camp magnètic canvia de paral·lel a perpendicular amb la densitat creixent. Tot i això, sembla que no hi ha cap correlació entre la velocitat de formació d’estrelles i l’orientació entre filaments i camps magnètics, tot i que l’estudi també troba una correlació entre la distribució de les densitats projectades.

Ho he vist aquí.

Catàleg Charles Messier. Objecte M91

Descoberta molt probablement per Charles Messier el 1781. Redescoberta de forma independent per William Herschel el 8 d'Abril del1784.

El 18 de Març de 1781, Charles Messier va descobrir el gran i poc usual nombre de 8 objectes nebulosos, totes ells a la regió de el límit actual entre les constel·lacions de Verge i Coma Berenice, és a dir, galàxies del Cúmul de Verge, (més un objecte addicional, el cúmul globular M92 a Hèrcules). L'últim d'aquests vuit objectes va ser catalogat per ell com M91, però la seva posició era errònia. 

Així, durant molt de temps, M91 va ser un objecte Messier perdut, ja que Messier havia determinat la seva posició a partir de M89 mentre creia que ho feia a partir de M58, com ha assenyalat l'aficionat de Texas William C. Williams de Fort Worth en 1969 (Williams 1969). D'aquesta forma, es va descobrir finalment la identitat de M91 amb NGC 4548, que havia estat catalogada H II.120 per William Herschel el 8 d'abril de 1784. S'havia opinat prèviament que M91 podria haver estat un estel que el gran caçador de cometes Messier confongués amb una nebulosa, i Owen Gingerich havia suggerit que es tractava d'una observació duplicada de M58. William Herschel no havia trobat a M91 en la posició donada erròniament per Messier i va sospitar que podria tractar-se de NGC 4571 (el seu H III.602), una bella però poc visible espiral barrada de magnitud 11.3 (NGC 4571 va ser discutida en l'estiu de 1994 quan un grup d'astrònoms del Telescopi de Canadà França Hawaii (CFHT) van usar les observacions de 3 Cefeides en aquesta galàxia per a la determinació de la constant de Hubble).

La galàxia espiral barrada M91 és un membre atractiu del Cúmul de Galàxies de Verge. És del tipus SBb i la seva barra és molt conspícua, situant-se en posició angular de 65/245 graus (mesurant des de la direcció Nord cap a l'Est). Encara que la seva velocitat de recessió és tan sols d'uns 400 km/s, té una velocitat peculiarment considerable cap a nosaltres, al voltant de 700 km/s, de manera que la velocitat de recessió del cúmul és d'aproximadament 1.100 km/s.

La pertinença de Messier 91 al Cúmul de Galàxies de Verge es va confirmar fa poc al mesurar la seva distància com 52 +/- 6 milions d'anys llum a través de la detecció de Cefeides variables. Aquests mesuraments es van realitzar des del Telescopi Espacial Hubble H0 Key Team Project (article XX, 1997). Això coincideix bé amb els valors per a altres galàxies de Verge, incloent M100. La diferència entre el seu valor i el nostre es deu principalment a una altra distància del Gran Núvol de Magalhaes assumida per ells, la correcció de l'Hipparcos podria incrementar la seva distància fins als 58 milions d'anys llum.

Clic per engrandir. Crèdit: NOAO/AURA/NSF

Per a un aficionat moderadament equipat, M91 és un dels objectes Messier més difícils. Traces de la seva barra es poden veure sota potència mitjana fins i tot en telescopis petits, si les condicions de visió són prou bones com per veure tota la galàxia. Les fotografies mostren la barra més clarament, i s'aprecien els braços espirals sorgint dels extrems de la barra.

Messier va descriure M91 com 'Nebulosa sense estrelles, més tènue que M90. John Herschel la descriu com brillant, gran, amb poca elongació, lleugerament brillant en el seu Catàleg General, mentre que en les seves observacions més recents, descriu la seva forma un cop com "gairebé bastant allargada" i dues vegades com a "rodona". Això pot ser degut, probablement, a diferents condicions de visió. Sota condicions pobres, només s'aprecia la brillant regió allargada de la barra d'aquesta galàxia, mentre que amb bones condicions els braços espirals es mostren i exhibeixen la seva forma gairebé arrodonida o lleugerament allargada. Aquest efecte pot reproduir-se fins a cert grau amb instruments d'aficionats.

M91 al web del SEDS
Índex del Catàleg Messier del blog

Betelgeuse: el misteri del seu enfosquiment es resol en part

Clic per engrandir. Betelgeuse hauria perdut la seva lluminositat a causa de enormes
taques estel·lars de fins al 70% de la seva superfície. Crèdit: MPIA graphics department.

Fa unes setmanes, Betelgeuse havia perdut el 40% de la seva brillantor. Quan va començar a recuperar la lluminositat, els astrònoms van pensar que l'esdeveniment va ser causat per un núvol de pols. Però avui rebutgen aquesta hipòtesi. Si Betelgeuse s’enfosquís, seria a causa d’unes enormes taques que cobreixen fins al 70% de la seva superfície.

Des de finals del 2019, Betelgeuse ha protagonitzat molts titulars. En poques setmanes, aquesta estrella de la constel·lació d'Orió, normalment molt brillant al nostre cel, ha perdut el 40% de la seva brillantor. Deixar els astrònoms sols davant de les seves hipòtesis. Aviat observarem la seva explosió en una esplèndida supernova? Li devíem aquesta pèrdua de lluminositat a la pols? Entre els investigadors del Max Planck Institute (Alemanya) rebutgen avui aquesta darrera possibilitat. Afirmen que el fenomen va ser causat per taques inusualment grans a la superfície de Betelgeuse.

Recordem que Alpha Orionis és el que els astrònoms anomenen supergeganta vermella, una estrella al final de la vida, 20 vegades més massiva que el nostre Sol i 1.000 vegades més gran. Les pulsacions que experimenta són prou potents com per expulsar les capes exteriors amb relativa fàcilitat. Quan aquest gas es refreda, es forma pols que pot provocar una disminució de la brillantor.

Però, observant Betelgeuse utilitzant l'Atacama Pathfinder EXperiment (APEX) i el telescopi James Clerk Maxwell (Estats Units), investigadors del  Max Planck Institute van descobrir que l'estrella també s'havia tornat un 20% més fosca en la longitud d'ona submil·limètrica. La que a on la pols fresca fa que brilli especialment.

Aquestes espectaculars imatges realitzades per el ESO mostraven, fa unes setmanes,
la distribució de la lluminositat, en llum visible, a la superfície de Betelgeuse, abans
i després del seu enfosquiment. © M. Montargès et at., ESO. Clic per engrandir.

Taques estel·lars d’una extensió sense precedents

Segons els astrònoms, l’enfosquiment mesurat a la llum visible i a les longituds d’ ona submillímetres, d’altra banda, és totalment compatible amb una disminució de la temperatura mitjana superficial de Betelgeuse. Una disminució de la temperatura entorn dels 200 ºC. Però una disminució asimètrica.

“Les imatges d'alta resolució de Betelgeuse, fetes el desembre del 2019, mostren àrees de diversa brillantor. Amb el nostre resultat, això és una clara indicació de taques enormes que cobreixen entre el 50 i el 70% de la superfície visible i que tenen una temperatura inferior a la fotosfera més brillant", explica Peter Scicluna, investigador de l'European Southern Observatory (ESO), a la  nota de premsa del  Max Planck Institute.

Vulgars taques estel·lars, doncs? És cert que aquestes són habituals. El nostre Sol en té. La seva quantitat evoluciona segons un cicle de 11 anys. Les estrelles vermelles gegants també les tenen. Però mai no s’han observat a una escala d’aquest tipus. Així, els astrònoms encara no ho saben tot sobre la seva vida. Tampoc saben si el seu nombre o mida varia segons un cicle. De moment, només una cosa és certa: el model teòric sembla compatible amb la durada de la disminució de la brillantor de Betelgeuse. Per saber-ne més, haurem d’estudiar el gegant vermell una mica més en detall i amb el pas del temps.

Ho he vist aquí.

Per què emeten un brunzit els transformadors o els cables d'Alta Tensió?

Un transformador emet un soroll semblant a un brunzit. Això és normal? Per què el transformador fa soroll? Per respondre a aquestes preguntes, hem d’entendre els efectes que es produeixen en el transformador i en els cables i que provoquen aquest fenomen.

Els transformadors connectats a la xarxa elèctrica brunzeixen perquè l’electricitat, procedent del corrent altern, va i ve. Els "imants atòmics" dins del "nucli de ferro" del transformador es reordenen constantment en una direcció i en l'altra, cinquanta vegades per segon.

Els cables que transporten electricitat estan envoltats de camps electromagnètics. Tanmateix, en un cable que porta corrent altern, els camps canvien de direcció amb cada canvi de direcció del flux elèctric.

El brunzit que sentim és la conseqüència d’aquests canvis en els camps electromagnètics. És causat per la vibració de la caixa del transformador o del recobriment perquè, quan els camps canvien de direcció, atrauen i després repelen els components metàl·lics de la caixa o altres cables. Aquest moviment genera vibracions que provoquen aquest brunzit a 50 Hz normalment (50 cicles per segon), la mateixa freqüència que per al corrent altern (60 Hz als Estats Units).

A què es deu aquest soroll?

Hi ha moltes variables que poden influir en el soroll que genera el transformador. En el moment de la producció,  si es revisa la configuració de la màquina, el procés de muntatge dels nuclis pot reduir significativament les causes del soroll de l'equip.

El brunzit dels transformadors està relacionat amb tres factors principals:

Tipus de placa utilitzada al nucli

Quan es defineix el tipus de placa utilitzada en el seu projecte, es poden triar les plaques GO (Graus Orientats) i GNO (Graus No Orientats). Com que les plaques GNO suporten menys inducció que les plaques GO, cal respectar els límits màxims d’inducció que suporta cada tipus i com més a prop ens arribem al punt d’histèresi magnètica de la placa, més gran és el brunzit emès.

Inducció utilitzada en el projecte

El factor d’inducció és un punt fonamental en la lluita contra el soroll. Cal estar molt atent al nivell màxim d’inducció suportat per cada tipus de placa, per poder adaptar l’equip als nivells tolerats per la normativa.

Fixació i apilat dels nuclis 

Els equips que tenen una subjecció o apilament desiguals sense ajustar bé la transposició de plaques solen presentar un augment dels sorolls.

Clic per engrandir. Mini central transformadora. El brunzit dels transformadors prové dels
canvis en la direcció dels camps electromagnètics. © maxmann de Pixabay .

Situant-nos a un nivell microscòpic, veurem un petit espai on el flux magnètic actua provocant l’atracció de les plaques les unes contra les altres, cosa que té com a efecte generar un so de brunzit. Quan el flux magnètic creua la placa, provoca un lleuger moviment d’atracció entre elles, creant un moviment d’ona, així com una vibració, que generen brunzits en el transformador.

A més de l'efecte d'aproximació natural entre les plaques, que provoca soroll, també hi ha un altre efecte, causat per la fricció entre les plaques on es troben. Per això és important tenir un tall molt lineal, de manera que l’ajustament entre les plaques pugui disposar d’un espai microscòpic amb la superfície de contacte entre les ranures. Això reduirà significativament el soroll causat.

Com es mesura el soroll generat pel transformador?

El procés de mesura del soroll es defineix segons criteris de distància i equips. La mesura s’ha de fer a una distància de 2 a 3 metres de l’equip, amb un sonòmetre per assegurar els resultats obtinguts.

Ho he vist aquí.

GW190814: El curiós cas de la fusió d'un forat negre de 23 masses solars i un objecte enigmàtic més lleuger

Un altre descobriment sense precedents acaba de ser revelat pels científics de LIGO VIRGO. Les dades del tercer període d'observació (O3) dels detectors Avançats LIGO i VIRGO revelen que, a les 21:10 UTC del 14 d'agost de 2019, els tres instruments en xarxa van detectar un senyal d'ona  gravitacional, catalogada com GW190814. El senyal es va originar en la fusió d'una parella enigmàtica: un sistema binari compost per un forat negre, 23 vegades més massiu que el nostre Sol, i un objecte molt més lleuger, d'aproximadament 2.6 vegades la massa del Sol. La fusió va donar lloc a un forat negre final del voltant 25 vegades la massa del Sol.

Clic per engrandir. Recreació artística de GW190814. Crèdit: Alex Andrix

És aquest objecte més lleuger el que fa a GW190814 tan especial. Podria ser tant el forat negre més lleuger, com l'estrella de neutrons més massiva mai descoberta en un sistema binari. Una altra característica peculiar de GW190814 és la raó de masses dels objectes en el sistema binari. El factor 9 en aquesta raó és fins i tot molt més extrem que en el cas de la primera fusió detectada d'un sistema binari amb masses diferents, GW190412.

"Una vegada més, les observacions d'ones gravitacionals estan posant llum en el que és desconegut. L'objecte més lleuger en aquest sistema té una massa que mai abans ha estat observada", comenta Giovanni Losurdo, de l'Istituto Nazionale di Fisica Nucleare (Itàlia) i portaveu de la Col·laboració VIRGO. "Un nou descobriment, que planteja noves preguntes. Quina és la seva naturalesa? Com ​​es va formar aquest sistema binari? VIRGO, LIGO i aviat, KAGRA al Japó, continuaran buscant respostes i ampliant la frontera del que coneixem sobre el cosmos en què vivim".

L'asimetria en les masses provoca la presència de multipols d'ordre superior a la radiació gravitatòria, un fet que permet dur a terme estrictes verificacions de la Relativitat General. Un cop més, totes les nostres proves confirmen la predicció de la teoria d'Einstein. A més, els multipols d'ordre superior ens permeten determinar de manera diferenciada la distància a la font i l'angle d'inclinació del plànol de l'òrbita de sistema binari respecte a la visual. Hem trobat que la font de l'ona gravitacional està a aproximadament 800 milions d'anys llum de distància.

El senyal ha estat detectat clarament pels tres instruments, amb una raó senyal soroll global molt alta, de 25. Gràcies principalment als retards entre els temps d'arribada del senyal en els tres detectors, separats entre si, la xarxa va ser capaç de localitzar l'origen de GW190814 en el cel en una regió d'uns 19 graus quadrats. Això és similar a la localització aconseguida per a la famosa senyal GW170817, que va marcar l'inici de l'astronomia de multi-missatgers amb ones gravitacionals. En el cas de GW190814, però, cap contrapartida electromagnètica no ha estat observada fins ara.

"Estem molt satisfets amb el rendiment d'Advanced VIRGO durant O3", afegeix Maddalena Mantovani, científica a l'Observatori Gravitacional Europeu (EGO, per les seves sigles en anglès). "Arribem a la sensibilitat objectiu amb un molt bon cicle de treball. Això és el resultat de la dura feina realitzat pels científics i tècnics que han ajustat la màquina per proporcionar el seu millor rendiment. Descobriments científics com GW190814 són les millors recompenses després de tots aquests dies i nits dedicats a millorar el detector".

Els interferòmetres de VIRGO, a Itàlia i LIGO, als Estats Units, els caçadors d’ones gravitacionals, han observat un esdeveniment còsmic sense precedents: la fusió entre un objecte d’uns 2,6 masses solars i un forat negre de 23 masses solars, que es va produir fa uns 800 milions d’anys, emetent una intensa ona gravitatòria, que va arribar a la Terra l’agost del 2019.

Actualment les observacions no permeten especificar si l'objecte misteriós és un forat negre més petit o una estrella de neutrons. Totes dues es formen quan les estrelles massives es queden sense combustible nuclear i exploten com a supernoves. El que queda depèn del que roman del nucli de l'estrella; els nuclis més lleugers formen estrelles de neutrons, els més pesats s’esfondren en forats negres. Tanmateix, hi ha una zona grisa que va des d’objectes de 2,5 fins a les de 5 masses solars de les quals no hi ha observacions i informació insuficients.
 

Una altra peculiaritat d’aquest esdeveniment, a més, és la relació mai observada fins avui, entre les diferents masses dels dos objectes col·lisionants: l’un és aproximadament 9 vegades més pesat que l’altre.

Cap telescopi terrestre i espacial no ha aconseguit trobar rastres de l’esdeveniment a l’espectre visible o electromagnètic de manera que la fusió encara roman envoltada de misteri. No obstant això, aviat es millorarà VIRGO i els dos LIGO i això els permetrà observar un nombre més gran de fonts i donar llum a situacions encara no molt clares. L’objecte més petit es va anomenar GW190814 i el descobriment s’acaba de publicar a The Astrophysical Journal Letters. La contribució dels italians a través de l’INFN (Institut Nacional de Física Nuclear) i del consorci italo-francès EGO (European Gravitational Observatory) de Cascina, a prop de Pisa, on s’assenta VIRGO, és fonamental. Crèdit text: askanews. Vídeo de @Alex Andrix / Col·laboració VIRGO / EGO

Ho he vist aquí.