Física quàntica: aquest experiment qüestiona la nostra realitat?

Clic per engrandir. Fotografia de família dels assistents a la Conferència de Solvay el 1927,
a on hi ha -entre d'altres- els pares de física quàntica. 17 dels personatges retratats eren o
van a arribar ser Premis Nobel. Crèdit: Domini public.

Un nou experiment de física quàntica estableix un nou pas de la realitat objectiva. Per no deixar de banda els nostres lectors que no estan familiaritzats amb la física quàntica, estem començant de zero, en termes senzills.

Al seu llibre "The Character of Physical Law", el físic Richard Feynman escriu: “Crec que és segur dir que ningú no entén la mecànica quàntica". Si les fonts d’aquesta disciplina encara jove (amb prou feines un segle) posen en dificultats a les poques ments que es dediquen al seu estudi, sabem tanmateix que la física quàntica descriu amb una sorprenent precisió els comportaments més contraintuïtius d'àtoms i partícules, sovint fent més preguntes de les que es responen. Tot i que ja no hi ha cap dubte que per al físic clàssic, la mecànica quàntica de vegades avança contra el sentit comú el que la fa encara més incerta.

No obstant això, ara un recent estudi ha aconseguit proporcionar noves respostes que intentarem explicar aquí en els termes més senzills i clars possibles.

"Ser i no ser", va dir el gat de Schrödinger

Per als investigadors que treballen fora del camp de la física quàntica, el món té dues qualitats importants:

- Realista,  és a dir, que la realitat és objectiva i no depèn d'una mesura ni d'un observador.

- Determinista, és a dir, que la realitat no és aleatòria sinó el resultat d’un conjunt de variables que produeixen resultats sistemàtics  i previsibles (sempre que tinguem tota la informació necessària per a la seva comprensió).

Tot i això, la física quàntica ens ensenya que tot és molt diferent per sota d’una certa escala, en el món exòtic dels àtoms i les partícules, fins i tot de les molècules. Imagineu que una partícula, una mica com un interruptor, admet dos possibles estats, que anomenarem 1 i 0 per simplificar. Si es vol creure la interpretació de Copenhaguen, mentre que un interruptor només pot estar en un estat alhora (activat o desactivat), la partícula es troba en el que s’anomena superposició d'estats, és a dir tant 1 com 0. Aquesta superposició només desapareix quan un observador decideix mesurar el seu estat, provocant així un col·lapse de la funció d’ona. Aquesta primera idea contradiu la possibilitat d'una realitat única i objectiva per a la nostra partícula, però les coses no acaben aquí.

De fet, encara segons la teoria quàntica, la partícula no segueix una lògica determinista sinó probabilística. Per tant, no podem predir l’estat en què es trobarà, sinó només calcular la probabilitat d’obtenir un estat o un altre. En el nostre cas, i encara per al bé de la simplicitat, direm que la nostra partícula té una possibilitat entre dues de estar en l'estat 1 o 0.

Una il·lustració d’un interruptor clàssic versus un interruptor quàntic imaginari. © Fermilab

El col·lapse és als ulls de l’espectador

Els científics encara no saben com passa la partícula d’una superposició d’estats a un estat fix. Alguns han suggerit que la funció d'ona s'enfonsa a mesura que es fa la mesura, i d'altres, que la intervenció d'un observador conscient és necessària; aquesta última noció ha portat alguns a retorçar la física quàntica dient que podríem canviar el teixit de la realitat per la pura força de la nostra ment, que pel que sabem és completament equivocada.

Avui en dia, els investigadors que treballen amb sistemes quàntics complexos saben que una sola ratxa de vent pot provocar el col·lapse de la fràgil casa de cartes de superposició quàntica, susceptible a la interacció amb les partícules de l’ aire. Per  tant, queda oberta la qüestió de què constitueix el valor d’una mesura o d’un observador.

Partícules entrellaçades i missatgeria instantània

Introduïm ara una nova dosi d’exotisme abordant la noció d’entrellaçament quàntic. Ja sabem que quan mesurem l’estat d’una partícula quàntica, tenim un 50% de probabilitats de trobar 1 o 0. En calcular les probabilitats per a la mesura de dues partícules, obtenim la taula següent:

Però les partícules entrellaçades comparteixen una relació especial. Vinculades entre elles (després d’una manipulació voluntària o, més rarament, accidentalment), formen un tot inseparable on l’estat d’una depèn de l’altra. Més senzillament, les dues partícules es troben cadascuna en una superposició d'estats (1 i 0) fins que es mesura una d'elles. Aquesta mesura provoca un col·lapse simultani de la funció d'ona per al parell, i cada una es fixa en un estat oposat, independentment de la distància. Així obtenim aquesta taula:

Això significa que, en teoria, si col·loqueu una partícula a la Lluna i el seu bessó a la Terra, la mesura de la partícula de la Terra (dona per exemple l’estat 1) provocaria que la funció d’ona del bessó lunar s’ensorrés. (que llavors adquiriria l’estat 0) al mateix temps. Aquells que encara recorden les seves lliçons de física protestaran dient que això és impossible perquè res, ni tan sols informació, viatja més ràpid que la llum (que triga 1,3 segons a arribar-nos des de la Lluna). I a això respondrem ... que teniu tota la raó. Einstein no va ser, a més, el màxim seguidor d'aquesta noció, que va anomenar l'acció inquietant (o esgarrifosa) a distància.

Quan (Bell) toca a mort 

Als anys seixanta, el físic John Bell va decidir aprendre més sobre aquesta comunicació evidentment instantània entre partícules entrellaçades. Per tant, parteix de dos principis inicials, extrets d’una visió clàssica del món:

- Principi de localitat: Les partícules no es poden influir mútuament més ràpidament que la llum.

- Realisme: Les partícules segueixen una operació determinista (i no probabilística) i que simplement ens esforcem per predir a causa de variables ocultes.

Basant-se en aquests dos postulats, Bell calcula el conjunt d’estats possibles per a la mesura d’un parell de partícules entrellaçades (en un context una mica més complex que el que hem presentat fins ara) i obté així un llindar de correlació teòrica. Des de llavors, s'han dut a terme nombroses "proves de Bell", a on els resultats han infringit infal·liblement el llindar teòric calculat per Bell. Segons ell, només es podia extreure una conclusió d’aquesta observació: un dels seus supòsits inicials era fals. Però quin?

La paradoxa de Wigner

Ara fem una pausa per abordar un nou experiment mental, proposat pel físic Eugene Wigner,  en el moment en què Bell treballava en el seu teorema. Una mica molest per les preguntes sense resposta de la física quàntica, Wigner decideix llançar una pedra addicional a la qüestió exposant la següent paradoxa.

Imagineu-vos que un amic de Wigner està assegut en un laboratori a on està a punt de mesurar l’estat d’una partícula. El físic, en canvi, es troba fora del laboratori i no té manera de saber què hi passa. En aplicar les equacions proporcionades per la mecànica quàntica, sabem que la partícula es troba en una superposició dels dos estats (1 i 0) fins que l’amic de Wigner la mesura, provocant en aquell moment el famós col·lapse de la funció d'ona. Però això no és tot.

En el nostre experiment mental, l’amic de Wigner no és l’únic que pren una mesura. Wigner pot, al seu torn, obrir la porta i preguntar al seu amic quin resultat va obtenir. Per tant, el laboratori (i el seu amic a dins) està una mica contaminat per la partícula i també es troba en una superposició d’estats fins que Wigner ha tingut la seva resposta.

Clic per engrandir. El físic Eugène Wigner, l’origen de la paradoxa de l’amic
de Wigner. © ORNL History

Wigner (el real, no el de la paradoxa) fa la següent pregunta: quan es produeix el col·lapse de la funció d'ona de la partícula? quan el seu amic es va assabentar del resultat o quan li va enviar? Per a Wigner,  la consciència del seu amic era suficient per provocar el col·lapse definitiu i categòric de la funció d'ona, però fins i tot tenia raó? I si el seu amic hagués estat un ordinador?.

Simfonia per a quatre observadors i dues partícules

Passem ara a l’experiència que ens interessa. "Per a la nostra investigació, hem construït una versió ampliada de la paradoxa de l'amic de Wigner, proposada per primera vegada per Časlav Brukner de la Universitat de Viena", escriu Eric Cavalcanti, coautor de l'estudi publicat a Nature Physics. En aquest nou escenari, coneixem a l'Alice i en Bob (en el paper de Wigner), Charlie i Debbie (en el paper del seu amic) i un parell de partícules entrellaçades (en el paper de... la partícula).

Charlie i Debbie es troben cadascun al seu propi laboratori: mentre que la feina de Charlie és mesurar la partícula a del parell entrellaçat, Debbie s’encarrega de la partícula b. (Recordem que, d’acord amb el principi d’intricació quàntica, si Charlie mesura un estat de 1, Debbie necessàriament trobarà el 0 al seu costat i viceversa.) A l'exterior, Alice i Bob (a qui anomenarem superobservadors) llencen cadascun un dau de tres cares (I, II, III):

- Si el resultat és igual a I: el superobservador obre la porta del laboratori i pregunta al seu acòlit quin resultat ha obtingut.

- Si el resultat és igual a II o III: el superobservador deixa la porta tancada i tria mesurar ell mateix la partícula, ignorant el resultat obtingut pel seu acòlit.

Les parelles segueixen aquest procediment sense preocupar-se l'una de l'altra, al final de l’experiment, Alice i Bob comparen els seus resultats per calcular la taxa de correlació de tots els parells de partícules. Tot està clar? Ara, anem breument i de la manera més senzilla possible, com els investigadors van comprovar experimentalment aquesta paradoxa.

El parèntesi pràctic

En aquest context més concret, es genera un parell de fotons polaritzats i entrenllaçats que travessa un complex sistema de filtres, prismes, miralls i sensors. El més important a entendre és que el fotó passa primer per un filtre que determina la seva trajectòria (per exemple, esquerra o dreta) segons la seva polarització (1 o 0). Després té dues opcions: 

- Continua el seu camí directament cap a un interferòmetre que mesurarà el seu estat. o bé

- passa per un segon filtre que anul·la l’efecte de l’anterior abans que el fotó arribi a l’interferòmetre.

Aquí, el primer filtre designa l’acòlit, mentre que l’interferòmetre pren el lloc del superobservador. En el primer cas, descrivint la situació en què el llançament de daus és igual a I, el resultat obtingut pel filtre/acòlit es transmet directament a l’interferòmetre/superobservador (la porta està oberta). A la segona, on el llançament de daus és igual a II o III, l’observació de l'acólit s’esborra d’alguna manera i el fotó es mesura directament pel superobservador (la porta roman tancada). A l'experiment, el llançament de daus es genera aleatòriament per a cada interferòmetre, per a cada parell de fotons nou.

A continuació es mostra una versió molt esquemàtica de la meitat del dispositiu, juntament amb la seva versió original i completa (ja ens direu uina preferiu).

Clic per engrandir. Una versió simplificada de l’experiment: a la part superior,
el fotó passa a través d’un primer filtre (l’acòlit), i després s’uneix directament a
l’interferòmetre (superobservador); a la part inferior, el fotó passa a través d'un
primer filtre (el company), i després continua el seu viatge a través d'un segon
filtre cancel·lant l'efecte del primer, per finalment unir-se a l'interferòmetre
(superobservador). © Emma Hollen. 

Clic per engrandir. La versió original de l’experiment mostra la configuració experimental
en conjunt: a la dreta, veiem els camins seguits pels fotons de Bob i Alice. El fotó passa
a través d’un primer conjunt de filtres a la part inferior (acòlit), i després, en funció del
resultat del "llançament dels daus", és desviat selectivament per un mirall en
moviment cap a l’interferòmetre (superobservador) o continua el seu recorregut per un
nou conjunt de filtres que cancel·len l’efecte dels anteriors, per unir-se finalment a
l’interferòmetre (superobservador). © Bong et al., Spie 

Tres postulats, amb un gir

Per tal de comparar els seus resultats experimentals amb les prediccions de la física clàssica, els investigadors estableixen els seus càlculs teòrics sobre tres postulats bàsics, formant junts un principi anomenat "amabilitat local" per Cavalcanti:

- Caràcter absolut dels esdeveniments observats  (AOE): un cop feta la primera observació, el col·lapse de la funció d'ona és absolut i definitiu, no hi ha versions alternatives ni possibles modificacions;

- Principi de localitat: (recordatori) les partícules no es poden influir mútuament més ràpid que la llum;

- Absència de superdeterminisme (NSD): es conserva el lliure albir i l’atzar; el resultat de les tirades de daus, per exemple, no pot ser influït per cap altre esdeveniment dins o fora de l'experiment: és completament aleatori.

Un cop calculat el llindar de correlació teòrica, l’equip va realitzar ni més ni menys que 90.000 proves. Com s'esperava, les correlacions obtingudes experimentalment violen sistemàticament els postulats de Bell. Però, encara més interessant, els resultats no violen el principi d’amabilitat local (qüestionant almenys un dels tres postulats inicials anteriors) només quan l’intricació és prou forta: pertorbant parcialment l’harmonia de parells de fotons, els investigadors van trobar que més enllà d’un llindar determinat, els resultats empírics coincideixen amb les prediccions.

Aquesta distinció permet demostrar que els postulats de Bell i els d'amabilitat no són equivalents. Per obtenir resultats teòrics d'acord amb les mesures realitzades a la realitat, haurem d'abandonar almenys un dels tres postulats que planteja el principi de simpatia local. I les implicacions d’aquest descobriment són profundes.

Haurem d’actualitzar la nostra realitat?

Com dèiem al principi del nostre article, la mecànica quàntica de vegades avança contra els postulats decretats pel sentit comú; "L'avenç en aquest cas és que discernim una mica millor quines suposicions hem d'abandonar" , comenta Ken Wharton, físic de la Universitat de San José, que no va participar en l'estudi. Fins que els nous resultats experimentals no ens proporcionin més amplis elements de resposta, les teories continuaran florint, i alguns científics afirmen que els esdeveniments futurs poden afectar les observacions passades (retrocausalitat), que cada observació provoca el naixement d’ universos.paral·lel (hipòtesi multivers), o que no hi hagi realitat objectiva. El següent pas per als investigadors és replicar l’experiment a escales més grans per veure fins a quin punt es manté la teoria quàntica i si les seves troballes s’apliquen al nostre nivell de percepció.

Ho he vist aquí.

Catàleg Messier. Objecte M99

M99. Clic per engrandir. Crèdit: Adam Block/Mount Lemmon SkyCenter/
University of Arizona-http://www.caelumobservatory.com/gallery/m99.shtml.

Descoberta per Pierre Méchain el 1781.

M99 Va ser descoberta del 15 de març de 1781 pel col·lega i amic de Messier, Pierre Méchain, juntament amb M98 i M100. Charles Messier va mesurar la seva posició i les va incloure en el seu catàleg el 13 d'Abril de 1781, immediatament abans d'acabar la tercera i última edició publicada.

M99, encara que situada a la constel·lació de la Cabellera de Berenice, és una de les espirals brillants del Cúmul de galàxies de Verge. És del tipus Sc, gira en sentit de les agulles del rellotge (a diferència de la propera espiral M100), i és inusualment asimètrica. El present autor especula que aquesta asimetria podria ser deguda a trobades semi-recents amb altres membres del Cúmul de Verge, una hipòtesi que pot ser secundada pel fet que la seva velocitat de recessió és bastant alta per a un membre d'aquest cúmul: 2.324 Km/seg d'acord al Sky Catalog 2000.0, la velocitat de recessió més alta mesurada per a una galàxia Messier (i per tant per a qualsevol objecte Messier). Això vol dir que s'està movent a través del Cúmul de Verge a una velocitat pròpia (o peculiar) de al menys uns 1.200 km/s, casualment en una direcció que l'allunya de nosaltres.

Tenint en compte que la relativament propera (al cel) galàxia M98 s'aproxima a 125 km/s, i per tant movent-se a aproximadament la mateixa velocitat peculiar però, casualment, cap a nosaltres, un pot especular que aquestes dues galàxies poden haver estat involucrades en una trobada, però això no és, en aquest moment, més que una atrevida especulació.

Clic per engrandir. M99, Crèdit: Johan Knapen and Nik Szymanek

Tres supernoves han estat registrades a M99: La supernova del tipus II 1967H, mag. 14, al juny del 1967, la supernova del tipus II 1972Q, de mag. 15,6 el 16 de Desembre del 1972, i la 1986I ​​de tipus I, mag. 14, el 17 de maig del 1986.

M99 va ser la segona nebulosa, o galàxia, que va ser reconeguda com una espiral, per Lord Rosse a la primavera de 1846, al voltant d'un any després del seu primer descobriment d'una espiral, M51, a la primavera de 1845.

M99 al web del SEDS
Índex del Catàleg Messier del blog

Catàleg Charles Messier. Objecte M98

Clic per engrandir. Crèdit ESO

Descoberta per Pierre Méchain el 1781.

Messier 98 (M98, NGC 4192) és un dels objectes més febles del catàleg de Messier. És una bella galàxia espiral vista de costat, i membre del Cúmul de Galàxies de Verge, situat a la part sud de la constel·lació de la Cabellera de Berenice.

Juntament amb les properes M99 i M100, M98 va ser descoberta del 15 de març de 1781 per Pierre Méchain. Charles Messier va mesurar la seva posició i la va catalogar el 13 d'Abril de 1781, immediatament abans d'acabar la tercera i última edició publicada del seu catàleg, i destaca que M98 és la més feble d'aquestes tres.

Holmberg ha especulat que M98 podria ser una galàxia de fons més que un membre del cúmul, ja que se'ns està aproximant a 125 km/seg. Malgrat això, en l'opinió del present autor, aquest és un dels arguments més forts que M98 és realment un membre del Cúmul de Verge!. En el dens i massiu Cúmul de Verge, tant la velocitat d'atracció com les trobades properes poden haver-se sumat fàcilment fins a un moviment d'una mica més de 1.200 km/seg., i està aparentment assenyalant en direcció cap a nosaltres, per casualitat, donant com a resultat en el mesurament un corriment al blau en l'espectre d'aquesta galàxia.

M98 està gairebé sobre la vora, i es mostra com un caòtic i difús disc, que conté algunes regions blaves d'estrelles recentment formades, i una enorme quantitat de pols ocultador, que envermelleix bastant la llum del nucli central petit però brillant.

La galàxia sobre la vora M98 pot ser localitzada millor començant des de l'estel de magnitud 5, 6 Comae Berenices, que està a l'est de M98.

M98 al web del SEDS.
Índex del Catàleg Messier del blog.

Quants satèl·lits giren al voltant de la Terra?

Clic per engrandir. Quants satèl·lits hi ha al voltant de la Terra?. Crèdit: ESA

L’òrbita terrestre està cada cop més plena de milers de satèl·lits d’operadors públics i privats. Quants en giren pel damunt del nostre cap? Quines són les seves missions? Quins països en tenen més? Quines són la seva mida i altitud? Busqueu totes les figures amb aquesta infografia.

Com posar un satèl·lit en òrbita al voltant de la Terra?  Sense que ni tan sols en siguem conscients, els satèl·lits s’han tornat essencials per a la nostra vida diària. D’això en depenen els mitjans de comunicació, vigilància i bona part de la investigació científica. Llavors, com posar un satèl·lit en òrbita? El Cnes ens respon en aquest breu vídeo didàctic. Avís: Text i àudio en francès.

D'acord amb l'Associació UCS (Unió de Científics Concienciats) 2063 satèl·lits actius en òrbita al voltant de la Terra el dia 1 d'abril del 2019. El més antic encara en funcionament és un satèl·lit aficionat nord-americà AMSAT Oscar-7 (AO-7) llançat el 15 de novembre de 1974. La taxa de llançaments s’ha accelerat bruscament en els darrers anys, amb 378 satèl·lits llançats el 2017 i 375 satèl·lits el 2018. Tingueu en compte: aquest no és el nombre de coets, ja que la norma es fer llançaments múltiples. El 15 de febrer de 2017, l’Índia va batre un rècord amb 104 satèl·lits en un sol llançament.

Clic per engrandir. Crèdit Futura-Sciences. Sci-Bit

País i Dimensió del satèl·lit.

Aquesta proliferació està relacionada amb dos fenòmens: d’una banda, cada cop són més els països interessats en l’espai. Així, Angola va llançar el seu primer satèl·lit el 2017, destinat a proporcionar serveis de comunicació (ràdio, televisió, veu) i Internet d’alta velocitat a través del continent africà i part d’Europa. D'altra banda, els satèl·lits s'estan miniaturitzant amb l'aparició de CubeSats i d'altres nano-satèl·lits no més grans que una caixa de sabates.

Ús dels satèl·lits.

Dels 2.063 satèl·lits en òrbita terrestre, el 38% (788) es dedica a l’observació de la Terra (estudi del clima, precipitacions, vigilància, etc.) i el 37% (773) als serveis de comunicació. A continuació, vénen satèl·lits amb finalitats científiques o tecnològiques en comunicació o defensa (263) i els utilitzats per a la navegació global o regional (138). Fins i tot veiem que apareixen projectes cada cop més inusuals, com ara obres d’art o startups que ofereixen enviar-te les cendres al cel quan moris.

Òrbites dels satèl·lits

El 64% dels satèl·lits (1.325) són enviats a òrbita baixa (LEO), situada entre els 500 i els 2.000 quilòmetres sobre el nivell del mar. Aquesta proximitat permet un temps de latència molt curt i menys energia al llançament. S'utilitza en particular per a sistemes de telecomunicacions, imatges terrestres o meteorologia. El 27% dels satèl·lits (554) naveguen en una òrbita geoestacionària, a una altitud de 36.000 quilòmetres, que s’utilitza especialment per a serveis de comunicació com la televisió, el satèl·lit roman en tot moment per sobre del mateix punt. L’òrbita mitjana, situada entre 2.000 i 36.000 quilòmetres, s’utilitza per a satèl·lits de navegació com el GPS.

Ho he vist aquí.

El Hubble resol la misteriosa atenuació de Betelgeuse

 Betelgeuse. Clic per engrandir. Crèdit:  A. Dupree (CfA), R. Gilliland (STScI), FOC, HST, NASA

Les observacions del telescopi espacial Hubble de la NASA mostren que l'inesperat enfosquiment de l'estrella supergegant Betelgeuse va ser causat probablement per una immensa quantitat de material calent expulsat a l'espai, formant un núvol de pols que bloquejava la llum de l'estrella procedent de la superfície de Betelgeuse.

Els investigadors del Hubble suggereixen que el núvol de pols que es va formar quan el plasma supercalent es va alliberar d'un aflorament d'una gran cel·la de convecció a la superfície de l'estrella travessant l'atmosfera calenta fins a  les capes exteriors més fredes, on es va refredar i va formar grans de pols. El núvol de pols resultant va bloquejar la llum del voltant d'un quart de la superfície de l'estrella, a partir de finals de 2019. Per a abril de 2020, l'estrella va tornar a la seva brillantor normal.

Betelgeuse és una estrella supergegant envellida, vermella, que ha augmentat de grandària a causa dels canvis complexos i evolutius del seu nucli, un forn de fusió nuclear. L’estrella és tan enorme, que si substituís el Sol al centre del nostre sistema solar, la seva superfície exterior s’estendria per sobre de l’òrbita de Júpiter.

El fenomen sense precedents per al gran enfosquiment de Betelgeuse, que fins i tot es nota fins a simple vista, va començar a l'octubre del 2019. A mitjans de febrer del 2020, l'enorme estrella havia perdut més de les dues terceres parts de la seva brillantor.

Aquest gràfic amb quatre panells il·lustra com la regió sud de l'estrella supergeganta vermella i brillant, la brillantor de Betelgeuse en una evolució ràpida pot haver quedat bruscament enfeblida durant diversos mesos entre els finals del 2019 i principis del 2020. En els primers dos panells, es pot veure a la llum ultraviolada amb el Hubble, una bombolla de plasma brillant i calent és expulsada per l’aparició d’una enorme cèl·lula de convecció a la superfície de l’estrella. Al quadre tres, el gas expulsat s’expandeix ràpidament cap a l’exterior, i es refreda per formar un enorme núvol fosc de grans de pols. El panell final revela l'enorme núvol de pols que bloqueja la llum (tal com es veu des de la Terra) de la quarta part de la superfície de l'estrella. Crèdit d’il·lustració: NASA, ESA i E. Wheatley (STScI).

Aquesta moderació sobtada ha desconcertat als astrònoms, que van lluitar per desenvolupar diverses teories sobre el canvi brusc. Una idea era que una taca solar enorme i freda tapava un ampli terreny de la superfície visible. No obstant això, les observacions del Hubble, dirigides per Andrea Dupree, directora associada del Centre d’Astrofísica-Harvard i Smithsonian (CfA), Cambridge, Massachusetts, suggereixen un núvol de pols que ha cobert una part de l'estrella.

Diversos mesos d'observacions espectroscòpiques de llum ultraviolada de Hubble de Betelgeuse, a partir del gener del 2019, donen lloc a una línia de temps que es va enfosquint. Aquestes observacions proporcionen pistes noves i importants sobre el mecanisme que hi ha darrere de l’enfosquiment.

Hubble va capturar signes de material dens i escalfat que es desplaçava per l'atmosfera de l'estrella al setembre, octubre i novembre de 2019. Aleshores, al desembre, diversos telescopis terrestres van observar que l'estrella disminuïa de lluentor al seu hemisferi sud. Feu clic aquí per saber-ne més.

"Amb el Hubble, veiem el material mentre sortia de la superfície visible de l'estrella i passava per l'atmosfera, abans que es formés la pols que va fer que l'estrella s'enfosquís", va dir Dupree. "Vam veure l'efecte d'una regió densa i calenta a la part sud-est de l'estrella que es desplaça cap a l'exterior".

"Aquest material era de dues a quatre vegades més lluminós que la brillantor normal de l'estrella", va continuar. "I aleshores, aproximadament un mes després, la part sud de Betelgeuse es va enfosquir de forma visible a mesura que l'estrella es feia més fosca. Creiem que és possible que un núvol fosc resulti del flux que va detectar Hubble. Només Hubble ens proporciona aquesta evidència que va portar a l'enfosquiment".

El document de l’equip ha estat publicat online el 13 d’agost a  The Astrophysical Journal.

Estrelles massives supergegantes com Betelgeuse són importants perquè expulsen elements pesats com el carboni a l’espai que es converteixen en els blocs de construcció de noves generacions d’estrelles. El carboni també és un ingredient bàsic per a la vida tal com la coneixem.

Rastreig d'un esclat traumàtic

L'equip de Dupree va començar a utilitzar Hubble a principis de l'any passat per analitzar l'estrella. Les seves observacions formen part d’un estudi del Hubble de tres anys de durada, per controlar les variacions de l’atmosfera exterior de l’estrella. Betelgeuse és una estrella variable que s’expandeix i es contrau, que s’il·lumina i s’enfosqueix, en un cicle de 420 dies.

La sensibilitat a la llum ultraviolada de Hubble va permetre als investigadors sondar les capes per sobre de la superfície de l'estrella, tan calentes, de més de 20.000 graus Fahrenheit (més de 11.000 ºC), que no es poden detectar a les longituds d'ona visibles. Aquestes capes s'escalfen parcialment per les turbulentes cèl·lules de convecció de l'estrella que bombollegen fins a la superfície.

Betelgeuse es fàcil de localitzat al cel nocturn.
Fins i tot en llocs amb contaminació lumínica.
Crèdit: Google-SkyMap

Els espectres del Hubble, presos a principis i finals de 2019, i el 2020, van sondejar l'atmosfera exterior de l'estrella mesurant les línies de magnesi II (magnesi ionitzat individualment). De setembre a novembre de 2019, els investigadors van mesurar el material que es mou a uns 320.000 quilòmetres per hora des de la superfície de l'estrella fins a la seva atmosfera exterior.

Aquest material dens i calent va continuar viatjant més enllà de la superfície visible de Betelgeuse, arribant a milions de quilòmetres de l'estrella a on va romandre. A aquesta distància, el material es va refredar prou com per formar pols, segons van dir els investigadors.

Aquesta interpretació és coherent amb les observacions de llum ultraviolada de Hubble el febrer del 2020, que van demostrar que el comportament de l'atmosfera exterior de l'estrella tornava a la normalitat, tot i que les imatges de llum visible mostraven que encara s'enfosquia.

Tot i que Dupree desconeix la causa de l'esclat, creu que va ser ajudat pel cicle de pulsació de l'estrella, que va continuar normalment tot i l'esdeveniment, segons les observacions de llum visible. El coautor del document, Klaus Strassmeier, del Leibniz Institute for Astrophysics Potsdam, va utilitzar el telescopi automatitzat de l'institut anomenat STELLar Activity (STELLA), per mesurar els canvis en la velocitat del gas a la superfície de l'estrella a mesura que es va elevar i va caure durant el cicle de pulsació. L’estrella s’estava expandint en el seu cicle alhora que augmentava la cèl·lula convectiva. El pols que dilata a Betelgeuse pot haver ajudat a impulsar el plasma a sortir a l’atmosfera.

Dupree estima que es va perdre aproximadament dues vegades la quantitat normal de material de l'hemisferi sud durant els tres mesos del esclat. Betelgeuse, com totes les estrelles, està tolt el temps perdent massa, en el seu cas a un ritme 30 milions de vegades superior al Sol.

Betelgeuse és tan a prop de la Terra, i és tan gran, que Hubble ha sabut resoldre les característiques de la superfície, convertint-la en l'única estrella, tret del nostre Sol, on es pot veure el detall de la superfície.

Les imatges de Hubble realitzades per Dupree el 1995 van revelar per primera vegada una superfície tacada que contenia cèl·lules de convecció massiva que es contrauen i el que fa que s’enfosqueixin i s’il·luminin.

Un precursor de Supernova?

La supergeganta vermella està destinada a acabar la seva vida en una explosió de supernova. Alguns astrònoms creuen que l’atenuament sobtat pot ser un esdeveniment pre-supernova. L’estrella està relativament a prop, a uns 725 anys llum de distància, cosa que significa que l’enfosquiment hauria passat al voltant de l’any 1300. Però la seva llum acaba d’arribar a la Terra ara.

 Clic per engrandir. Romanent de la supernova Cassiopea A. Crèdit: NASA/Chandra

"Ningú sap què fa una estrella abans de convertir-se en una supernova, perquè mai s'ha observat", va explicar Dupree. "Els astrònoms tenen mostres d'estrelles potser un any abans de convertir-se en supernoves, però no d'uns dies o setmanes abans que passés. Però la probabilitat que l'estrella es converteixi en supernova en qualsevol moment es ben petita".

Dupree tindrà una altra oportunitat d'observar l'estrella amb el Hubble a finals d'agost o principis de setembre. Ara, Betelgeuse es troba al cel diürn, massa a prop del Sol per a observacions amb el Hubble. Però l’Observatori de Relacions Solar Terrestres (STEREO) de la NASA  ha pres imatges de l’estrella gegant des de la seva ubicació a l’espai. Aquestes  observacions mostren que Betelgeuse es va tornar a enfosquir entre mitjan maig i mitjans de juliol, tot i que no tan dramàticament com durant l'any.

Dupree espera utilitzar STEREO per a més observacions de seguiment per controlar la brillantor de Betelgeuse. El seu pla és tornar a observar Betelgeuse l'any que ve amb STEREO quan l'estrella s'hagi tornat a expandir cap a l'exterior en el seu cicle, per veure si es desencadena un altre esclat.

Ho he vist aquí.

Catàleg Charles Messier. Objecte M97

Clic per engrandir. la Nebulosa del Mussol està situada al cel a uns 2.600 anys llum de distància cap al fons del carro de l'Óssa Major. També catalogada com M97, el 97è objecte de la coneguda llista de Messier, la seva forma rodona i la col·locació de dos "ulls" grans i foscos suggereixen la cara d'un mussol observant. Un dels objectes més febles del catàleg de Messier, la nebulosa del Mussol és una nebulosa planetària, l'embolcall gasós que brilla amb una estrella moribunda i semblant al Sol quan es queda sense combustible. De fet, la Nebulosa Mussol ofereix un exemple del destí del nostre Sol, ja que es quedarà sense combustible en uns 5.000 milions d’anys més. Com veiem, la nebulosa té una superfície de més de 2 anys-llum, cosa que la fa aproximadament 2.000 vegades el diàmetre de l'òrbita de Neptú. Aquesta imatge en color mostra bonics detalls impressionants dins del mussol còsmic. La composició inclou imatges realitzades a través de filtres de banda estreta durant un total de 24 hores de temps d’exposició. Aquesta imatge va ser considerada com a foto del dia per la NASA el 15 de maig del 2009. Crèdit: Keith Quattrocchi

Descoberta per Pierre Méchain en 1781.

La nebulosa del mussol, un dels objectes més febles de el Catàleg Messier, va ser descoberta per Pierre Méchain el 17 de febrer de 1781. És una de les quatre nebuloses planetàries del seu catàleg i està situada a la constel·lació de l'Óssa Major.

En la seva descripció d'aquest objecte, Charles Messier esmenta també altres dos objectes nebulosos, observats alhora (per ell mateix i per Méchain), però que no havia inclòs en la seva versió impresa de 1781, publicada en Connoissance des Temps, (coneixement dels temps) el 1784. Com la descripció és òbvia i ell va afegir a mà posicions en la seva còpia personal, així com descripcions en la seva versió manuscrita de pre-impressió, ara sabem realment que va observar els objectes M108 i M109. L'almirall William H. Smyth va ser el primer a classificar-la com nebulosa planetària en 1844. El nom de Nebulosa del Mussol l'hi devem a Lord Rosse que va ser el primer a utilitzar-lo en 1848, (veure el seu dibuix). En 1866, William Huggins va reconèixer la seva naturalesa de nebulosa gasosa a partir l'observació del seu espectre, on va descobrir dues línies espectrals.


M97 és una de les més complexes nebuloses planetàries. La seva aparença ha estat interpretada com una coberta cilíndrica tòrica, (o com un globus sense els seus extrems) vista obliquament, de manera que els extrems del cilindre es corresponen a les zones pobres en matèria d'ejecció, que serien els ulls del mussol. Aquesta coberta està embolicada per una lleu nebulosa, de lleugera ionització. La massa de M97 ha estat estimada en 0.15 masses solars, mentre que l'estrella central, de magnitud 16, en tindria 0.7. La seva edat dinàmica és d'aproximadament 6.000 anys (Segons Stephen J. Hynes, Planetary Nebulae).

Com succeeix en les nebuloses planetàries, el Mussol és netament més brillant visualment (Machholz: mag.9,7, Hynes: mag.9,9), que en foto (al voltant de mag 12), ja que la major part de la llum és emesa en la línia espectral verda, (vegeu la nostra pàgina de Nebuloses Planetàries). La seva distància és incerta: el Sky Catalogue 2000 indica 1.300 anys llum (400 pársecs), IS Shklovsky 1.430, mentre que O'Dell i Kohoutek per separat en donaven 1.600 a principi dels anys 60, Cudworth (1974) 2.600 (el nostre valor), Becvar al seu catàleg de l'Atlas Coeli indica 7.460, Voroncov-Veljaminov publiquen 8.150. Finalment Kenneth Glyn Jones dóna 10.000, i per Kauffman té 12.000 anys llum. Alguns d'aquests valors ja són citats per Burnham.

Clic per engrandir. Combinació de 3 imatges CCD de 600 segons d'exposició en
cada un dels filtres d'emissió Hα, NII, OIII fetes amb el telescopi T150 el 19/02/2004.
Crèdit: Observatori de Sierra Nevada, IAA-CSIC

 

Un altre halo exterior es va detectar, comparativament tard, el 1991 per Karen B. Kwitter (Manchado et.al. 1992, Kwitter et.al. 1993).

La imatge DSSM de M97 permet veure en el fons d'aquesta nebulosa, diversos petits objectes nebulosos, molt probablement galàxies llunyanes. L'estrella més brillant situada a sobre i cap a l'esquerra de la nebulosa se sobreposa a l'objecte més lluminós. Aquest objecte més brillant del fons pot trobar-se en imatges amb exposicions més llargues de la Nebulosa del Mussol, també en algunes imatges d'aficionats de la nostra col·lecció.

M97 al web del SEDS
Índex del Catàleg Messier del blog

Com un jove Tità es va escapar de ser destruït per Saturn

Clic per engrandir. Recreació artística de satèl·lits formant-se al voltant d'un planeta
gasós gegant. Crèdit: Nagoya University

Fins al moment, totes les simulacions numèriques han provocat la formació de diverses llunes de Saturn de la mida de Tità, totes elles o bé han estat devorades ràpidament pel gegant o han sobreviscut, deixant almenys dos grans satèl·lits. Per primera vegada, un escenari permet a Tità aparèixer en simulacions escapant-se tot sol de la seva destrucció.

Construir la cosmogonia del sistema solar no només requereix que es comptabilitzi la formació dels planetes, sinó també les seves llunes i els anells que poden tenir. L’origen de la lluna de la Terra, igual que les de Saturn i els seus anells, ho hem de qüestionar. Ens agradaria entendre, en particular, com aquest gegant gasós va adquirir el satèl·lit Tità.

Recordem que aquesta és la lluna més gran de Saturn i la segona lluna més gran del nostre sistema solar després de Ganimedes, la lluna de Júpiter, que només és un 2% més gran. Amb un radi d’uns 2.575 quilòmetres, Tità no és només aproximadament un 50% més gran que la nostra Lluna, sinó també més gran que el planeta Mercuri.

Clic per engrandir. Imatge artística d'una lluna formant-se al voltant d'un planeta
gegant, com Júpiter o Saturn, que sempre es formen al voltant d'un astre en el seu
disc protoplanetari. © Universitat de Nagoya

Per explicar el seu naixement, els planetòlegs solen implicar una mena de formació in situ de Tità en un disc d’acreció que contenia pols i sobretot gas al voltant d'un Saturn jove, d’una manera similar a la gènesi dels planetes del disc protosolar al voltant d'un Sol jove. Aquesta sub-nebulosa saturniana, com l'anomenen els investigadors, fins i tot es creu que és l'origen d'altres llunes de Saturn com Encèlad i Jàpet. Com a curiositat, si Tità va ser descobert per Christian Huygens, Tetis, Dione, Rea i Jàpet van ser descoberts per Jean-Dominique Cassini que els va anomenar "Sidera Lodoicea" (les estrelles de Lluís) en honor al rei Lluís XIV.

Però aquest escenari tenia un problema. Les simulacions numèriques en ordinadors realitzades fins al present per reproduir la formació de Tità, o no van produir un cos celeste tan gran, ja sigui produint-ne diversos que sobrevivien en clara contradicció amb les observacions. De fet, per ser més precisos, les llunes grans es van formar amb una mida comparable a Tità, però totes van acabar sent engolides ràpidament pel gegant gasós.

La física del disc d'acreció modelada millor.

Ara dos astrofísics japonesos, Yuri Fujii, professor a la Universitat de Nagoya, i Masahiro Ogihara, professor de l'Observatori Astronòmic Nacional del Japó (NAOJ), anuncien haver trobat una solució a aquest enigma en un article publicat a Astronomy and Astrophysics Letters i també disponible a arXiv.

Clic per engrandir. Resultats de la simulació que mostren els radis orbitals en funció del
temps de 7 hipotètiques llunes de massa comparables a les de Tità. A mesura que avança
la simulació, gairebé tots aquests satèl·lits cauen al planeta, no obstant això, el satèl·lit més
exterior sobreviu fins que el gas del disc es dissipa. Aquest satèl·lit resideix temporalment
a la "zona segura". © Fujii i Ogihara, A&A, 2020. Traducció de la infografia: sci-bit 

El disc d’acreció de la sub-nebulosa es comporta com un gas, amb temperatura i pressió, però també amb radiació i fonts d’opacitat d’aquesta radiació, que influeix en la distribució de la temperatura del disc. Els astrofísics han tingut en compte les fonts d’opacitat per a la transferència radiactiva en forma de pols gelat i silicats. Al final, les simulacions van ser capaços de tenir en compte els efectes del gas en la formació de llunes en els càlculs, i que òbviament també tenien en compte les forces gravitacionals d’atracció presents entre tots els cossos.

Els investigadors van descobrir llavors que hi havia una mena de zona segura, una regió en forma d’anell al voltant de Saturn, en la qual es podria formar un planeta de la mida de Tità, migrant cap a l’exterior per l’efecte de la pressió d’un gas més calent que en simulacions anteriors, però mantenint-se en aquesta zona mentre que els altres, més a prop de Saturn, van acabar sent engolits.

Per primera vegada, una simulació digital va conduir automàticament a l'existència d'una sola lluna gegant com Tità a l'entorn de Saturn. Però els astrofísics són prudents. Encara no és possible concloure que així es va formar el satèl·lit.

Per esbrinar-lo, probablement caldria observar un gran nombre d’exollunes al voltant dels exosaturns i descobrir que gairebé cada cop només hi ha un "exotità" per a cada "exosaturn". No hem arribat encara al futur proper.

Clic a la imatge per engrandir. Un escenari per a la formació d’una sola lluna gran. (1) A mesura que es forma un planeta, un disc amb gas i pols gira al voltant del planeta. Els materials sòlids es condensen en aquest disc. (2) Els components sòlids assoleixen la mida de satèl·lit al disc circumplanetari. A partir d'aquest pas es van iniciar les simulacions per a aquesta investigació. (3) Les òrbites d'aquests satèl·lits dins del disc canvien progressivament a causa de la influència del gas. Molts satèl·lits s’acosten al planeta en òrbita i acaben caient al planeta. Tot i això, un satèl·lit amb una òrbita situada en una "zona segura" no cau al planeta, sinó que manté la seva distància respecte al planeta. (4) A mesura que el gas del disc es dissipa,el satèl·lit que sobrevisqui a la "zona segura" romandrà en una òrbita estable fins al final. © Naoj 

Ho he vist aquí.