Descobriments intrigants sobre el passat a on va aterrar Perseverance

Clic per engrandir. Durant 187 mesos,el rover Perseverance ha estat analitzant incansablement la geologia del cràter marcià Jezero. Crèdit: NASA, JPL-Caltech, ASU, MSSS.

Amb l'ajuda del rover Perseverance, Mart ens continua revelant els seus secrets i, en particular, els del cràter Jezero, que el rover porta 18 mesos inspeccionant. Les últimes dades de roques recollides pel rover permeten veure una mica més clarament la història geològica d'aquest antic llac. Cal una mica de paciència mentre esperem el retorn a la Terra de les mostres el 2033.

Perseverance, a la recerca de vida a Mart. Perseverance, així és com la NASA va decidir batejar el rover que va enviar a Mart l'estiu del 2020. Un rover del qual els investigadors esperen molt. És el primer a recollir mostres de roca per tornar a la Terra. Objectiu: trobar rastres de vida microbiana.

L'arribada del rover Perseverance a Mart, que complementava els instruments que ja hi havia al lloc com el rover Curiosity o l'estació sismològica InSight, va permetre explorar un nou entorn marcià: el cràter Jezero.

Les primeres observacions també van permetre ràpidament establir que aquest cràter va estar ocupat antigament per un gran llac, alimentat per un riu formant un delta. Per tant, el lloc és especialment adequat per estudiar la història de l'aigua del Planeta Roig i buscar possibles rastres de vida. No obstant això, aquests temes requereixen un estudi detallat de la geologia del lloc: naturalesa de les roques, mineralogia, arquitectura sedimentària que testimonia episodis i condicions lacustres, vulcanisme, etc.

A l'espera del retorn de les mostres a la Terra, una operació que només està prevista per al 2033 , les anàlisis, però, van bé a partir de les dades retransmeses pel rover. S'acaben de publicar junts quatre nous estudis que detallen la naturalesa del sòl i el subsòl del cràter Jezero.

Clic per engrandir. Selfie del Perseverance al cràter Jezero. Crèdit: NASA, JPL-Caltech, MSSS 

El sòl del cràter Jezero està format per roques ígnies d'origen profund

Durant el seu viatge al cor de l'antic llac, el rover Perseverance ha fet, efectivament, diverses anàlisis de les roques que formen el fons del cràter. Tot i que tothom esperava trobar roques sedimentàries dipositades al fons del llac o roques volcàniques, com ara colades de lava antigues, les dades van revelar que el sòl del cràter es forma sovint a partir de acumulacions magmàtiques. Trobar aquest tipus de roques a l'aflorament és sorprenent, perquè són les anomenades roques plutòniques, és a dir, que solen formar-se en profunditat, generalment al cor de les cambres magmàtiques o al fons dels llacs de lava. Són el resultat d'un refredament lent del magma. Els cristalls que es formen a mesura que disminueix la temperatura s'assentaran gradualment al fons del dipòsit de magma i s'acumulen per donar lloc a una roca estratificada.

En ambdós casos, la presència d'aquest tipus de roca a l'aflorament del fons del cràter només pot significar una cosa: tot el material que les cobria ha estat eliminat pel lent procés d'erosió al llarg dels anys, milers de milions d'anys. Encara estem parlant d'un gruix de roca de diversos centenars de metres de gruix! Aquests resultats es van publicar a la revista Science amb el títol "An olivine cumulate outcrop on the floor of Jezero crater, Mars", així com a l'article "Compositionnaly and density stratified igneous terrain in Jezero crater, Mars" publicat a Science Advances.

Clic per engrandir. Detall de les roques mostrades per Perseverance als jaciments de Seitah i Maaz, dins del cràter Jezero. Crèdit: Wiens et al. 2022, Science Advances, CC by-nc 4.0 

Aquesta estratificació del fons del cràter Jezero va ser confirmada per les imatges de radar realitzades per Perseverance. L'instrument portat pel rover ha permès efectivament, visualitzar el subsòl a una profunditat d'uns 15 metres, revelant una arquitectura molt estratificada, que s'explica per l'origen magmàtic de les roques, però també per la presència de dipòsits sedimentaris del llac. Aquests resultats es presenten a l'article "Ground penetrating radar observations of subsurface structures in the floor of Jezero crater, Mars", publicat a la revista Science Advances.

Una cosa és certa, les roques analitzades pel rover són testimonis d'un episodi magmàtic previ a la formació del delta del Jezero. Per tant, podrien permetre donar un límit d'edat inferior a aquesta formació sedimentària.

Clic per engrandir. El cràter Jezero, vist per la sonda Mars Express de l'Agència Espacial i la ubicació dels diferents elements del rover Perseverance en un mapa adquirit per la sonda Mars Reconnaissance Orbiter de la NASA. Es pot veure clarament la formació sedimentària del delta. Crèdit: ESA/DLR/FU-Berlín i NASA-JPL.

Diferents rastres de meteorització per l'aigua

El seu descobriment és doblement interessant, ja que aquestes roques també porten restes de la meteorització per l'aigua. Atès que les roques magmàtiques són especialment fàcils de datar, les mostres preses pel Perseverance podrien així permetre establir una cronologia precisa dels diferents esdeveniments hídrics del jaciment i en particular, datar la formació del llac. Aquestes dades són un dels elements clau per entendre millor l'evolució del clima marcià. L'estudi d'aquestes roques podria permetre, doncs, saber amb precisió quan el clima del planeta va permetre l'establiment d'un sistema hídric a la superfície i quan la situació va canviar dràsticament cap a les condicions fredes i àrides que observem avui dia.

El Perseverance no està però, en condicions d'obtenir aquestes dates. Per tant, haurem d'esperar pacientment que les mostres tornin a la Terra. Gràcies als instruments a bord del rover, però, és possible l'estudi detallat dels acumulats presents al fons del cràter. La seva anàlisi mineralògica mostra que estan compostes per petits cristalls intricats d'olivina i piroxè, que testimonien una cristal·lització lenta. Però el que més interessa als especialistes són els rastres de la meteorització per l'aigua. De fet, les diferents mostres preses pel Perseverance en diferents punts del cràter semblen haver estat alterades de diferents maneres.

Les roques del jaciment de Máaz contenen en els seus porus minerals que s'haurien format a partir d'aigua salobre molt salada Per contra, les roques del jaciment de Seitah mostren traces de reacció amb aigua rica en carbonats. Per tant, les dues mostres testimonien un canvi en les condicions del llac al llarg del temps, que poden estar relacionades amb el canvi climàtic. Un cop més, caldrà esperar el retorn de les mostres a la Terra per poder datar amb precisió aquestes diferents etapes i establir-ne la cronologia. El detall de l'anàlisi està disponible a l'article "Aqueously altered igneous rocks sampled on the floor of Jezero crater, Mars", publicat a Science.

Clic per engrandir. El camí seguit per Perseverance des del seu aterratge el febrer de 2021. Els punts vermells indiquen on es van prendre les mostres (jaciments de Séitah i Maaz). El rover està ara a l'alçada del delta. Crèdit: NASA

La baixa abundància de minerals resultant de la meteorització de les roques ígnies, però, suggereix que el període d'existència del llac va ser relativament curt.

Mostres valuoses

A part del cas molt local de Jezero, l'estudi més detallat dels acumulats rics en olivina podria ajudar a entendre millor l'activitat magmàtica de Mart. Per tant, combinades amb imatges de satèl·lit, les dades informades per Perseverance podrien ajudar a dibuixar una imatge a més gran escala de la història magmàtica del planeta.

Entenem millor el valor de les mostres preses per Perseverance i les precaucions que prenen els científics encarregats de la missió per assegurar-ne la preservació i la seva arribada a la Terra en 11 anys. En cadascun dels quatre llocs estudiats es van duplicar les mostres preses. Aquests duplicats s'emmagatzemaran en un lloc de còpia de seguretat prop del delta en cas que les mostres conservades per Perseverance no es puguin recuperar, a causa d'una fallada mecànica per exemple. En aquest jaciment també s'emmagatzemaran les mostres de roques sedimentàries recollides recentment pel rover a nivell del delta. Noves mostres que també ens haurien de proporcionar informació valuosa sobre el passat de Mart.

Ho he vist aquí.

Zeta del Serpentari: Una estrella amb un passat complicat

Zeta del Serpentari (Ophiuchi) és una estrella amb un passat complicat, que probablement va ser expulsada del seu lloc de naixement per una poderosa explosió estel·lar. Una nova anàlisi feta per l'Observatori de raigs X Chandra de la NASA ajuda a conèixer millor la història d'aquesta estrella fugitiva.

Clic per engrandir. Crèdit imatge raigs X: NASA/CXC/Dublin Inst. Advanced Studies/S. Green et al.; Imatge Infraroig: NASA/JPL/Spitzer

 

Situada a uns 440 anys llum de la Terra, Zeta del Serpentari és una estrella calenta 20 vegades més massiva que el Sol. Observacions anteriors han proporcionat proves que Zeta Ophiuchi va estar una vegada en òrbita propera amb una altra estrella, abans de ser expulsada a uns 160.000 quilòmetres per hora quan aquesta companya va ser destruïda en una explosió de supernova fa més d'un milió d'anys. Les dades infraroges publicades anteriorment pel telescopi espacial Spitzer de la NASA, ja retirat, que es veuen en aquesta nova imatge composta, revelen una espectacular ona de xoc (vermell i verd) que es va formar per la matèria que es va desprendre de la superfície de l'estrella i es va estavellar contra el gas al seu camí. Les dades de Chandra mostren una bombolla d'emissió de raigs X (blau) situada al voltant de l'estrella, produïda pel gas que s'ha escalfat pels efectes de l'onada de xoc a desenes de milions de graus.

Un equip d'astrònoms dirigit per Samuel Green, de l'Institut d'Estudis Avançats de Dublín (Irlanda), ha construït els primers models informàtics detallats de l'ona de xoc. Han començat a provar si els models poden explicar les dades obtingudes en diferents longituds d'ona, incloent-hi observacions de raigs X, òptiques, infraroges i de ràdio. Els tres models informàtics diferents prediuen una emissió de raigs X més feble que l'observada. La bombolla d'emissió de raigs X és més brillant a prop de l'estrella, mentre que dos dels tres models informàtics prediuen que l'emissió de raigs X hauria de ser més brillant a prop de l'onada de xoc.

En el futur, aquests investigadors planegen provar models més complicats amb física addicional -incloent-hi els efectes de la turbulència i l'acceleració de les partícules- per veure si la concordança amb les dades de raigs X millora.Un article que descriu aquests resultats ha estat acceptat a la revista Astronomy and Astrophysics i un esborrany està disponible aquí. Les dades de Chandra utilitzades aquí van ser analitzades originalment per Jesús Toalá, de l'Institut d'Astrofísica d'Andalusia, a Espanya, que també va redactar la proposta que va conduir a les observacions.

El Centre de Vol Espacial Marshall de la NASA gestiona el programa Chandra. El Centre de Raigs X Chandra de l'Observatori Astrofísic Smithsonià controla les operacions científiques des de Cambridge, Massachusetts i les operacions de vol des de Burlington, Massachusetts.

 

Llegiu més sobre l'Observatori de raigs X Chandra de la NASA fent un clic aquí. Per veure més imatges de Chandra, multimèdia i materials relacionats, feu un altre clic aquí.

Ho he vist aquí.

Dossier Conèixer els neutrins: 1 Oscil·lacions de neutrins

Clic per engrandir. L'interior d'un detector d'antineutrins està ajudant els científics a aprendre més sobre les diminutes partícules anomenades neutrins. Es van formar poc després del Big Bang i formen part de tot, des de les galàxies fins a les tasses de te. Un equip de físics de Virginia Tech forma part de la col·laboració internacional que ha descobert nova informació sobre el comportament dels neutrins. Crèdit: Universitat de Califòrnia, Laboratori Nacional Lawrence Berkeley.

El neutrí es va postular l'any 1930 per resoldre un problema important de la física: la conservació de l'energia. La seva existència experimental no es va demostrar fins un quart de segle després. Des de llavors, el neutrí ha ocupat l'escenari amb els seus nombrosos enigmes, però la detecció i, per tant, la verificació de les prediccions, és especialment difícil. Això requereix detectors molt massius. El problema definitiu resolt és el de la massa dels neutrins: tenen massa o no? A veure com va arribar la resposta.

El 1930, Pauli Wolfgang, un físic suís d'origen austríac, va postular l'existència d'una partícula sense massa i sense càrrega elèctrica. La seva predicció va ser confirmada l'any 1956 amb el descobriment dels neutrins. Per detectar l'existència de neutrins calen detectors molt massius, per exemple el Super-Kamiokande.

Clic per engrandir. Els neutrins han revelat els seus misteris. Crèdit: Ezume Images, Shutterstock 

El Super-Kamiokande (Super-K), és un dispositiu gegant situat en una gran caverna sota una muntanya a l'oest de Tòquio, consta d'una enorme cambra de 50 quilotones d'aigua purificada, tan voluminosa com un edifici de 15 pisos d'alçada i set vegades el pes de la Torre Eiffel.

Quan un neutrí interacciona amb una molècula d'aigua, es crea llum que és detectada per una matriu d'11.000 sensors anomenats tubs fotomultiplicadors. És analitzant aquesta llum que tornem a la causa, és a dir, al neutrí responsable.

Clic per engrandir. L'icònic detector de neutrins Super-Kamiokande en fase d'ompliment. Crèdit: Observatori Kamioka, Universitat de Tòquio.

La caça de neutrins dóna respostes

Així doncs, els neutrins han revelat alguns dels seus misteris. El problema definitiu resolt és el de la massa dels neutrins: tenen massa o no? A veure com va arribar la resposta.

En aquest dossier, podreu anar descobrint el fenomen de les oscil·lacions, els neutrins solars, els neutrins atmosfèrics i la massa dels neutrins.

Veure:

Capítol següent: 2 El fenomen de les oscil·lacions de neutrins

 

Ho he vist aquí.

El Hubble observa un camp celeste ple d'estrelles

Clic per engrandir. El cúmul globular NGC 6638. Crèdit: ESA/Hubble & NASA, R. Cohen

Aquesta imatge plena d'estrelles del telescopi espacial Hubble de la NASA/ESA mostra el cor del cúmul globular NGC 6638 a la constel·lació de Sagitari. L'observació, plena d'estrelles, posa de manifest la densitat d'estrelles al cor dels cúmuls globulars, que són grups estables i estretament units de desenes de milers a milions d'estrelles. Per capturar les dades d'aquesta imatge, el Hubble va utilitzar dos dels seus instruments astronòmics d'avantguarda: La Càmera de Camp Amplio 3 i la Càmera Avançada de Sondejos.

El Hubble va revolucionar l'estudi dels cúmuls globulars. La distorsió causada per l'atmosfera terrestre fa gairebé impossible distingir clarament els estels del nucli dels cúmuls globulars amb els telescopis terrestres. Orbitant a uns 550 km per sobre de la Terra, el Hubble pot estudiar quin tipus d'estrelles componen els cúmuls globulars, com evolucionen i el paper de la gravetat en aquests sistemes densos sense que l'atmosfera terrestre suposi un problema.

El telescopi espacial James Webb de la NASA, l'ESA i la CSA permetrà conèixer millor els cúmuls globulars en observar el seu interior ple d'estrelles. Webb observa en longituds d'ona infraroges, proporcionant informació única sobre els estels dels cúmuls que complementarà les increïbles vistes del Hubble.

Ho he vist aquí.

Dafnis de prop

La lluna creadora d'ones, Dafnis, apareix en aquesta vista, presa mentre la nau espacial Cassini de la NASA realitzava una de les seves passades sobre les vores exteriors dels anells de Saturn el 16 de gener de 2017. Aquesta és la vista més propera de la petita lluna obtinguda fins ara.

Dafnis (8 quilòmetres de diàmetre) orbita dins la divisió de Keeler, de 42 quilòmetres d'amplada. L'angle de visió de Cassini fa que la bretxa sembli més estreta del que realment és, a causa de l'escorç.

La gravetat de la petita lluna aixeca ones a les vores de la bretxa tant en direcció horitzontal com vertical. Cassini va poder observar les estructures verticals el 2009, al voltant de l'època de l'equinocci de Saturn (vegeu PIA11654).

Clic per engrandir. NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute

Igual que un parell d'altres llunes petites de Saturn, Atles i Pan, Dafnis sembla tenir una estreta cresta al voltant de l'equador i un mantell de material força suau a la superfície, probablement una acumulació de partícules fines dels anells. Alguns cràters són evidents a aquesta resolució. Més al nord es pot veure una carena addicional que corre paral·lela a la banda equatorial.

En aquesta imatge també s'aprecien detalls fins als anells. En particular, s'aprecia una textura granulada en diversos carrils amples que insinua estructures on les partícules s'aglutinen. En comparació amb les vores esmolades de la bretxa Keeler, el bec de l'ona a la vora de la bretxa de l'esquerra té un aspecte més
suau. Això és degut possiblement al moviment de les fines partícules de l'anell que s'estenen cap a la bretxa després de l'última aproximació de Dafnis a aquesta vora en una òrbita anterior.

Un tènue i estret tirabuixó de material anul·lar segueix just darrere de Dafnis (a la seva esquerra). Això pot ser el resultat d'un moment en què Dafnis va treure un paquet de material de l'anell, i ara aquest paquet s'està estenent.

La imatge va ser presa en llum visible (verda) amb la càmera d'angle estret de la nau espacial Cassini. La imatge va ser presa a una distància d'aproximadament 28.000 quilòmetres de Dafnis i amb un angle Sol-Dafnis-nau, o fase, de 71 graus. L'escala de la imatge és de 168 metres per píxel.

Cassini és un projecte cooperatiu de la NASA, l'ESA (Agència Espacial Europea) i l'Agència Espacial Italiana. El JPL, una divisió de l'Institut Tecnològic de Califòrnia a Pasadena, gestiona la missió per a la Direcció de Missions Científiques de la NASA, a Washington. L'orbitador Cassini i les seves dues càmeres a bord van ser dissenyats, desenvolupats i acoblats al JPL. El centre d'operacions d'imatge té la seu a l'Space Science Institute de Boulder (Colorado).

Per a més informació sobre la missió Cassini-Huygens, feu un clic aquí o a aquí. Podeu accedir a la pàgina web de l'equip d'imatges de Cassini fent un clic aquí.

Ho he vist aquí.

Grans de pols més antics que el Sol trobats a l'asteroide Ryugu

Clic per engrandir. Recreació artística de la sonda Hayabusa-2 durant el seu segon intent de recollir mostres el juliol del 2019, prop d'un cràter artificial format a l'asteroide Ryugu l'abril. Crèdit: Akihiro Ikeshit, JAXA.

L'asteroide Ryugu conté grans de material que es van formar abans del naixement del Sol, a les atmosferes d'estrelles moribundes. Aquests grans pre-solars es van trobar allà en mostres portades a la Terra per la sonda Hayabusa-2.

Aquests són tots els asteroides coneguts del nostre Sistema Solar. Mireu que nombrosos són: aquí teniu tots els asteroides identificats pels astrònoms des del primer descobriment l'any 1801. El nombre de descobriments ha augmentat significativament des de finals del segle XX. 

El 1950, Erwin Schrödinger, un dels fundadors de la mecànica quàntica, després d'haver treballat tant per dilucidar la naturalesa de la vida com per a l'aparició de la matèria en un model de cosmologia relativista, va explicar en una de les quatre conferències públiques titulada “La ciència com a element constitutiu de l'Humanisme que el coneixement aïllat obtingut per un grup d'especialistes en un camp estret no té en si mateix cap valor de cap mena; només té valor en la síntesi que l'uneix a tota la resta de coneixements i només en la mesura que realment contribueix, en aquesta síntesi, a respondre la pregunta: Qui sóm?".

De fet, estem buscant les nostres arrels i la nostra identitat còsmica amb missions espacials com la de la sonda japonesa Hayabusa-2, que va estar en òrbita al voltant de l'asteroide Ryugu (162173)  des de juny de 2018 fins a novembre de 2019. Hi va prendre mostres que han arribat a la Terra i encara s'estan analitzant.

Una presentació de la missió Hayabusa 2. Podeu triar l'idioma de subtitulació a la configuració del video. Crèdit: DLR

Per tant, provenen d'un membre de la família d'asteroides Apol·lo, els asteroides propers a la Terra, i fins i tot es troba entre els que són potencialment perillosos. S'havia descobert l'any 1999 i ràpidament s'havia quedat clar que pertanyia als asteroides de tipus C, és a dir, semblants als meteorits de condrites carbòniques coneguts a la Terra.

La seva composició química és, doncs, propera a la de la matèria del núvol molecular i polsós on va néixer el sistema solar primitiu, sense els elements lleugers i volàtils com el gel. Per tant, va ser un objectiu preferit per entendre l'origen dels planetes i del Sol i, per tant, l'origen de la biosfera i la noosfera, de manera que Hayabusa-2 ens va oferir molt més que imatges de primer pla de l'asteroide  Ryugu (162173). 

Avui fa tres anys (22 de febrer de 2019) va ser el primer gol de Hayabusa2. Recordem l'operació extremadament tensa. La mostra recollida en aquell moment està sent examinada pel nostre equip d'anàlisi inicial. Estem emocionats amb el que trobarem!. Crèdit: HAYABUSA2@JAXA

          
En podem estar convençuts amb l'anunci fet a través d'un article d'un equip internacional d'investigadors liderat per Jens Barosch i Larry Nittler de la Carnegie Institution for Science publicat a The Astrophysical Journal Letters.

Els membres d'aquest equip van fer saber que van descobrir en les mostres portades per Hayabusa-2 ni més ni menys que grans presolars.

Una clau del cicle dels estels de la Via Làctia

Amb això ens referim a materials sòlids que es van condensar en grans, no en el disc protoplanetari de gas i pols que es refredava al voltant del Sol jove, fa uns 4.500 a 4.600 milions d'anys, sinó fins i tot abans del naixement del Sol, a les atmosferes estel·lars de les estrelles existents abans d'ella i del qual van ser expulsats al final de la seva vida per trobar-se al medi interestel·lar, després a la nebulosa protosolar a l'origen del Sistema Solar.

Clic per engrandir. A l'esquerra hi ha una imatge presa amb un microscopi electrònic d'una partícula de Ryugu premsada en una làmina d'or en la qual s'han detectat dos grans presolars de carbur de silici, tal com indiquen les fletxes blanques de les imatges del centre i de l'esquerra. Crèdit: Carnegie Institution for Science.

Recordeu que hi ha un autèntic cicle estel·lar a la Via Làctia que fa que evolucioni químicament amb un enriquiment creixent del medi interestel·lar en elements pesants. En aquest medi, núvols moleculars i polsosos, densos i freds, es col·lapsen gravitacionalment, desestabilitzats sota l'efecte d'una pressió, ja siguin ones de densitat als braços de la nostra galàxia o per l'ona de xoc de l'explosió de la supernova. 

A mesura que els núvols col·lapsen, es fragmenten donant vivers d'estrelles, algunes de les quals evolucionaran molt ràpidament explotant en supernoves, injectant nous elements pesants al núvol on continua la formació estel·lar. Es creu que l'explosió d'una d'aquestes estrelles, anomenada Coatlicue, va provocar l'enfonsament del núvol protosolar on va néixer el nostre Sol. De manera més general, les estrelles al final de la seva vida retornaran la matèria que les va formar al medi interestel·lar, però amb nous elements, un entorn en el qual, per les mateixes raons, naixeran noves estrelles. 

Això és el que fa que Jens Barosch digui que, en el cas de les troballes a les mostres de Ryugu, "diferents tipus de grans presolars provenen de diferents tipus d'estrelles i processos estel·lars, que podem identificar a partir de les seves signatures isotòpiques. La capacitat d'identificar i estudiar aquests grans al laboratori ens pot ajudar a entendre els fenòmens astrofísics que han donat forma al nostre Sistema Solar, així com altres objectes còsmics".

De fet, els cosmoquímics poden utilitzar sofisticats instruments microanalítics per mesurar l'abundància de diversos nuclis isotòpics d'un element amb un nombre diferent de neutrons i comparar-los amb els mesurats en les condrites carbonàcies que s'han estavellat a la Terra.

Sobre aquest tema, i de nou en un comunicat de premsa de la  Carnegie Institution for Science, Larry Nittler explica que "les composicions i l'abundància dels grans presolars que hem trobat a les mostres de Ryugu són similars a les que hem trobat anteriorment a les condrites carbonàcies. Això ens dóna una imatge més completa dels processos de formació del nostre Sistema Solar que pot informar models i experiments futurs amb mostres de Hayabusa2, així com d'altres meteorits".

Podeu triar l'idioma de subtitulació a la configuració del video. En aquest vídeo, Philip Heck parla de la seva investigació sobre els grans presolars, minerals que es van formar abans del naixement del nostre sistema solar. "Science at FMNH" és una sèrie de podcasts i vídeos que explora la ciència, les col·leccions i la investigació entre bastidors al Field Museum de Chicago. Crèdit: Field Museum

 

Ho he vist aquí.

Dossier Via Làctia: 2 Formes i dimensions de la Via Làctia

La Via Làctia, un magnífic camí d'estrelles al cel nocturn, encara guarda molts secrets. La matèria fosca i l'energia, els forats negres supermassius són temes fascinants per entendre millor la nostra galàxia. 

El nostre sistema solar forma part d'una galàxia espiral molt típica, de la qual n'hi ha milers de milions a l'univers observable. Com que estem a dins, malauradament no podem tenir-ne una visió sinòptica clara, sinó que hem de reconstruir la seva possible estructura, a partir d'un gran nombre d'observacions, en particular pel que fa a la velocitat de rotació de la matèria des del centre.

L'observació de les galàxies exteriors ens ajuda molt a entendre les nostres. Així és possible comparar la Via Làctia amb Messier 83, la imatge del qual es reprodueix a continuació.

Clic per engrandir. La galàxia Messier 83, que es mostra aquí, és molt semblant a la Via Làctia. Crèdit: NASA, ESA i el Hubble Heritage Team (STScI/AURA) Agraïments: William Blair (Johns Hopkins University) CCO .

Una galàxia com la Via Làctia està formada per diversos sistemes de geometria, cinemàtica, edat i poblacions estel·lars diferents, que permeten rastrejar la seva formació. A la figura següent es mostra un exemple esquemàtic; de dins a fora:

•     un bulb poc massiu amb geometria esferoïdal al centre;
•     un disc prim la massa estel·lar del qual domina;
•     un disc gruixut;
•     un halo estel·lar esferoïdal molt extens.

A la Via Làctia, el disc prim seria el doble de petit de radi que el disc gruixut, però gairebé tan massiu, segons les últimes estimacions. D'altra banda, el bulb seria gairebé insignificant en massa.

Clic per engrandir. Diagrama dels diferents components estel·lars d'una galàxia espiral típica. Crèdit: Françoise Combes. Infografia en català: Sci-Bit  

La Via Làctia, una galàxia espiral barrada

Hi ha una barra estel·lar a la nostra galàxia (com a M83, vegeu la foto de dalt), que no és excepcional, ja que dos terços de les galàxies espirals estan barrades. Les estrelles que entren en ressonància amb la barra es poden elevar perpendicularment al pla i formen pseudo-bulbs en forma de caixa o de cacauet.

Una imatge obtinguda en infraroig proper, que permet perforar l'enfosquiment de la pols, i així veure el centre de la nostra galàxia (vegeu més avall), revela la barra i el seu pseudo-bulb. Podem veure, per l'efecte de perspectiva, que el costat de la barra que ve cap a nosaltres és més gruixut que el costat simètric que marxa.

Clic per engrandir. Imatge de la Via Làctia obtinguda en infraroig proper pel projecte 2MASS. Crèdit: www.ipac.caltech.edu

El disc gruixut, que té les poblacions d'estrelles més antigues, es va formar molt ràpidament durant la gènesi primerenca de la galàxia, fa entre 9 i 12 mil milions d'anys. La fracció de gas era aleshores molt més alta que avui (al voltant del 30 al 50%); aquest gas és gravitacionalment inestable, la qual cosa el fa molt turbulent, i les estrelles es formen de manera molt violenta. Les galàxies continuen rebent gas dels filaments de matèria que les connecten a la xarxa còsmica. Aquest flux de gas renova el medi interestel·lar de la galàxia, que s'ha consumit en estrelles. Aleshores, la fracció de gas es manté en un nivell molt baix, entre el 5 i el 10% com ara. El component gasós és molt més estable i es manté confinat en un disc prim.

L'halo estel·lar de la Via Làctia

L'halo estel·lar està format essencialment per petites galàxies companyes, que són engolides per la Via Làctia. Gràcies a grans programes d'observació dels colors i la magnitud de milions d'estrelles de la nostra galàxia, és possible identificar corrents estel·lars, les propietats físiques dels quals es distingeixen del conjunt.

Així, s'han observat diversos corrents, en relació amb les interaccions de marea, entre la Via Làctia i petites galàxies satèl·lits. El nana el·líptica de Sagitari va ser un dels primers descobriments, després Ca Major, l'anell de l'Unicorn, etc.

Clic per engrandir. Resultats de la simulació de fusions entre petites galàxies satèl·lit i la galàxia principal central. La paleta d'intensitat blava mostra la densitat d'estrelles a l'halo de la galàxia central. Crèdit: Bullock i Johnston,  The Astrophysical Journal , 2005 

Aquests corrents són tan nombrosos que tot el halo estel·lar es podria haver format únicament a partir de les restes de petites galàxies engolides per la nostra. La simulació que es mostra a dalt mostra dos resultats finals després de la interacció amb petits satèl·lits: els corrents de marea formen bucles i filaments estel·lars característics, com ara remolins i plomalls.

Veure:

Anterior: 1 Els misteris d'una galàxia espiral
Següent: 3 Estructura i components de la galàxia espiral

 

Ho he vist aquí.