Confirmat, més de 45.000 galàxies.

Aquesta imatge es va prendre com a part del JWST Advanced Deep Extragalactic Survey (JADES-Estudi extragalàctic profund avançat del James Webb "JWST"), un dels majors programes científics del primer any del Webb. Tot i que les dades encara estan arribant, JADES ja està revolucionant el que sabem sobre les galàxies i la formació estel·lar al principi de l'univers.

Amb el temps, la llum de les galàxies llunyanes es desplaça cap a longituds d'ona més llargues i colors més vermells a causa de l'expansió de l'univers, un fenomen anomenat desplaçament al vermell. Els astrònoms mesuren el desplaçament al vermell d'una galàxia per saber a quina distància es troba, així com quan va existir a l'univers primitiu. 

Abans del Webb, només s'havien observat unes quantes dotzenes de galàxies per sobre d'un desplaçament al vermell de 8, corresponent a quan l'univers tenia menys de 650 milions d'anys. Ara, el programa JADES de Webb ha descobert gairebé un miler d'aquestes galàxies molt distants.

Clic a l'imatge per engrandir. Crèdit: NASA, ESA, CSA, Brant Robertson (UC Santa Cruz), Ben Johnson (CfA), Sandro Tacchella (Cambridge), Marcia Rieke (University of Arizona), Daniel Eisenstein (CfA), amb processament d'imatge de Alyssa Pagan (STScI)

En aquesta imatge podem veure milers de petites galàxies disperses sobre un fons negre. Algunes són espirals, ja sigui de front o de costat, mentre que altres són el·líptiques. Moltes són massa petites per discernir-ne l'estructura. Algunes espirals són blavoses, però la majoria de les galàxies semblen grogues o vermelles. Un grapat d'estrelles mostren pics de difracció de vuit punts.

Ho he vist aquí.

D'on surten els llamps: del cel o de la terra?

Clic a l'imatge per engrandir. D'on surten els llamps? Crèdit: Natalia Drogaleva, fotolia

Les tempestes són fenòmens meteorològics fascinants, però com es formen els llamps? D'on venen exactament, del cel o del terra? Descobreix-ho tot seguit.

Un núvol de tempesta -cumulonimbus- conté milers de milions de gotes d'aigua i cristalls de gel. Els científics creuen, però no estan segurs, que l'electricitat estàtica es forma dins d'un núvol quan les gotes i els cristalls de gel xoquen. Durant aquests xocs, intercanvien part de les seves càrregues elèctriques.

Formació de llamps als núvols

Les gotes carregades negativament més grans (més pesades) cauen després al peu del núvol. Resultat? Un gran paquet de càrregues positives a la part superior del núvol, la mateixa versió negativa a la seva base. L'aire, un bon aïllant, els manté a ratlla... fins que la distància entre aquests dos paquets de càrrega es fa massa gran. Aquesta vegada més aïllament no importa! Un llamp es forma entre els dos, dins dels cumulonimbus. Així doncs, aquí es descriu el curs més freqüent de formació de llamps; El 10% de tots els llamps es produeixen a l'interior dels núvols.

Clic a l'imatge per engrandir. El cumulonimbus és un núvol de tempesta. Crèdit: Simon Eugster, GNU

Efecte dels llamps terrestres: la descàrrega del pilot

Però aquestes gotes, carregades negativament, que cauen a terra en forma de pluges torrencials, característiques de les tempestes, també tenen efecte sobre el sòl. Repelen les càrregues negatives dels edificis, arbres i del terra, deixant el nivell del sòl carregat positivament. De nou, es crea un potencial elèctric important entre el núvol i la superfície terrestre.

Si s'acumula massa càrrega, és probable que la capa aïllant de l'aire torni a cedir: quan això succeeix, la càrrega a la base del núvol es descarrega buscant una sortida en direcció a terra gràcies als llamps principals.

Clic a l'imatge per engrandir. Els llamps que baixen es produeixen per la separació de càrregues elèctriques dins dels núvols de tempesta, són descàrregues elèctriques que es produeixen entre les zones carregades del núvol i la superfície terrestre, o entre diferents parts del mateix núvol (núvol-núvol). Crèdit: @P4Estacions. Encyclopædia Britannica.

A mesura que el llamp principal s'acosta al terra, una gran càrrega positiva, anomenada descàrrega pilot, aprofita el terreny que s'eleva fins que es troba amb el llamp principal a uns 10-20 cm per sobre del terra. A continuació, aquests llamps creen un canal. Deixa pas a un segon llamp encara més potent: la descàrrega de retorn! Per tant, l'origen d'un llamp es pot trobar tant a terra com a l'aire!

                     

Tempesta elèctrica el dia 23 de setembre de 2016 a la comarca de l'Anoia. Crèdit: Daniel M. Castanyer. YouTube.

Ho he vist aquí.

Júpiter en un instant

Clic a l'imatge per engrandir. Un primer pla de la superfície de Júpiter, amb tons blaus i crema. Una gran tempesta domina el centre de la pantalla, amb com un punt verd brillant prop de la vora superior central de la tempesta identifica el raig. Els colors són més vibrants a la banda esquerra, i s'esvaeixen en una boirina més fosca cap a la dreta de la imatge. Crèdit: NASA/JPL-Caltech/SwRI/MSSS, processat d'imatge: Kevin M. Gill © CC BY

La nau espacial Juno de la NASA va observar la resplendor d'un llamp en un vòrtex a prop del pol nord de Júpiter. Juno va captar aquesta vista el 30 de desembre del 2020 des d'uns 32.000 quilòmetres per sobre dels núvols de Júpiter mentre s'acostava al planeta.

A la Terra, els llampecs s'originen en núvols d'aigua i es produeixen amb més freqüència a prop de l'equador, mentre que a Júpiter els llampecs probablement també es produeixen en núvols que contenen una solució d'amoníac i aigua i es poden veure amb més freqüència a prop dels pols.


Ho he vist aquí.

Dossier. La matèria fosca; 9 Detecció de matèria fosca

En aquest dossier es presenten les diferents pistes que porten a la hipòtesi de la matèria fosca, així com diverses propostes que s'han fet per intentar dilucidar-ne la naturalesa.

Un altre enfocament és suposar que l'Univers en realitat està ple de matèria fosca, i intenta detectar-ho. Això constitueix una intensa activitat de recerca.

Es poden distingir dos enfocaments:

 -  Detecció directa: instrumentem un bloc de matèria i esperem que vingui una partícula a interactuar.
 - Detecció indirecta: busquem al cel senyals anormals, que podrien provenir de la desintegració o aniquilació de partícules de matèria fosca.

Clic a l'imatge per engrandir. Observant el cel a la recerca de matèria fosca. Crèdit Robert, Fotolia

La recerca d'objectes compactes: microlents gravitacionals

D'alguna manera, moltes observacions del cel es poden considerar com cerques de matèria fosca, intentem detectar coses que no havíem vist abans. Per contra, un experiment que té com a finalitat declarada detectar matèria fosca pot ajudar a entendre millor certes característiques dels objectes astrofísics coneguts, alguns dels quals havien escapat a l'observació. Un exemple sorprenent és l'ús de microlents gravitacionals. Hem vist abans al dossier que el camp gravitatori d'un objecte (la lent) pot doblegar la trajectòria dels raigs de llum i canviar l'aspecte de la imatge d'un altre objecte situat darrere. Quan l'objecte-lent té massa de l'ordre d'una fracció de massa solar, l'efecte pot ser força espectacular: el flux lluminós de la imatge es pot amplificar pel pas de la lent, i això per un factor que pot arribar a diverses desenes.

Aquest fenomen és rar, i cal observar-ne milions d'estrelles si volem detectar alguns esdeveniments de microlent. Fins ara, això només ha estat possible en regions molt denses en estrelles: el centre galàctic i al núvols de  Magalhães, l'experiment AGAPE, (sigles en anglès de Galàxia d'Andròmeda i Experiment  dels píxels amplificats), amplia aquest mètode per aplicar-lo a la galàxia d'Andròmeda M31). Si la matèria fosca està formada per objectes compactes capaços de donar lloc a aquests esdeveniments de microlents gravitacionals, llavors podem calcular el nombre d'aquests esdeveniments que hauria d'induir la matèria fosca continguda a l'halo de la nostra galàxia.

Aquests esdeveniments es van observar efectivament, però en quantitat inferior a la prevista pels models. L'anàlisi precisa dels resultats indica que l'halo de la galàxia no pot estar format per més d'un 20% d'objectes amb masses incloses en 10 -6 i 1 massa solar. Aquest rang de massa cobreix tots els objectes de tipus nanes marrons, estrelles de poca massa.

Detecció directa

Si la nostra galàxia està envoltada per un halo de matèria fosca en forma de partícules, la Terra hauria de ser travessada permanentment per un corrent d'aquestes partícules. Aleshores hauríem de poder detectar-los directament, és a dir, destacar la seva interacció amb la matèria en un detector.

A aquest tipus d'investigació es dediquen diversos experiments. Una de les principals dificultats consisteix a reconèixer les eventuals partícules de matèria fosca entre els altres processos que poden conduir a un esdeveniment en el detector: radiació còsmica, una partícula de radioactivitat natural, etc. La primera precaució és blindar l'experiment i enterrar-lo sota terra (per protegir-se dels raigs còsmics). Aleshores, els esdeveniments procedents de la matèria fosca no tenen la mateixa probabilitat segons la temporada de l'any: la Terra gira al voltant del Sol que gira al voltant del centre galàctic. Allà la velocitat de la Terra en comparació amb l'halo de la galàxia difereix d'una estació a l'altra, i per tant s'hauria d'observar una variació anual del senyal de detecció directa.

Aquesta variació anual va ser anunciada l'any 1998, i confirmada regularment des de llavors, per la col·laboració DAMA ubicada a Grand Sasso (Itàlia). Tanmateix, aquest anunci encara troba un cert escepticisme dins de la comunitat científica, perquè altres experiments almenys tan sensibles (Edelweiss, per exemple) troben que el resultat anunciat per DAMA està exclòs.

 

Clic a l'imatge per engrandir. Vistes dels experiments CMS, Edelweiss, ZEPLIN, DAMA, HDMS, CRESST.

Detecció indirecta

Si l'Univers s'omple de partícules d'un nou tipus, es produeixen col·lisions de tant en tant, que poden provocar reaccions que les destrueixen, aniquilacions. Poden produir partícules de les quals coneixem les propietats i que sabem detectar: fotons, neutrins, electrons, positrons, protons i fins i tot antiprotons o antinuclis. Cal assenyalar immediatament que aquestes aniquilacions són rares, de manera que la producció de partícules que estem comentant aquí és un fenomen marginal.

Encara hauria d'existir, i hauríem de veure com aquestes partícules apareixen en regions de l'Univers on la matèria fosca és abundant. Concretament, aquests llocs són els centres de les galàxies i els centres de cúmul de galàxies, que contenen molta matèria fosca simplement perquè es van formar galàxies on la matèria fosca era abundant! També hi hauria d'haver una concentració força gran de matèria fosca al Sol i al nucli de la Terra, per una raó diferent: aquests objectes celestes poden capturar matèria fosca ambiental en el seu camp de llum gravetat. Finalment, si la matèria fosca es presenta en forma de grumolls, com hem suggerit anteriorment, aquests grumolls també són llocs on la concentració és especialment elevada.

L'estratègia de detecció indirecta consisteix a observar aquests llocs per intentar destacar un excés de partícules. Ràpidament ens adonem de la dificultat d'aplicar aquesta observació per destacar la matèria fosca: destacar la presència d'electrons al Sol o a les galàxies no és res extraordinari, és fins i tot molt banal, i caldrà molta persuasió per convèncer ningú que provenen de l'aniquilació de la matèria fosca!

La idea no és tan absurda però, perquè un pot interessar-se per partícules que a priori són més rares en el lloc on s'observa. Considereu diversos casos concrets:

Neutrins

Podem observar el Sol o les galàxies intentant capturar neutrins d'alta energia. Els neutrins emesos pel Sol, i les estrelles en general, durant les reaccions termonuclears, tenen una energia relativament baixa, i no es coneix cap procés que no sigui l'aniquilació de la matèria fosca que creï neutrins d'alta energia. Aquest és un dels objectius dels experiments Amanda i Antares, que constitueixen telescopis de neutrins.

Clic a l'imatge per engrandir. Amanda al pol sud, Antares al Mediterrani. Les línies de detectors es col·loquen en un medi transparent, gel en el primer cas, aigua en el segon.

Fotons gamma

L'aniquilació de la matèria fosca també podria produir fotons gamma d'alta energia. Les observacions de grans telescopis dedicats a l'observació en el domini gamma podrien proporcionar respostes importants.

Clic a l'imatge per engrandir. Els quatre telescopis Hess de Namíbia i el de 17 metres de Magic.

Positrons

L'aniquilació de partícules de matèria fosca també podria produir positrons, antipartícules dels electrons. Aquests positrons són força visibles a la galàxia, perquè al seu torn s'aniquilen quan troben electrons, produint fotons d'energia característica (una línia d'aniquilació a 511 keV). Aquesta línia d'aniquilació està ben observada, i fins i tot s'utilitza per produir mapes de positrons a la galàxia (vegeu imatge més avall). Els que no s'aniquilen també es poden detectar directament en instruments en òrbita (Egret). L'objectiu principal d'aquests instruments no és detectar matèria fosca, sinó (entre d'altres coses) mesurar la quantitat de positrons que se sap que estan presents, produïts pels molts fenòmens molt energètics de la Galàxia. Resulta que aquests dos instruments han detectat fluxos anormalment alts de positrons.

 

Clic a l'imatge per engrandir. Instrument Garceta (Egret) a bord del satèl·lit CGRO.

Clic a l'imatge per engrandir. El mapa de l'aniquilació de positrons obtingut mitjançant l'anàlisi de les dades preses pel satèl·lit Integral.

Antiprotons i antinuclis

Pel que fa als positrons, es dediquen diversos experiments a l'estudi dels antiprotons còsmics. Mesures molt precises de la quantitat d'antiprotons per sobre de l'atmosfera terrestre es van dur a terme per l'experiment de Bess, així com durant el vol de prova de l'experiment AMS a bord del transbordador espacial l'any 2002. Les mesures actuals estan totalment d'acord amb les quantitats previstes pels models que descriuen la producció d'aquests antiprotons. Això vol dir que si hi ha una contribució procedent de la matèria fosca, ha de ser prou feble per no competir amb la contribució "estàndard". Aquesta no observació, per dir-ho així, permet posar restriccions a les propietats de la matèria fosca, en excloure els models que conduirien a una producció excessiva d'antiprotons. Es fan estudis similars per als antinuclis més pesats, principalment l'antideuteri, que també va ser ben observat per AMS.

Clic a l'imatge per engrandir. Imatge artística de l'experiment AMS-01 a bord del transbordador espacial per al vol de prova el 1998.

Raigs còsmics d'alta energia

Hi ha un excés de partícules carregades d'alta energia en comparació amb les expectatives teòriques. Es desconeix la naturalesa d'aquestes partícules carregades, podrien ser protons, però també altres coses. Diversos experiments es dediquen a l'observació a gran escala d'aquests raigs còsmics, amb l'objectiu d'entendre la seva composició, el seu origen i potser la seva relació amb la matèria fosca.

Clic a l'imatge per engrandir. Vista d'un tanc de l'experiment Auger a la Pampa Argentina.

Veure:

Capítol anterior: 8 Testejar els models estàndards
Capítol següent: i 10 Conclusions

Ho he vist aquí.

Algun dia formarà part del nostre món

Clic a l'imatge per engrandir. La galàxia d'Andromeda apareix amb innombrables punts en anells blaus, blancs i grisos. Les bandes són més grans als extrems de la galàxia i es fan més petites cap al centre de la galàxia, que apareix de color blanc nebulós. Moltes estrelles grogues envolten la galàxia. A l'esquerra i a la part superior de la imatge apareixen taques negres, que mostren els llocs on s'ha unit la imatge. Crèdit: NASA/JPL-Caltech

 
Andròmeda, la veïna més gran de la Via Làctia, es troba a 2,5 milions d'anys llum, relativament a prop en termes còsmics. Amb una extensió de 260.000 anys llum, més del doble que la nostra galàxia, aquesta imatge ultraviolada d´Andromeda va necessitar 11 segments d´imatge diferents unides per captar la galàxia íntegrament. Els astrònoms creuen que les nostres dues galàxies s'acabaran fusionant d'aquí a uns 4.000 milions d'anys.

Captada pel Galaxy Evolution Explorer, aquesta vista mostra diferents etapes de formació estel·lar, on les estrelles calentes, joves i massives resideixen en anells de color blanc blavós, delineant zones polsoses més fredes de color gris blavós a Andròmeda on es produeix la formació estel·lar. Aquests carrils polsegosos seran dispersats pels vents estel·lars a mesura que les estrelles acabades de formar encenguin els seus nuclis de fusió.

Ho he vist aquí.

Catàleg Caldwell del Hubble. Objecte C71

Clic a l'imatge per engrandir. Imatge de Caldwell C71. Crèdit: NASA, ESA, i T. von Hippel (Embry-Riddle Aeronautical University); Processat: Gladys Kober (NASA/Catholic University of America)

Caldwell 71, o NGC 2477, és un cúmul estel·lar obert. Els cúmuls oberts són agrupacions d'estrelles poc lligades. Tot i això, Caldwell 71 és relativament compacte i sorprenentment esfèric, per la qual cosa és fàcil confondre'l amb un cúmul globular. Es troba a uns 4.000 anys llum de la Terra, a la constel·lació de la Popa. Amb una magnitud aparent de 5,8, apareix força brillant al cel i es pot veure fàcilment amb uns prismàtics. El cúmul obert solt NGC 2451 apareix a prop seu, i tots dos cúmuls poden cabre al mateix camp de visió amb uns prismàtics o un telescopi de baixa potència. Descobert per l'astrònom francès Nicolas-Louis de Lacaille el 1751, Caldwell 71 s'observa millor a l'Hemisferi Sud durant l'estiu i a les latituds més baixes de l'Hemisferi Nord durant l'hivern.

Clic a l'imatge per engrandir. La imatge terrestre de la part superior dreta, procedent de l'Observatori Europeu Austral (ESO), ofereix una vista àmplia del cúmul estel·lar Caldwell 71 (NGC 2477). Els contorns blau i taronja mostren les ubicacions de les observacions de Caldwell 71 realitzades pel Hubble amb la Wide Field and Planetary Camera 2 (WFPC2-Càmera Planetària i de Gran Angular 2). Crèdit: Imatge terrestre: ESO/J. Pérez; imatges del Hubble: NASA, ESA i T. von Hippel (Embry-Riddle Aeronautical University); Processat: Gladys Kober (NASA/Catholic University of America).

 

La iomatge que encapçala l'article, que mostra només una porció de Caldwell 71, és una composició d'observacions visibles i infraroges realitzades per la Càmera Planetària i de Gran Angular 2 del Hubble. Les observacions es van realitzar per estudiar l'evolució de les nanes blanques en refredament (els densos nuclis que queden després que una estrella hagi esgotat tot el combustible nuclear) i per investigar la Funció de Massa Inicial (FMI) del cúmul, una eina que els astrònoms utilitzen per descriure com es distribueix inicialment la massa en una població d'estrelles. Utilitzant les observacions del Hubble, els astrònoms van descobrir que la FMI de Caldwell 71 era la mateixa que la dels altres cúmuls estel·lars estudiats. 

C71 al web de la NASA
Índex del Catàleg Caldwell del blog

Estrelles, en la seves multituds.

Clic a l'imatge per engrandir. Aquesta foto del Hubble està dividida visualment en dues zones de la mateixa mida. A la dreta, un grapat de brillants estrelles blanques i blaves destaquen sobre el fons de l'espai. A la banda esquerra, núvols arremolinats de color taronja, vermell i negre formen una nebulosa gegantina, amb un circell arrodonit que sembla estendre's cap al camp estel·lar de la dreta. Aquesta imatge ha estat girada 90 graus en el sentit de les agulles del rellotge pel que fa a la seva orientació original. Crèdit: NASA, ESA i Jesús Maíz Apellániz (Institut d'Astrofísica d'Andalusia, Espanya).

El telescopi en òrbita Hubble de la NASA va capturar aquesta vista del cúmul estel·lar Pismis 24 el 2006. Forma part de la nebulosa NGC 6357, que aquí es veu en taronja-vermell. Els forts vents estel·lars procedents de les joves estrelles del cúmul estan empenyent els materials de la nebulosa.

El cor d'aquest cúmul acull un objecte inusual: Pismis 24-1, que al seu dia es va pensar que era una de les estrelles més grans de la nostra galàxia, amb una massa tan gran com 300 sols. Tot i això, posteriors observacions del Hubble van descobrir que Pismis 24-1 era en realitat dues estrelles separades, cadascuna d'unes 100 masses solars.

Ho he vist aquí.