Sobre Edwin Hubble

El telescopi espacial Hubble ha ofert a la humanitat una obertura a l'univers durant més de tres dècades. Els seus descobriments han millorat fonamentalment la nostra comprensió del cosmos. Aquest llegat reflecteix la feina de l'homònim del telescopi, el famós astrònom del segle XX Edwin Powell Hubble. Com el Telescopi Espacial Hubble, els descobriments d'Edwin Hubble van transformar la frontera del coneixement científic. El seu treball ens va portar més enllà de la Via Làctia i ens va situar en un univers en constant expansió amb una miríada de galàxies més enllà de la nostra.

La formació d'un pioner estel·lar

Nascut tal dia com avui, el 20 de novembre de 1889 a Marshfield, Missouri, Hubble va passar la seva joventut perfeccionant les seves habilitats atlètiques al bàsquet, el futbol, el beisbol, l'atletisme i la boxa, mentre alimentava mentalment la seva curiositat amb novel·les de ciència ficció. La fascinació innata de Hubble pel món que l'envoltava presagiava tota una vida d'exploració. El 1906 va ingressar a la Universitat de Chicago i es va llicenciar en matemàtiques i astronomia. Es va desviar breument del seu camí d'exploració, en gran part alimentat per les expectatives del seu pare, per estudiar dret a la Universitat d'Oxford com a becari de Rhodes. Però el seu profund anhel de seguir una carrera al camp de les ciències va tenir més pes que les visions del seu pare, i Hubble va canviar de rumb i va obtenir un doctorat en astronomia a la Universitat de Chicago el 1914, centrant la seva atenció al cel.

Clic per engrandir. Edwin Hubble examinant una fotografia de galàxia.  Crèdit: Edwin P. Hubble Papers, Huntington Library, San Marino, Califòrnia

Veure el cosmos amb una nova lent

Destinat al cosmos, el viatge de Hubble el va portar a l'Observatori del  Mount Wilson, a Califòrnia, i al telescopi Hooker de 100 polzades, el més gran del món en aquella època. Hubble va utilitzar el telescopi de 100 polzades per observar taques de llum tènues, borroses i semblants a núvols, anomenades a grans trets nebuloses. Les seves observacions van permetre enfocar aquestes taques difuses i, de passada, transformar el camp de la cosmologia.

Fins a principis del segle XX, la nostra percepció del cosmos se circumscrivia als límits de la Via Làctia. Encara que els astrònoms especulaven sobre l'existència d'altres galàxies al nostre univers, no en tenien proves observables. No va ser fins que Hubble va apuntar amb el telescopi Hooker a la constel·lació d'Andromeda que la nostra perspectiva va canviar.

Hubble va estudiar el que aleshores es coneixia com la nebulosa d'Andromeda, un objecte que durant segles va aparèixer com un núvol de llum allargat. El 1923, va resoldre estrelles individuals en aquesta "nebulosa".

Les contínues observacions d'Andromeda per part de Hubble van donar lloc a un dels descobriments més transformadors de la cosmologia. Va descobrir la seva primera estrella variable cefeida, un tipus d'estrella que s'utilitza per mesurar les distàncies a l'espai pel canvi de brillantor. La brillantor intrínseca d'una estrella variable cefeida està directament relacionada amb el seu cicle de brillantor a foscor i de nou a brillantor. En traçar els canvis d'aquestes estrelles, Hubble va descobrir que les estrelles variables cefeides d'Andromeda estaven molt més lluny que les de la Via Làctia. Aquest contrast a la distància va portar Hubble a creure que la nebulosa d'Andromeda era una galàxia en si mateixa. Hubble va utilitzar aquesta tècnica per estudiar altres de les anomenades "nebuloses" de l'univers, i va concloure que existien milions de galàxies més enllà de la nostra.

Clic per engrandir. Edwin Hubble assegut al telescopi reflector de 100 polzades de l'Observatori del Mount Wilson a Califòrnia. Crèdit: Edwin P. Hubble Papers, Huntington Library, San Marino, Califòrnia.

Hubble va utilitzar el seu punt de vista únic per comparar les galàxies entre si estudiant-ne les propietats físiques. Centrant-se en l'aspecte visual de les galàxies, Hubble va idear allò que avui és el sistema més influent per classificar-les: l'Esquema de Classificació de Hubble. Aquest mètode de classificació de les galàxies les ordena en dues categories principals basades en la seva forma -el·líptica o espiral- i se subdivideix en funció de les característiques específiques de cada galàxia. Tot i que de naturalesa simple, aquesta seqüència va ajudar a posar les bases per comprendre l'evolució galàctica i, en última instància, la formació de l'univers.

Clic per engrandir. Aquest gràfic representa l'esquema de classificació d'Edwin Hubble, també conegut com a diagrama de diapasó. Divideix les galàxies en el·líptiques i espirals. Les lletres indiquen el nivell de compacitat dels braços espirals, sent la "a" la més compacta i la "c" la menys. Les galàxies també se subdivideixen en espirals normals i barrades. Encara que aquest diagrama ofereix una base sòlida per a la classificació de les galàxies, no s'ajusta a tot tipus, incloses les galàxies irregulars, nanes i el·líptiques massives. Crèdit: NASA, ESA. Infografia en català-Bit.

El 1929, Hubble havia replantejat completament el nostre lloc a l'univers: no només albergava milions de galàxies, sinó que el mateix univers s'estava expandint. En contra de la idea d'un univers estàtic, Hubble va acabar demostrant que les galàxies s'allunyen de nosaltres. En estudiar la llum emesa per diverses galàxies, Hubble va descobrir que la llum apareixia desplaçada cap a l'extrem vermell de l'espectre. Es va fer evident que el nostre univers s'expandia incessantment cap a l'exterior i que totes les galàxies allotjades s'allunyaven les unes de les altres. Aquest fenomen, conegut com a corriment al vermell, revela que com més s'allunya una galàxia de nosaltres, més vermella apareix la seva llum. Hubble també va demostrar que les galàxies més allunyades de nosaltres s'allunyen més ràpidament que les properes, una observació fonamental que ara es coneix com la Llei de Hubble. La idea d'un univers en expansió és un dels pilars de la teoria del Big Bang. Les observacions de Hubble van proporcionar els primers coneixements sobre els orígens del nostre univers.

Assolint noves fites

Clic per engrandir. Esquerra: Placa fotogràfica de la galàxia d'Andromeda, en què Edwin Hubble va anotar primer una nova, i després la va titllar i va afegir "Var!" quan va descobrir que l'estrella era en realitat una variable cefeida. A la dreta: El telescopi espacial Hubble va tornar a visitar la famosa estrella variable cefeida V1 entre desembre del 2010 i gener del 2011.  Crèdit: Esquerra: Carnegie Observatories. Dreta: NASA, ESA i l'equip del Hubble Heritage (STScI/AURA); Agraïments: R. Gendler.

Des de la mirada d'un home al cel fins a la recerca universal de la humanitat per comprendre allò desconegut, les contribucions d'Edwin Hubble a la cosmologia han portat la humanitat fins al límit de la frontera còsmica. Avui dia, el Telescopi Espacial Hubble porta amb orgull el seu nom i el seu llegat perdurable, mentre busca les preguntes que encara no hem formulat i les respostes que encara esperen ser descobertes.

Elevant-se per sobre de la Terra, allunyat de l'atmosfera del planeta, el Telescopi Espacial Hubble serveix ara de finestra a l'univers, mantenint la visió d'Edwin Hubble d'explorar tan lluny com ens porti la nostra curiositat. A través de les paraules, Edwin Hubble capta l'essència de l'exploració que perdura a través d'aquesta meravella tecnològica: "La recerca continuarà. Fins que no s'esgotin els recursos empírics, haurem de passar als regnes somiadors de l'especulació".

Ho he vist aquí.

Catàleg Caldwell del Hubble. Objecte C57

Clic per engrandir. Caldwell 57. Crèdits: NASA, ESA, i J. Cannon (Macalester College); Processament: Gladys Kober (NASA/Catholic University of America)

A més de 2 milions d'anys llum de distància, encara dins del nostre racó del cosmos, es troba la galàxia nana irregular Caldwell 57. També catalogada com a NGC 6822, aquesta galàxia va ser descoberta el 1884 per l'astrònom nord-americà E. E. Barnard i sovint se li anomena la galàxia de Barnard. L'astrònom Edwin Hubble va utilitzar el telescopi de 100 polzades de l'Observatori del Mount Wilson de Califòrnia per fer la primera investigació fotogràfica detallada de Caldwell 57 el 1925.

Aquesta imatge del telescopi espacial Hubble mostra un camp d'estrelles a la perifèria de la galàxia. El centre de la galàxia és fora del marc, cap a la part superior esquerra. La imatge va ser presa amb el Canal de Camp Ampli de la Càmera Avançada de Sondejos del Hubble, que utilitza dos xips detectors que tenen un espai entre ells, deixant un buit llarg i fosc a la imatge. Els astrònoms van fer aquestes observacions per estudiar les poblacions estel·lars de Caldwell 57 en un esforç per comprendre millor la història de la formació estel·lar de la galàxia i l'evolució de les galàxies nanes.

Clic per engrandir. Aquesta imatge del Hubble s'acosta a una guarderia estel·lar dins de Caldwell 57 anomenada Hubble-V. Aquesta imatge combina observacions preses per la Càmera Planetària i de Camp Ampli 2 en llum visible i ultraviolada. Crèdit: NASA, ESA i l'equip del Hubble Heritage (STScI/AURA)

Altres observacions de Caldwell 57 realitzades pel Hubble han apuntat a grans vivers estel·lars dins de la galàxia anomenats Hubble-V i Hubble-X. Els dos núvols contenen estrelles molt més joves, brillants i massives que el nostre Sol. Les estrelles massives com aquestes són especialment interessants perquè la vida no seria possible sense elles; de fet, els planetes ni tan sols existirien per viure-hi. Els elements necessaris es forgen en aquestes estrelles massives.

Les estrelles de massa baixa i mitjana, com el Sol, generen energia mitjançant la fusió d'àtoms d'hidrogen en heli. Si fossin les úniques estrelles, l'univers estaria ple de gas; hi faltaria la roca i el metall que s'acumulen per formar planetes. Tot i això, les estrelles més massives produeixen elements més pesants. Són les responsables de crear tot l'oxigen, el carboni, el nitrogen, el silici, el calci i altres elements necessaris per a la vida que necessitem. Quan les estrelles massives arriben al final de la seva vida, alliberen aquests elements al cosmos mitjançant una explosió de supernova. Fins i tot en morir, aquestes estrelles contribueixen a un nou naixement, ja que molts elements només es poden produir a les supernoves.

Clic per engrandir. Aquesta imatge del Hubble, presa amb la Càmera Planetària i de Camp Ample 2, mostra una altra enorme regió de formació estel·lar a Caldwell 57, aquesta vegada anomenada Hubble-X. La imatge mostra un núvol brillant al nucli de la nebulosa, que conté molts milers d'estrelles acabades de formar (les més brillants apareixen en aquesta imatge com a punts brillants). A manera de comparació, el núvol brillant més petit que es troba just a sobre té aproximadament la mateixa mida i brillantor que la nebulosa d'Orió a la nostra galàxia. Crèdit: NASA i l'equip del Hubble Heritage (STScI/AURA); Agraïments: C.R. O'Dell (Vanderbilt University).

Gràcies a les observacions del Hubble-V, els científics van poder identificar les estrelles individuals en aquesta regió abarrotada, així com mesurar la brillantor i la temperatura de les estrelles. La seva anàlisi ha proporcionat una millor comprensió de les poblacions d'estrelles dins del núvol.

Caldwell 57 es troba a la constel·lació de Sagitari. Té una magnitud de 8,8, i encara que es pot veure amb prismàtics en un lloc fosc, la galàxia es veu millor amb un telescopi equipat amb un filtre de cel profund. Des de l'hemisferi nord, els cels de finals d'estiu proporcionaran una visió òptima, encara que Caldwell 57 apareixerà una mica baixa al cel nocturn del sud. Des de l'hemisferi sud, apareixerà alta al cel d'hivern. La galàxia és menys que impressionant fins i tot en grans telescopis, semblant una empremta dactilar polsegosa més que la col·lecció còsmica de sistemes estel·lars ardents que realment és.

Clic per engrandir. La galàxia Caldwell 57 (NGC 6822) apareix en una imatge terrestre de l'Observatori Europeu Austral (ESO) a la part inferior esquerra. Tres requadres en aquesta imatge mostren les ubicacions de Hubble-X i Hubble-V, regions de formació d'estrelles fotografiades amb la Càmera 2 de Camp Ample i Planetària del Telescopi Espacial Hubble (WFPC2), així com un camp d'estrelles fotografiat amb la Càmera Avançada de Sondejos (ACS) del Hubble. Crèdits: Imatge terrestre: Observatori Europeu Austral (ESO); imatges de la WFPC2 del Hubble: NASA, ESA, i Hubble Heritage Team (STScI/AURA); imatge del Hubble ACS: NASA, ESA i J. Cannon (Macalester College)

Per a més informació sobre les observacions de Caldwell 57 realitzades pel Hubble, vegeu:

- Una gegantina fàbrica d'estrelles a la galàxia veïna NGC 6822

- La 'X' marca el punt: el Hubble veu la brillantor de la formació estel·lar en una galàxia veïna

C57 al web de la NASA

Índex del Catàleg Caldwell del Hubble del blog

Tipus de galàxies.

Ja portem bastant temps parlant de galàxies, tant en les descripcions dels objectes del Catàleg Messier del blog, com en altres articles que anem penjant al blog, i pensem que és un bon moment per explicar els seus diferents tipus i la nomenclatura que les acompanya, en especial als objectes Messier. 

Les galàxies es mostren en el cel nocturn en una gran varietat de formes. Les seves semblances i diferències marquen diferents pautes en el seu desenvolupament. En aquest sentit, la col·lisió entre dues o més galàxies amb una forma i estructura determinades pot desembocar en una galàxia molt més gran i amb una forma totalment diferent. Va ser a partir d’aquestes col·lisions que el 1936 l’astrònom nord-americà Edwin Hubble va efectuar una classificació detallada dels diferents tipus de galàxies que es podien observar.

Aquesta classificació anomenada Seqüència de Hubble o Diagrama Diapasó, ha sigut la base sobre la qual s’han formulat les posteriors classificacions proposades per diferents astrònoms al llarg del segle XX i XXI.

En la "Seqüència de Hubble" hi podem distingir 4 grans grups: les galàxies el·líptiques,
les galàxies espirals, les galàxies lenticulars i les galàxies irregulars. Clic per engrandir.

Galàxies El·líptiques:

Poden variar molt en mida, lluminositat i massa. Estan formades per una gran concentració d’estrelles velles que es mantenen compactes degut a la quantitat de matèria fosca que les envolta. Es representen amb la lletra majúscula (E) més un número a la seva dreta que pot oscil·lar entre el (0) i el (7), en funció de l’allargada de la galàxia. Una galàxia (E0) s’observa gairebé rodona, mentre que una galàxia (E7) s’observa molt més allargada. Si les veiéssim en 3 dimensions aquestes galàxies serien com una pilota de rugbi. S’ha de tenir en compte però, que l’aspecte de la galàxia el·líptica depèn no només de la seva forma, sinó també de l’angle des del qual l’observem. És a dir que, una galàxia classificada com a (E0) podria tenir en realitat una forma més allargada.

Galàxies Espirals:
Bulb central (concentració d’estrelles similar a una galàxia el·líptica) rodejat per un disc pla giratori format d’estrelles i matèria interestel·lar. Es representen amb la lletra majúscula (S) més una lletra minúscula a la seva dreta que pot oscil·lar entre la (a) i la (d), en funció de la separació dels seus braços. Una galàxia (Sa) s’observa amb els braços més apretats arran del bulb central, mentre que una (Sd) s’observa amb els braços molt més separats. Si les veiéssim en 3 dimensions, aquestes galàxies tindrien una forma semblant a un disc volador o “frisbee”.

                                                      Galàxies Espirals Barrades:

En aquestes s’hi pot observar una banda central d’estrelles brillants que creua la galàxia diametralment d’un cantó a l’altre, amb els seus braços espirals que sembla que es prolonguin dels límits de la mateixa. Les Galàxies Barrades es representen amb les lletres (SB) més una lletra minúscula a la seva dreta que pot oscil·lar entre la (a) i la (d), seguint la mateixa lògica que les Galàxies Espirals comunes. Una (SBa) s’observa amb un gran bulb central i els braços molt enganxats al mateix, mentre que una (SBd) s’observa amb els braços molt més separats i amb un bulb central gairebé inexistent.

Galàxies Lenticulars:

Tipus de galàxia intermèdia entre les el·líptiques i les espirals. Amb forma de disc, s’hi observa una concentració d’estrelles i pols central. No tenen braços ja que, com les galàxies el·líptiques, han consumit gran part de la seva matèria interestel·lar. Es representen amb les sigles (SO). Posteriorment s’ha complementat la seva representació escrita en funció de si consten d’una barra central (com en les Galàxies Barrades) més o menys intensa, o de si s’assemblen més a una espiral o a una el·líptica.


Galàxies Irregulars:

Són les galàxies que no encaixen en cap de les classificacions efectuades per Edwin Hubble. No tenen forma el·líptica, ni espiral, ni lenticular. Es representen amb les sigles (Irr-I) i (Irr-II). Les del primer cas són galàxies poc evolucionades, sense nucli i amb poca lluminositat. Les del segon, són galàxies joves produïdes després d’una col·lisió o deformades per la gravetat de grans cossos massius pròxims a elles.

Aquesta classificació general que representa el Diagrama Diapasó d’Edwin Hubble ha anat evolucionant de forma continuada. Amb el temps i els avenços tecnològics s’han pogut realitzar observacions més detallades. Són molts els factors que s’han de tenir en compte a l’hora de classificar les galàxies, i moltes les propostes que s’han anat efectuant fins el dia d’avui. La complexitat de les classificacions actuals és lleugerament superior a l’explicada en aquest apartat, però la "Seqüència de Hubble" representa un sistema de base que, a tots aquells aficionats a l’astronomia, ens pot ajudar a fer-nos una idea general de la varietat estructural de les galàxies que es poden observar des de la nostra posició en l’univers.

Encara hi ha molt per descobrir sobre el comportament de les galàxies i la seva evolució. Us recomano que visioneu el següent i a on de forma gràfica gaudireu de les explicacions. Recordeu que podeu triar l'idioma dels subtítols a la configuració del vídeo.

Vist i compartit d'aquí.

Una galàxia distant descoberta pel Webb desafia la cosmologia?

Una galàxia espiral barrada distant descoberta pel James Webb desafia la cosmologia?

Des de fa uns anys, el telescopi espacial James Webb ha estat revelant galàxies distants que van escapar del telescopi Hubble, deixant perplexos els cosmòlegs que es pregunten si podrien ser la punta de l'iceberg d'una revolució en cosmologia. Aquest també és el cas de la galàxia anomenada M1149-BSG-z5, que també està batent rècords

Clic a la imatge per engrandir. NGC 1300, una galàxia espiral barrada. Imatge presa pel Telescopi Espacial Hubble (HST). NGC 1300, situada a 69 milions d'anys llum de distància a la constel·lació d'Eridà, és una d'aquelles galàxies amb una gran barra central. Aquesta barra conté una espiral de 3.300 anys llum de diàmetre. Els gasos de la galàxia són atrets cap a l'interior, cap a la barra, i després cap a l'espiral interior, on alimenten un forat negre. Tanmateix, el centre de la galàxia no està actiu, cosa que suggereix que el forat negre central no està acumulant matèria actualment. La llum de les estrelles i la pols apareix blava. La llum dels cúmuls estel·lars està ressaltada pel vermell de l'hidrogen. Aquesta imatge és una composició de dues imatges preses per la càmera ACS. Crèdit: NASA, ESA i The Hubble Heritage Team STScI AURA 

Un tresor d'imatges del Telescopi Espacial James Webb de la NASA/ESA/CSA presenta retrats en l'infraroig proper i mitjà de 19 galàxies espirals que s'enfronten. Aquesta nova i exquisida sèrie d'imatges mostra estrelles, gas i pols a les escales més petites mai observades més enllà de la nostra pròpia galàxia. Equips d'investigadors estan estudiant aquestes imatges per descobrir els orígens d'aquestes estructures complexes. L'anàlisi col·lectiva de la comunitat investigadora, en última instància, servirà de base per a les simulacions dels teòrics i farà avançar la nostra comprensió de la formació estel·lar i l'evolució de les galàxies espirals. Crèdit: NASA, ESA, CSA, STScI, J. Lee (STScI), T. Williams (Oxford), equip PHANGS, E. Wheatley (STScI), N. Bartmann. Música: Stellardrone - Ascent

Va ser el 1925 que l'astrònom Edwin Hubble va ser el primer a proposar una classificació de galàxies que avui es coneix com la seqüència de Hubble, popularitzada en forma de diagrama en forma de diapasó. Mostrava notablement les galàxies espirals i el·líptiques.

Hubble creia que el seu diagrama il·lustrava l'evolució de les galàxies. La idea bàsica era correcta, però no l'evolució precisa que ell preveia. No obstant això, la seva classificació incloïa, entre altres coses, subdivisions com ara les galàxies espirals barrades.

Clic a la imatge per engrandir. El diagrama de Hubble. Crèdit: Imatge lliure de drets, del text en català: Sci-Bit

Avui, el telescopi espacial James Webb (JWST) ens permet sondejar estrats de llum més profunda de l'Univers que el seu predecessor, el telescopi Hubble, i ens permet observar i incloure a la classificació Hubble galàxies distants les estructures de les quals no eren visibles amb Hubble, a causa de la manca de resolució suficient.

Un equip internacional liderat per Xiaohan Wang de la Universitat de Tsinghua va anunciar a través d'un article d'accés obert a arXiv que havien descobert amb el JWST la galàxia espiral barrada més distant coneguda fins ara.

Clic a la imatge per engrandir. Imatge composta en fals color de M1149-BSG-z5, creada a partir de dades d'imatges JWST adquirides mitjançant els filtres F090W+F115W+F150W (blau), F200W+F277W+F300M (verd) i F356W+F410M+F444W (vermell). La banda de la part inferior esquerra indica la mida angular de la imatge en segons d'arc. Crèdit: Wang et al., 2026.

Una galàxia espiral barrada que no hauria d'existir?

Va ser designat M1149-BSG-z5, té una canvi cap al vermell de 5,1, cosa que la situa a l'Univers primerenc, en un moment proper a l'era de reionització, menys de mil milions d'anys després del Big Bang, el període en què les primeres generacions d'estrelles i els forats negres supermassius darrere dels nuclis actius galàctics alteraven l'estat de l'univers ionitzant l'hidrogen neutre que havia omplert l'espai després del final del Big Bang.

M1149-BSG-z5 sorprèn als astrofísics i cosmòlegs perquè ja és gran i està evolucionada químicament, i conté elements pesants sintetitzats per estrelles massives, per a la data en què s'observa al cosmos.

Sobretot, en aquella època, les distàncies entre galàxies eren més petites i, per tant, les interaccions entre galàxies eren més freqüents que en els darrers mil milions d'anys. Aquestes interaccions poden, a través de la seves forces de marea gravitacionals poden produir una estructura semblant a una barra en el fluid autogravitatori de les estrelles d'una galàxia, però aquestes interaccions també la poden desestabilitzar. Per tant, s'esperava que s'observessin poques galàxies espirals barrades a l'Univers distant.

En resum, com va poder aparèixer una galàxia espiral barrada tan organitzada quan l'Univers encara era tan jove?

Per tant, no se sap ben bé si M1149-BSG-z5, i altres grans galàxies observades primerenques pel JWST, són compatibles amb el Model Cosmològic Estàndard. Hauríem de prescindir de matèria fosca en benefici de la Teoria de Mond, Per exemple?

Ho he vist aquí.

Catàleg Caldwell del Hubble. Objecte C46

 Clic per engrandir. C46. Crèdit: NASA/ESA i el Hubble Heritage Team (AURA/STScI)

En aquesta imatge del Hubble de Caldwell 46, un núvol de gas i pols s'estén des d'una estrella brillant com a fum que sorgeix d'una foguera acabada d'encendre. La nebulosa, també catalogada com a NGC 2261, està il·luminada per l'estrella jove i massiva anomenada R Monocerotis (R Mon). Els astrònoms creuen que densos nusos de pols opaca passen a prop de R Mon i projecten ombres en moviment sobre la pols reflectora vist a la resta de la nebulosa. 

La brillantor de la nebulosa creix i s'atenua depenent de com la pols circumdant bloqueja R Mon, cosa que porta aquesta inusual nebulosa a canviar notablement la seva aparença en el transcurs de només unes setmanes. Caldwell 46 és sovint anomenada la Nebulosa Variable del Hubble, anomenada així per l'astrònom Edwin P. Hubble, qui va dur a terme alguns dels primers estudis d'aquest objecte (i que també és l'homònim del Telescopi Espacial Hubble). 

La nebulosa tènue té aproximadament un any llum d'amplada i es troba aproximadament a 2.500 anys llum de distància de la Terra. Va ser descobert el 1783 per l'astrònom William Herschel. Més de 200 anys després, les observacions del telescopi Hubble de Caldwell 46 van proporcionar als astrònoms una nova visió de la distribució de la pols, assenyalant que forma una estructura prima, semblant a una closca al voltant de R Mon.

El Hubble va prendre imatges de Caldwell 46 en llum visible usant la Cambra Planetària i de Gran Angular 2. Vista a través de l'ocular d'un telescopi modest, la nebulosa de magnitud aproximadament 10 semblarà un núvol de fum suau i triangular. Caldwell 46 es troba a la constel·lació de Monoceros (Unicorni) i es veu millor al cel nocturn d'hivern sense lluna a l'hemisferi nord, o al cel nocturn d'estiu de l'hemisferi sud.

 

C46 al web de la NASA
Índex del Catàleg Caldwell del Hubble del blog

 

Catàleg Charles Messier. Objecte M33

Clic a la imatge per engrandir

Probablement descoberta per Hodierna abans de 1654. Descoberta independentment per Charles Messier el 1764.

La galàxia del Triangle M33 és un altre membre destacat del Grup Local de Galàxies. Aquesta galàxia és petita comparada amb la seva aparent veïna, la galàxia d'Andròmeda M31, i amb la nostra galàxia Via Làctia, però supera la mida mitjana de les galàxies espirals en l'univers. Una de les galàxies més petites membres del Grup Local, LGS 3, possiblement sigui un satèl·lit de M33, mentre que aquesta al seu torn pot ser una companya remota de la galàxia d'Andròmeda M31, lligada gravitatòriament.

M33 s'apropa a nosaltres (al nostre Sistema Solar) a 182 km/s d'acord amb R. Brent Tully, o a 179 +/- 3 km/s segons NED. Corregint per tenir en compte el nostre moviment al voltant del Centre Galàctic de la Via Làctia, s'aproxima a la nostra Galàxia a 24 km/s.

M33 probablement va ser primer descoberta per Hodierna abans de 1654 (potser juntament amb el cúmul obert NGC 752). De forma independent, HO va ser per Charles Messier, i catalogada per ell el 25 d'Agost de 1764. No obstant això, William Herschel, qui habitualment procurava evitar de manera acurada numerar els objectes de Messier al seu catàleg, li va assignar el nombre H V.17 , d'acord amb una observació amb data 11 de Setembre de 1784. També a causa de la catalogació de Herschel, la regió HII més brillant i gran (nebulosa difusa d'emissió que conté hidrogen ionitzat) ha obtingut un nombre propi del catàleg NGC: NGC 604 (Segons William Herschel, H III.150); està situada a la part nord-oest de la galàxia; es tracta del nus brillant situat a prop de la part superior de la nostra imatge (a dalt). Aquesta és una de les majors regions H II conegudes fins ara: té un diàmetre d'aproximadament 1500 anys-llum, i un espectre similar al de la nebulosa d'Orió M42. Hui Yang (Universitat d'Illinois) i Jeff J.Hester (Universitat de l'Estat d'Arizona) han pres una fotografia de NGC 604 amb el Telescopi Espacial Hubble, resolent al voltant de 200 estrelles joves calentes i massives (de 15 a 60 masses solars) formades allà recentment.

M33 es troba entre les primeres "Nebuloses espirals" així identificades per William Parsons, Tercer Comte de Rosse; vegeu el seu dibuix. També figura entre les primeres "nebuloses" identificades com galàxies, en les quals es van trobar variables Cefeides; Edwin Hubble va publicar un estudi fonamental en 1926 (Hubble 1926).

Altres nusos en els braços espirals de M33 han rebut els seus propis números del catàleg NGC; es tracta de NGC 588, 592, 595, i NGC 603 (l'últim figura com inexistent en el catàleg RNGC encara que s'esmenta que ja va ser llistat per Zwicky), així com els IC 131, 132, 133, 134, 135, 136, 137, 139-40, 142, i 143 (NGC 2000.0 llista IC 134 i 139-40 com estel·lars, mentre el Manual de l'Observador de la Societat Webb per al Cel Profund, Vol. 4 [Galàxies] mostra IC 139-40 a la carta de la p. 215, la qual s'acredita a Ronald J. Buta de l'Observatori McDonald, Universitat de Texas). Alguns d'ells poden també ser identificats en el nostre mapa. Kenneth Glyn Jones assenyala que haurien de ser visibles en telescopis de 12,5 polzades (30 cm). La nebulosa d'emissió gegant NGC 595 va ser investigada per William H. Waller amb l'HST (vegeu Astronomy, juny 1995, pàg. 16-18); mitjançant el Hubble va resoldre les estrelles calentes i massives que exciten el gas de la nebulosa per fer-la brillar.

La nostra imatge, obtinguda per David Malin a partir de plaques fotogràfiques obtingudes mitjançant el Telescopi Isaac Newton a La Palma, mostra diversos d'aquests objectes en els braços espirals d'aquesta bonica galàxia espiral Sc (NGC 604, per exemple, és la taca vermella prominent prop de la vora esquerra en la meitat superior de la nostra foto). Els lectors que mostrin interès poden obtenir més informació detallada sobre aquesta imatge (anglès). A través de diferents processats, David Malin ha realçat diverses característiques en imatges alternatives d'aquesta foto INT de M33.

Els resultats del satèl·lit Hipparcos han portat a una revisió de l'escala de les distàncies còsmiques, afectant per tant a la nostra distància a M33: el valor actual és al voltant de 3,0 milions d'anys-llum. La majoria de les fonts donen una distància de 2,3 a 2,4 milions d'anys-llum, però el Catàleg Celeste 2000.0 s'indica més de 2,9 milions d'anys-llum (900 kpc), el que per casualitat resulta més exacte després de la nova recalibració de les distàncies a través de les Cefeides, deguda als resultats de 1997 del satèl·lit Hipparcos. Les investigacions de les Cefeides en M33 de 1991 (Freedman et.al., 1991) han revelat que M33 està a una distància lleugerament més gran de nosaltres que la Galàxia d'Andròmeda M31. Amb els nostres valors de distàncies, l'existent entre M33 i M31 és prop de 750.000 anys-llum. Assumint el valor anterior, la seva dimensió angular de 73 minuts d'arc en l'eix major (al voltant de 2,5 vegades el diàmetre de la Lluna) es correspon a prop de 50.000 anys-llum, la meitat del diàmetre de la Via Làctia. No obstant això, els confins més tènues semblen arribar molt més lluny, de manera que el diàmetre real ha de ser almenys de 60.000 anys-llum. La massa de la Galàxia del Triangle s'ha estimat entre 10 i 40 mil milions de masses solars.

La galàxia del Triangle M33 és de tipus Sc, i fins i tot una representant "tardana" d'aquest grup, de manera que Tully la classifica com SCD (en el Catàleg de Galàxies properes). Els seus braços pronunciats mostren nombroses regions vermelloses HII (incloent NGC 604), així com núvols blavosos d'estrelles joves. Baade ha descobert també estrelles de la Població II, i s'han trobat cúmuls globulars. Malgrat que no s'han detectat encara supernoves en la galàxia del Triangle, hi ha diversos romanents de supernoves, i van ser cartografiats per astrònoms en ràdio amb alta precisió. S'han descobert com a mínim 112 variables a M33, incloent 4 noves i prop de 25 Cefeides. També se situa en aquest galàxia una intensa font de raigs-X.

Per a l'observador, aquesta galàxia pot apreciar-se a simple vista sota condicions excepcionalment bones; per a la majoria de les persones, és l'objecte més llunyà visible a simple vista (Hi ha rars informes que alguns astrònoms d'ulls de linx van aconseguir veure M81 sota condicions excepcionals, però això és realment excepcional en tots els sentits). Es destaca amb uns bons binocles, però com el seu considerable brillantor total es distribueix amb força uniformitat per una àrea unes quatre vegades més gran que la coberta per la Lluna plena, la seva lluentor superficial és extremadament baix. Per tant, és difícil o impossible veure aquesta galàxia en telescopis que no permetin poca ampliació, com més baixa millor per a aquest objecte!. La millor visió de M33 aconseguida per l'autor va ser amb refractor de 6 polzades (14,5 cm) amb una ampliació de 25. M33 és també un objectiu gratificant per l'astrofotògraf, que pot captar els braços espirals i les nebuloses més brillants sense un equip particularment car.

Aquells observadors més ambiciosos amb telescopis majors (obertura >40 cm) poden tractar de captar algun dels cúmuls globulars de M33; Rich Jakiel ha registrat 5 cúmuls globulars en M33 amb un telescopi de 50 cm.

Per saber-ne més:

* kal: quiloany llum, és un miler d'anys llum, o 307 parsecs. Els quiloanys llum es fan servir normalment per mesurar distàncies entre parts d'una galàxia.

Què és el SEDS?: Son les sigles en anglès de Estudiants per a l'Exploració i el Desenvolupament de l'Espai. És una organització internacional d'estudiants que té com a finalitat promoure l'exploració i el desenvolupament de l'espai mitjançant projectes educatius i d'enginyeria. Més info (en anglès)

M33 al web del SEDS

Índex del catàleg Messier del blog

Catàleg Charles Mesier. Objecte M77

Clic per engrandir. Crèdit: Hubble NASA/ESO

Descoberta per Pierre Méchain el 1780.

Quan Pierre Méchain va descobrir aquest objecte el 29 d'octubre de 1780, el va descriure com una nebulosa. Charles Messier el va incloure amb el Nº 77 en el seu catàleg el 17 de Desembre de 1780, i erròniament el va classificar com un cúmul amb nebulositat, potser per la presència d'estrelles en primer pla, o possiblement confonent alguns dels seus nòduls amb estrelles tènues. M77 és una de les primeres galàxies espirals en ser reconegudes, i registrada per Lord Rosse com una de les 14 "nebuloses espirals" descobertes fins al 1850.

Aquesta magnífica galàxia és una de les més grans del Catàleg de Messier, la seva part brillant abasta uns 120.000 anys llum, però les seves extensions més tènues (visibles per exemple en la imatge DSSM) arriben potser fins a prop dels 170.000 anys llum. La seva aparença és la d'una magnífica espiral amb amplis braços estructurats, que a la regió interna mostren una població estel·lar certament
jove, però a l'allunyar-se del centre són dominats pel color groguenc llis d'una població estel·lar vella.

M77 està a uns 60 milions d'anys llum de distància, aproximadament la mateixa distància però en una altra direcció que el Raïm de Verge, i s'allunya de nosaltres a uns 1.100 km/s, com va ser mesurat en primer lloc per Vesto M. Slipher de l'Observatori Lowell al 1914; va ser la segona galàxia amb un corriment al vermell considerable després de la galàxia Barret, M104 (El Catàleg de Galàxies properes de R. Brent Tully dóna un valor menor per la distància, 47 milions d'anys llum, i els valors en altres fonts s'estenen amunt i avall del valor per al Raïm de la Verge, els valors més elevats poden fer de M77 l'objecte Messier més llunyà).

En les seves investigacions sobre les velocitats rotacionals del disc intern, EM Burbidge, GR Burbidge i KH Prendergast (1959) van trobar que el disc intern de M77 està inclinat 51 graus sobre la línia de visió. Ells van estimar la massa del disc intern en 27 mil milions de masses solars, mentre que la massa total de la galàxia ha de ser de l'ordre d'un bilió de masses solars.

Aquesta galàxia és única i peculiar per diverses raons. Primer, el seu espectre mostra trets peculiars en forma d'àmplies línies d'emissió, indicant que els núvols gegants de gas es mouen ràpidament fora del nucli galàctic, a uns 100 km/seg. Aquest tret va ser descobert primer per Edward A. Fath de l'Observatori Lick el 1908, qui va identificar sis línies d'emissió del "tipus Nebulosa Planetària" (H Beta, [O II] 3727, [N III] 3869, [O III ] 4363, 4959, 5007), confirmades per Vesto M. Slipher a l'Observatori Lowell en un espectre molt millor de 1917, i particularment esmentada per Edwin P. Hubble en el seu històric article sobre "nebuloses extragalàctiques" de 1926. Això classifica a M77 com una galàxia Seyfert de tipus II (les galàxies Seyfert del tipus I exhibeixen totes una gran velocitat d'expansió de diversos milers de km/seg); es tracta del representant d'aquesta classe de galàxies actives més propera i brillant. Aquesta classe destacable de galàxies s'anomenen pel seu descobridor, Carl K. Seyfert, que va ser el primer a descriure-les el 1943.

Aquesta imatge ultravioleta del Hubble sondeja el brillant i actiu nucli de M77.

Les fluctuacions de brillantor en aquesta regió impliquen que una enorme
quantitat d'energia està sent alliberada des d'una font oculta al nucli de la
galàxia. El candidat més probable és un forat negre supermassiu. Crèdit: NASA, ESA

Es requereix una enorme font d'energia per a generar aquesta velocitat, que ha d'estar en el nucli de la galàxia. Aquest ha resultat ser una font intensa de ràdio, com va descobrir Berbard Yarnton Mills el 1952 i la va designar com Cetus A, llistant-la com 3C 71 al Third Cambridge Catalogue of Radio Sources. S'ha investigat òpticament amb el Telescopi Espacial Hubble. Investigacions en infraroig amb el telescopi de 10 metres de Keeck efectuades per astrònoms de Caltech han revelat una font intensa d'aparença puntual, amb menys de 12 anys llum de diàmetre, i envoltada per una estructura allargada de 100 anys llum d'extensió (una concentració de estrelles o de matèria interestel·lar); aquestes estructures no són aparents en les imatges del Hubble en llum visible. D'un temps ençà s'ha sabut que M77, igual que altres galàxies Seyfert, és una font brillant en l'espectre infraroig.

Van ser Donald E. Osterbrook i RAR Parker el 1965 els que van oferir la hipòtesi que els nuclis actius de les galàxies Seyfert podrien considerar quàsars (fonts de ràdio quasi-estel·lars) en miniatura, d'acord amb Burnham. Aquest punt de vista ha quedat confirmat per la investigació durant més d'una dècada: probablement tots els tipus de galàxies de nuclis actius (AGNs sigles en anglès), incloent les de nucli Seyfert, ràdio galàxies, quàsars, objectes BL Lacertae, i altres, tenen la mateixa causa física, un objecte central supermassiu que acumula matèria gasosa del seu entorn. La varietat de fenòmens observats és simplement conseqüència de diferents angles de visió i diferents velocitats del subministrament de material que cau en els objectes.

En el cas de M77, s'ha trobat que l'objecte central responsable de l'activitat Seyfert té una massa de prop de 10 milions de masses solars, mitjançant observacions d'IR des de Caltech. Radioastrònoms de l'Observatori Nacional d'Astronomia de Ràdio (NRAO) i el radiotelescopi de 100 metres de diàmetre de l'Institut Max Planck per a la Radioastronomia de Effelsberg, Alemanya van trobar un disc gegant d'uns 5 anys llum de diàmetre que orbita aquest objecte, el qual conté molècules d'aigua. 

En el disc intern de M77 que envolta el nucli actiu, a prop de el centre actiu, MF Walker ha trobat emissió nebular amb velocitats d'expansió considerables. S'ha trobat intensa activitat de formació estel·lar en una barra interior, com s'ha vist mitjançant el Telescopi d'Imatges Ultraviolada durant la missió Astro-1 de la Llançadora Espacial. Aquestes regions de formació estel·lar estan entre les més brillants conegudes, i potser es tracti de les més lluminoses dins d'una distància de 100 milions d'anys llum de nosaltres.

M77 és el membre dominant d'un petit grup físic de galàxies, que inclou les NGC 1055 (tipus Sb) i 1073 (tipus SABC), així com les UGC 2161 (DDO 27, tipus Im), 2275 (DDO 28, tipus Sm - designant un tipus morfològic comprès entre espirals i irregulars, i 2302 (DDO 29, tipus Sm), i la galàxia irregular UGCA 44 i l'espiral barrada Markarian 600. Les NGC 1087 (Sc), 1090 (S-), i 1094 (OS -) són galàxies de fons properes en aparença, com indica el seu desplaçament al vermell molt més gran (Informació de Burnham, Tully, i el Sky Catalogue 2000.0).

M77 pot trobar-se fàcilment a 0,7 graus ESE de l'estrella de 4a magnitud Delta Ceti. La seva part central de 2 minuts d'arc domina la vista d'aquesta galàxia espiral gairebé de front, en qualsevol telescopi d'afeccionat, i mostra detalls destacables amb altes ampliacions en instruments grans. NGC 1055 se situa a uns 0,5 graus NNO de M77, i és visible com un fus de 3' de llarg, alineat aquest a oest, i magnitud prop de 10,6. La NGC 1073 de 11a magnitud està a prop d'1º NNE de M77, un disc de front de 5' de diàmetre, amb una barra prominent de 2x1' estesa en una posició d'uns 60 graus.

M77 al web del SEDS

Índex del Catàleg Messier del blog

Catàleg Charles Messier. Objecte M31

Clic a la imatge per engrandir

Coneguda per a Al-Sufi cap al 905 dC.

M31 és la famosa galàxia d'Andròmeda, la nostra més propera gran galàxia, i forma part del Grup Local de galàxies amb les seves companyes (entre les quals s'inclouen M32 i M110, totes dues brillants galàxies el·líptiques nanes), la nostra Via Làctia i les seves companyes (entre elles M33), i algunes altres.

Visible a simple vista, fins i tot en condicions moderades, aquest objecte va ser conegut com "el petit núvol" per l'astrònom persa Abd-al-Rahman Al-Sufi, qui la va descriure i dibuixar en l'any 964 DC en el seu "Llibre de les estrelles fixes". Ha d'haver estat comunment observada i coneguda pels astrònoms perses a Ispahan en èpoques tan primerenques com l'any 905 DC, o fins i tot abans.

RH Allen (1899-1963) va informar que també apareixia en un mapa estel·lar holandès de l'any 1500.

Charles Messier, que la va catalogar el 3 d'agost de 1764, desconeixia òbviament aquests informes previs, i va assignar el seu descobriment a Simó Marius, qui va ser el primer a donar una descripció telescòpica en 1612, però que (segons RH Allen) no va reclamar el seu descobriment. Sense conèixer els descobriments d'Al-Sufi i de Marius, Giovanni Batista Hodierna la re-descobrir independentment abans de 1654. No obstant això, Edmond Halley en el seu tractat de 1716 "Nebuloses", atorga el seu descobriment a l'astrònom francès Bullialdus (Ismail Bouillaud), qui la va observar en 1661, però el mateix Bullialdus esmenta que havia estat observada 150 anys abans (a principis del segle XVI) per algun astrònom anònim (RH Allen, 1899-1963).

Durant molt temps es va creure que la "Gran Nebulosa d'Andròmeda" era una de les nebuloses més properes. William Herschel va creure, equivocadament per descomptat, que la seva distància no excedia 2.000 vegades la distància a Sirius (17.000 anys llum); però la veia com el més proper "univers-illa", semblant a la nostra Via Làctia, que ell suposava era un disc amb un diàmetre igual a 850 vegades la distància a Sirius i amb gruix de 155 vegades aquesta distància.

Va ser William Huggins, el pioner de l'espectroscòpia, qui va fer notar el 1864 la diferència entre les nebuloses gasoses, amb el seu espectre de línies, i les "nebuloses" que ara sabem que són galàxies, amb línies espectrals contínues, similars a les de les estrelles, i va obtenir un espectre continu per M31 (Huggins i Miller, 1864).

El 1887, Isaac Roberts va obtenir les primeres fotografies de la "nebulosa" d'Andròmeda, que mostraven per primera vegada els trets bàsics de la seva estructura espiral.

El 1912, VM Slipher de l'Observatori Lowell va mesurar la velocitat radial de la "nebulosa" d'Andròmeda, i va trobar que tenia la major velocitat mai registrada, d'uns 300 km. per segon, aproximant-se. Això ja apuntava a la naturalesa extra-galàctica de l'objecte.

Segons Burnham, un valor més ajustat seria el de 266 km./seg., Però R. Brent Tully dóna 298 km/seg., I NED, per la seva banda, obté novament un valor modern de 300 (+/- 4) km/seg.. Cal notar que tots aquests valors previs descriuen el moviment pel que fa al nostre sistema solar, és a dir, al moviment heliocèntric, no al relacionat amb el centre de la Via Làctia. Aquest últim valor pot ser obtingut corregint d'acord amb el moviment del nostre sistema solar al voltant del centre galàctic.

Els valors moderns per a la rotació galàctica i per a la velocitat radial heliocèntrica donen com a resultat que la galàxia d'Andròmeda i la Via Làctia s'estan aproximant una a l'altra a la velocitat d'uns 100 quilòmetres per segon.

El 1923, Edwin Hubble va localitzar la primera Cefeida variable a la galàxia d'Andròmeda, i va establir així la distància intergalàctica i la veritable naturalesa de M31 com una galàxia. No obstant això, com no coneixia l'existència de dues classes de Cefeides variables, la seva distància era incorrecta per un factor de més de dos.

Aquest error no va ser descobert fins a 1953, quan va ser completat i va començar les seves observacions el telescopi de 200 polzades de Palomar. Hubble va publicar el seu famós estudi de la "nebulosa" d'Andròmeda com un sistema estel·lar extragalàctic (una galàxia) el 1929.

En temps moderns, la galàxia d'Andròmeda és certament la galàxia "externa" més estudiada. Resulta de particular interès perquè permet estudis de tots els trets d'una galàxia des de l'exterior que també trobem en la Via Làctia, però que no podem observar ja que la major part de la nostra galàxia està oculta per la pols interestel·lar. Aquesta és la raó per la qual contínuament s'estan estudiant la seva estructura espiral, els seus cúmuls globulars i oberts, el seu material interestel·lar, les seves nebuloses planetàries, i els seus romanents de supernova (vegeu, per exemple, l'article de Jeff Kanipe en Astronomy, novembre de 1995, pàgina 46), així com el nucli galàctic, les galàxies companyes, i molt més.

Alguns dels trets esmentats més amunt són també d'interès per a l'aficionat: encara el mateix Charles Messier va trobar les seves dues companyes més brillants, M32 i M110, que són visibles amb binoculars i molt conspícues amb telescopis petits, i va realitzar un dibuix de les tres.

Dibuixos de Messier de la Galàxia d'Andròmeda M31 (Nebulosa d'Andròmeda en la seva època) amb els seus companys M32 i M110, i de la Nebulosa d'Orió M42 amb M43.
Feu clic a les imatges per obtenir versions més grans.
La imatge M31 de Messier té algunes descripcions de les 3 "nebuloses" mostrades, incloent els descobridors, i així documentant el descobriment de Messier de M110 en 1773.
A la imatge de M42, M43 pot veure com una petita nebulosa al voltant
de l'estrella asota i a la dreta de M42.
El dibuix de la Nebulosa M31 d'Andròmeda va ser publicat el 1807 al Recueil de l'Institute, Vol. 8, p. 213. El dibuix de la Nebulosa d'Orió M42 va ser publicat com a complement a la primera versió del Catàleg Messier en les Mémoires de l'Académie Royale de 1771, entre les pàgines 460 i 461.

Aquestes dues companyes relativament brillants i properes són visibles en moltes de les fotografies de M31, incloent la que es veu en aquesta pàgina. Són tot just les més brillants d'un eixam de companyes més petites que envolten la galàxia d'Andròmeda, i formen un sub-grup del Grup Local. En el moment en què s'escriu això (setembre de 2003), se'n coneixen almenys 11 d'elles: a més de M32 i M100 estan NGC 185 (que va ser descoberta per William Herschel) i NGC 147 (descoberta per d'Arrest), així comos els molt febles sistemes nans And I, And II, And III, possiblement And IV (que pot ser però, un cúmul o una remota galàxia de fons), And V, And VI (també anomenada la nana de Pegaso ), And VII (la nana de Cassiopea), i And VIII. Encara no està clar si M33, la més petita de les galàxies espirals al Triangle, i la seva probable companya LGS 3 pertanyen a aquest sub-grup, així com el més remot membre del Grup Local IC 1613 o algun dels possibles candidats a membre UGCA 86 i UGCA 92.

La galàxia d'Andròmeda es troba en notable interacció amb la seva companya M32, la qual aparentment és responsable per una part considerable de les pertorbacions en l'estructura espiral de M31. Els braços d'hidrogen neutre estan desplaçats pel que fa als que consisteixen d'estrelles per uns 4.000 anys llum, i no poden ser seguits contínuament en l'àrea més propera a la seva veïna més petita.

Les simulacions per ordinador han mostrat que aquestes pertorbacions poden ser modelades per una trobada propera recent amb una companya petita de massa similar a la M32. Molt probablement, M32 també va patir en aquesta trobada, perdent moltes estrelles que ara es troben disperses a l'halo d'Andròmeda.

El cúmul globular més brillant de la galàxia d'Andròmeda, G1, és també el més lluminós del Grup Local de Galàxies; la seva magnitud aparent, vist des de la Terra, és de 13,72 magnituds. Brilla molt més que el cúmul globular més brillant de la nostra Via Làctia, el d'Omega Centauri, i pot ser visualitzat fins i tot per aficionats ben equipats en condicions molt favorables, amb telescopis que tinguin com a mínim 10 polzades d'obertura (vegeu l'article de Leos Ondra en Sky & Telescope, novembre de 1995, pàgines 68-69). A mitjan 1994 es va utilitzar el Telescopi Espacial Hubble per investigar el cúmul globular G1 (publicat a l'abril de 1996). Si bé és el més fàcil de localitzar, G1 no és l'únic cúmul globular a l'abast dels grans telescopis aficionats: l'astrònom aficionat Steve Gottlieb ha observat 18 cúmuls globulars de M31 amb un telescopi de 44 cm. Amb el seu telescopi de 14 polzades i una càmera CCD CB245, els observadors de l'Observatori Ferguson, prop de Kenwood, Califòrnia, han fotografiat a G1 i a quatre cúmuls més febles de M31. Barmby et al. (1999) han trobat 435 candidats a cúmuls globulars a M31, i estimen un nombre total d'uns 450 (+/- 100).

L'astrofotògraf aconsegueix millors resultats com més llum aconsegueixi captar el detall fi dels braços en espiral. Els aficionats poden aconseguir resultats notables encara amb un equip relativament barat, des d'exposicions de gran angular fins detallats acostaments. També, en la fotografia el bon equipament val la pena.

Al núvol estel·lar més brillant de la galàxia d'Andròmeda M31 se li ha assignat el seu propi número NGC: NGC 206, ja que William Herschel la va col·locar en el seu catàleg de H V.36 en base al seu descobriment observacional del 17 d'octubre de 1786. És el lluminos núvol estel·lar que es veu a la part superior esquerra, just a sota d'una conspícua nebulosa fosca, en la nostra fotografia.

Clic per engrandir. Crèdit imatge Farmakopoulos Antonis

Malgrat el gran coneixement que tenim ara sobre la galàxia d'Andròmeda, la seva distància (és de les millors distàncies intergalàctiques conegudes), no està realment ben definida. Si bé es va establir que M31 està unes 15 o 16 vegades més lluny que el Gran Núvol de Magalhães (LMC), el valor absolut d'aquesta mesura roman incert, i en fonts actuals se li dóna un valor d'entre 2,4 i 2,9 milions d'anys llum com a conseqüència de la incertesa en la distància de LMC i per tant de l'escala total de distàncies intergalàctiques. Per exemple, la recent correcció a partir de dades del satèl·lit astromètric Hipparcos de l'ESA ha elevat aquest valor en més d'un 10%, des dels 2,4-2,5 fins als 2,9 que fem servir aquí.

En condicions normals de visibilitat, la mida aparent de la galàxia d'Andròmeda "visible" és d'uns 3x1 graus (el nostre valor definit, donat més amunt, és de 178x63 minuts d'arc, mentre que NED dóna 190x60). Estimacions acurades del seu diàmetre angular, realitzades amb binocles de 2 polzades per l'astrònom francès Robert Jonckhere en 1952-1953, va revelar una extensió de 5,2 per 1,1 graus (informat per Malles), el que correspon a un disc de més de 250.000 anys llum si la distància és de 2,9 milions d'anys llum, de manera que aquesta galàxia té el doble de grandària que la nostra.

La seva massa s'estima en 300.000 a 400.000 milions de masses solars. Comparat amb les últimes estimacions sobre la nostra galàxia, és considerablement menor a la Via Làctia, la qual cosa implica que ha de ser molt menys densa. Aquests resultats es veuen confirmats per les noves estimacions de la massa total de l'halo, que resulta de 1.230 milions (1,23x1012) de masses solars per M31, mentre que per a la nostra galàxia és de 1.900 milions (1,9x1012) de masses solars (Evans i Wilkinson, 2000).

El Telescopi Espacial Hubble ha revelat que la galàxia d'Andròmeda M31 té un nucli doble. Això suggereix que o bé té en realitat dos nuclis brillants, probablement a causa d'haver-se "menjat" a una galàxia més petita que alguna vegada es va introduir fins al seu centre, o que parts del seu únic nucli es veuen enfosquides per material fosc, probablement pols.

En el primer cas, el segon nucli podria ser un remanent d'un esdeveniment dinàmic possiblement violent en la història primerenca del Grup Local. En el segon cas, la duplicitat del nucli d'Andròmeda seria una il·lusió causada per un núvol fosc de pols que obstruiria la visió d'un nucli simple a M31.

Fins ara, només s'ha registrat una supernova a la galàxia d'Andròmeda, la Supernova 1885, també anomenada S Andromedae. Va ser la primera supernova descoberta més enllà de la nostra Via Làctia, el 20 d'Agost de 1885, per Ernst Hartwig (1851-1923) de l'Observatori Dorpat a Estònia. Va aconseguir una magnitud de 6 entre els dies 17 al 20 d'agost, i va ser localitzada independentment per diversos observadors. No obstant això, Hartwig va ser l'únic a comprendre el seu significat. Va descendir fins a la magnitud 16 al febrer de 1890.

M31 al web del SEDS

Índex del Catàleg Messier del blog

Univers i Sistema Solar, els fonaments de l'astronomia

Naixement de l'univers i del sistema solar, problemes actuals i principals descobriments recents.

L'astronomia no és una ciència exacta i encara queden moltes preguntes sense resposta. Per exemple, què va provocar el Big Bang, o fins i tot allò que hi ha darrere dels límits de l'univers? Ningú ho sap. Potser mai ho sabrem.

Clic per engrandir. Nebulosa d'Orió. Crèdit: Steve Black, domini públic.

Clic per engrandir. El sistema solar. Crèdit: Domini públic 

Aquesta fitxa ofereix una primera aproximació a l'astronomia, abordant els diferents planetes del Sistema Solar, els descobriments al llarg dels anys, així com les teories sobre la fi de l'univers.

Des del naixement de l'Univers fins al Sistema Solar

Com es va formar el sistema solar? Com es classifiquen els seus planetes? Per què Plutó va plantejar un problema en la seva definició? Respostes a preguntes clau sobre l'Univers i el Sistema Solar.

Clic per engrandir. Cronologia de la història de l'Univers. Crèdit: National Science Foundation, Wikimedia commons, CC 3.0

La qüestió de l'origen de l'univers

Molta gent es pregunta sobre l'origen de l'Univers. Com va néixer? Fins a dia d'avui els astrònoms encara no ho saben, però especulen. Alguns diuen que l'Univers no va tenir principi i sempre va existir. Difícil de concebre. Altres diuen que va tenir un principi i que tindrà un final. Ja és més probable.

El 1927, el belga Georges Lemaitre va plantejar la teoria del Big Bang. Aquesta última hauria estat una explosió gegantina materialitzant el moment 0 de l'univers. A partir d'aquell moment va començar a expandir-se com una taca d'oli. Encara avui l'univers s'està expandint. La prova va ser presentada l'any 1929 per l'astrònom nord-americà Edwin Hubble. Els científics intenten retrocedir en el temps fins al moment del Big Bang. Com? Has de saber que la llum es mou a 300.000 quilòmetres per segon.

Alguns estrelles estan tan lluny de nosaltres que la seva llum triga centenars o fins i tot milers de milions d'anys a arribar-nos. Per tant, és possible percebre estrelles que de fet ja no existeixen! A través de diverses observacions, hem aconseguit remuntar unes hores després del naixement de l'Univers. La qual cosa semblaria confirmar la teoria de Georges Lemaître.

La primera: extensió cap a l'infinit. La segona: un dia aturarà la seva extensió per arrossegar-se sobre si mateixa. Els estudiosos anomenen això el "Big Crunch". Això podria provocar una nova explosió. Alguns fins i tot van proposar la hipòtesi d'un etern reinici. Big Bang, extensió, retracció, Big Crunch, segon Big Bang... Potser estem en una de les seves moltes fases d'extensió!

El sistema solar

A tot arreu i en qualsevol punt de l'Univers observable, hi ha matèria i gas. Però en determinats llocs, aquesta matèria es concentra per formar nebuloses. El nostre sistema solar va néixer fa 4.500 milions d'anys d'una nebulosa primitiva. Sota l'efecte d'una reacció, probablement per l'explosió d'una supernova, es va col·lapsar sobre si mateixa formant un disc que girava cada cop més ràpid. Al cor del disc, la pressió i la temperatura són tan importants que va començar a brillar, el Sol va néixer. Durant la seva formació, el Sol no va utilitzar tot el material inicial: la resta va formar un disc al seu voltant. A poc a poc, aquest material restant va xocar per formar-se en petits planetes que a poc a poc va anar creixent fins a formar els planetes del Sistema Solar que avui coneixem.

El Sistema Solar està format per vuit planetes que es divideixen en dos grups:

Clic per engrandir. Els planetes tel·lúrics: Mercuri, Venus, la Terra i Mart. Crèdit: NASA, domini públic

Mercuri, Venus, la Terra i Mart. Són planetes densos, de mida mitjana, amb una estructura rocosa químicament diferenciada, que han completat el seu procés de formació.

Clic per engrandir. Comparació entre Mart i la Terra, dos planetes tel·lúrics. Crèdit: DR

Els planetes gasosos

Júpiter, Saturn, Urà i Neptú. Segons els astrònoms, aquests planetes no han acabat el seu procés de formació i podrien convertir-se en planetes tel·lúrics.

Entre Mart i Júpiter, com per marcar el límit entre els planetes tel·lúrics i gasosos, hi ha el cinturó d'asteroides. Es tracta de còdols més o menys grans que giren al voltant del Sol. La majoria de cometes provenen d'aquest cinturó. Però quin és el seu origen? Els astrònoms tenen dues versions: alguns diuen que aquest cinturó d'asteroides és les restes de la formació del Sistema Solar. Aquests blocs de pedra haurien d'haver donat a llum un planeta. Però la presència del "monstre" Júpiter (el planeta més gran del Sistema Solar) i la seva forta gravetat hauria impedit la seva formació. Altres diuen que s'hauria format un planeta i sempre per la forta atracció de Júpiter hauria esclatat a trossos.

Clic per engrandir. Els planetes gasosos: Júpiter, Saturn, Urà i Neptú. Crèdit: NASA, domini públic

El planetes gasosos tots tenen anells, però només els de Saturn són visibles des de la Terra. D'on venen aquests anells? Els científics creuen que originalment tots els planetes tenien anells. Pel mateix procés de formació dels planetes, aquests anells haurien donat a llum satèl·lits naturals, una mena de petit planetoide que gira al voltant d'un planeta. Així els anells de la Terra haurien donat a llum la Lluna. Per tant, és molt possible que els anells dels planetes gasosos donin a llum satèl·lits d'aquí a uns quants milions d'anys.

Ho sabies? Júpiter hauria d'haver estat una estrella! En el seu procés de formació, la reacció nuclear per encendre'l no es va produir. Per sort! En cas contrari, avui no estaries llegint aquestes línies. De fet, el calor regnant a la Terra hauria estat massa important perquè la vida s'hi pogués desenvolupar.

El cas de Plutó

Quan es va descobrir, es va considerar que era un satèl·lit de Neptú. Però la seva òrbita allargada recordava més aviat un 9è planeta. Però hi ha un altre cinturó d'asteroides (cinturó de Kuiper) després de Plutó que marca el límit del nostre Sistema Solar, fet que fa especular que Plutó és en realitat un asteroide. El que ha desconcertat els astrònoms és que ell té un satèl·lit. De fet, encara no hem vist mai asteroides que els posseeixin, però per què no? L'any 2006, La Unió Astronòmica Internacional va decidir: Plutó és eliminat oficialment dels planetes del Sistema Solar i obté l'estatus de planeta nan. 

El sistema solar tindrà un final?

El sistema solar tindrà un final? La resposta és que sí. De fet, la vida del Sistema Solar depèn del mateix Sol. Sapigueu que per brillar, crema diverses tones de combustible per segon! Malgrat això, té prou reserves per brillar durant 5.000 milions d'anys més. Només està a la meitat de la seva vida! Quan hagi cremat totes les seves reserves, s'inflarà i es convertirà en una gegant vermella. Els planetes tel·lúrics seran engolits per aquest "ogre vermell", després expulsarà la matèria restant a l'espai i es condensarà per convertir-se en una nana blanca dels quals un didal de material pesarà diverses tones. En aquell moment el Sistema Solar haurà desaparegut completament. Cremarà les seves últimes reserves i finalment s'extingirà. Es convertirà en una nana marró i serà invisible.

Els principals descobriments en astronomia

Descobriments en astronomia, n'hi ha cada dia! Així doncs, parlarem d'alguns dels principals.

Clic per engrandir. Hiperió, la lluna de Saturn. Crèdit: NASA

Radiació fòssil

A la part dedicada al naixement de l'univers, la teoria del Big Bang. L'any 1965 es va descobrir una radiació que es registra a tot arreu de l'univers. Aquesta radiació és en realitat del Big Bang. Va ser batejada com a radiació còsmica. Les observacions del WMAP ens van fer conèixer millor i ens van permetre determinar l'edat de l'univers observable: 13.700 milions d'anys.

Energia fosca i matèria fosca

L'any 1998, cop de martell món de l'astronomia: descobrim l'existència de la energia fosca, que suposaria el 70% del nostre univers. Depenent de la naturalesa de l'energia fosca, l'univers acabarà o no en un Big Crunch. 

El 2006  es va confirmar la primera evidència indirecta forta de la presència de matèria fosca.

Clic per engrandir. Avui sabem que l'aigua fluïa a Mart. Crèdit: TopTechWriter-US, Flickr CC per nc-sa 3.0 

Aigua a Mart

Mart sempre ha fascinat la humanitat. Fàcilment visible a ull nu, els homes han imaginat el planeta habitat per marcians! Mirant el planeta, van imaginar que van veure canals que corrien per la seva superfície, connectats a estacions de bombeig! No va ser fins l'any 1971 que la sonda Mariner IX va sobrevolar el planeta per demostrar que el que pensàvem que eren canals eren en realitat canyons. Però aleshores, per quin fenomen es van buidar? Amb aigua, és clar! I sí, els científics planetaris van descobrir que fa milers de milions d'anys l'aigua fluïa a Mart. Això va ser confirmat per les observacions dels primers rovers marcians Spirit i Opportunity.

Malauradament l'atmosfera molt prima de Mart no podia permetre conservar aquest "ingredient" vital per al desenvolupament de la vida. Això no vol dir que no hi hagi aigua sota la seva superfície i de fet, la sonda Phoenix fins i tot hauria observat aigua líquida.

El descobriment dels planetes

Per entendre la formació del nostre sistema solar, els astrònoms busquen altres planetes. El 1995, un gir dramàtic dels esdeveniments: es va descobrir un planeta prop de Pegàs!. Des de llavors, s'han descobert més de 500 exoplanetes. Hubble fins i tot ha detectat alguns en el visible com Fomalhaut b. Però són habitables o estan habitats? Malauradament, fins ara, aquests planetes no poden suportar la vida tal com la concebem. De fet, estan massa a prop o massa lluny de les seves estrelles. 

Ho he vist aquí.