17 anells de pols al voltant d'una misteriosa estrella doble

El telescopi espacial James Webb examina 17 anells de pols al voltant d'una misteriosa estrella doble.

Aquestes estrelles van imprimir les seves empremtes dactilars al cel  Aquestes empremtes dactilars estan impreses en algun lloc a més de 5.000 anys llum de la nostra Terra.

 

Definitivament, el telescopi espacial James Webb continua delectant-nos. Tot i que proporciona als astrònoms dades valuoses per entendre millor el nostre Univers. Avui, a la imatge d'aquestes empremtes dactilars es recullen a més de 5.000 anys llum de la Terra. Al voltant d'un curiós sistema estel·lar.

Les podríem veure com empremtes dactilars al cel. O, com els anells de creixement d'un arbre... a més de 5.000 anys llum de la Terra. Els 17 anells de pols observats pel telescopi espacial James Webb (JWST) al voltant del sistema de dos estrelles batejat Wolf-Rayet 140. 17 anells on els telescopis al terra no podien distingir-ne més de dos!

Recordeu que el que permet al JWST observar objectes relativament freds del tipus anell de pols és la sensibilitat als infrarojos del seu instrument MIRI. I el seu espectròmetre fins i tot va revelar la composició d'aquests anells de pols. Estan formats principalment per matèria expulsada per un tipus d'estrella que els astrònoms coneixen com estrella Wolf-Rayet. Amb material ric en carboni.

Clic per engrandir. L'estrella doble Wolf-Rayet 140 i els seus anells de pols examinats pel telescopi James Webb. Crèdit: NASA, ESA, CSA, STScI, JPL-Caltech

Una estrella Wolf-Rayet és descendent d'una estrella de tipus espectral O o potser de tipus B. Comprèn, una estrella molt calenta i molt lluminosa, de color blau. I de qui la massa en néixer era almenys 25 vegades més gran que la del nostre Sol. Però una estrella que s'acosta al final de la seva curta vida i que "crema" més que en la seva joventut. Així una estrella Wolf-Rayet genera vents estel·lars poderosos que llencen grans quantitats de gas a l'espai. Els investigadors estimen que l'estrella Wolf-Rayet de la parella Wolf-Rayet 140, la seva companya és una estrella de tipus O, podria haver perdut com a resultat més de la meitat de la seva massa original.

Clic per engrandir. Una comparació entre el nostre Sol (a dalt a l'esquerra) i les dues estrelles que formen el sistema Wolf-Rayet 140: una estrella de tipus O d'unes 30 masses solars i una estrella de Wolf-Rayet unes deu vegades la massa de la nostra estrella. Crèdit: NASA, JPL-Caltech

Aprendre sobre la formació d'estrelles

Se sap que diversos altres sistemes Wolf-Rayet formen pols. Quan les dues estrelles que formen el sistema s'acosten a una distància de l'ordre de la que separa la nostra Terra del Sol, els seus vents estel·lars es troben. Els elements pesats d'aquests vents es refreden, es comprimeixen. Aleshores es forma pols. Els binaris Wolf-Rayet del qual les òrbites són gairebé circulars i poden produir pols gairebé contínuament.

Però aquest no és el cas de Wolf-Rayet 140, perquè l'òrbita de la seva estrella Wolf-Rayet és al contrari allargada. És aquesta peculiaritat la que condueix a la formació d'anells de pols. "Petxines", diuen els investigadors, perquè l'estructura és més gruixuda i més extensa del que suggereix la imatge del JWST. Això passa cada 8 anys, per a aquest sistema. Quan les estrelles s'acosten prou. D'aquí la comparació, tant amb una empremta digital com amb els anells d'un arbre. "Aquesta imatge mostra més d'un segle de producció de pols en aquest sistema estel·lar", va dir l'astrònom del NOIRLab, Ryan Lau en un comunicat de la NASA.

Això interessa als investigadors perquè saben que quan una estrella de Wolf-Rayet neteja una regió de l'espai, la matèria arrossegada pels seus vents pot acumular-se encara més i esdevenir prou dens per formar noves estrelles. Algunes proves també mostren que el nostre Sol va néixer d'aquesta manera. I l'observació d'aquestes petxines de pols ben conservades, n'hi podria haver d'altres segons els astrònoms, invisibles fins i tot per al JWST, demostra que poden continuar proporcionant material per a les estrelles i planetes futurs. El Telescopi espacial James Webb doncs, hauria de continuar aportant noves pistes sobre el paper de les estrelles de Wolf-Rayet en la formació de noves estrelles a la Via Làctia.

Ho he vist aquí.

El James Webb capta un preludi de supernova rarament vist

L'estrella lluminosa i calenta Wolf-Rayet 124 (WR 124) es destaca al centre de la imatge composta del telescopi espacial James Webb, que combina longituds d'ones de llum de l'infraroig proper i l'infraroig mitjà obtingudes per la càmera d'infraroig proper i l'instrument d'infraroig mitjà del Webb. Crèdit: NASA, ESA, CSA, STScI, Webb ERE Production Team.

Una vista poc comuna d'una estrella Wolf-Rayet —entre les estrelles més lluminoses, massives i més fugaçment detectables que es coneguin— va ser una de les primeres observacions fetes pel telescopi espacial James Webb de la NASA al juny del 2022. Amb els seus potents instruments per veure l'infraroig, Webb mostra l'estrella, anomenada WR 124, amb un detall sense precedents. L'estrella és a 15.000 anys llum de distància a la constel·lació de la Sageta.

Les estrelles massives passen amb molta rapidesa pels seus cicles de vida, i només algunes experimenten una breu fase de Wolf-Rayet abans de convertir-se en supernoves, cosa que fa que les detallades observacions d'aquesta excepcional fase obtingudes per Webb siguin valuoses per als astrònoms. Les estrelles Wolf-Rayet estan en procés de desprendre's de les seves capes externes, cosa que dóna com a resultat els seus característics halos de gas i pols. L'estrella WR 124 té 30 vegades la massa del Sol i, fins ara, ha desprès material equivalent a 10 sols. A mesura que el gas expulsat s'allunya de l'estrella i es refreda, es forma pols còsmica que brilla a la llum infraroja detectable pel Webb.

L'origen de la pols còsmica que pot sobreviure a l'explosió d'una supernova i contribuir al "pressupost de pols" total de l'univers és de gran interès pels astrònoms per diferents raons. La pols és part integral de com treballa l'univers: pot allotjar estrelles en formació, acumular-se per formar planetes i servir de plataforma perquè les molècules es formin i s'agrupin, incloent-hi els components bàsics de la vida a la Terra. Tot i les moltes funcions essencials que compleix la pols, encara hi ha més pols a l'univers del que poden explicar les teories actuals dels astrònoms sobre la seva formació. L'univers funciona amb un superàvit pressupostari de pols.

Clic per engrandir. Les estrelles Wolf-Rayet són conegudes per ser eficients productores de pols, i l'instrument d'infraroig mitjà del telescopi espacial James Webb de la NASA mostra això amb gran efecte. La pols còsmica més freda brilla a les longituds d'ona més llargues de l'infraroig mitjà, mostrant l'estructura de la nebulosa de WR 124. Crèdit: NASA, ESA, CSA, STScI, Webb ERE Production Team.

Webb obre noves possibilitats per estudiar els detalls de la pols còsmica, que s'observa millor en longituds d'ona de llum infraroja. La càmera d'infraroig proper de Webb (NIRCam, per les sigles en anglès) equilibra la brillantor del nucli estel·lar de WR 124 i els detalls nuosos al gas circumdant més tènue. L'instrument d'infraroig mitjà (MIRI, per les sigles en anglès) del telescopi revela l'estructura gruixuda de la nebulosa de gas i pols del material expulsat que ara envolta l'estrella. Abans de Webb, els astrònoms amants de la pols simplement no tenien prou informació detallada per examinar les preguntes sobre la producció de pols en entorns com WR 124, i si els grans de pols eren prou grans i abundants per sobreviure a la supernova i convertir-se en una contribució significativa al pressupost total de pols. Ara aquestes preguntes es poden investigar amb dades reals.

Estrelles com WR 124 també serveixen com una analogia per ajudar els astrònoms a comprendre un període decisiu a la història dels començaments de l'univers. Estrelles moribundes similars van sembrar per primera vegada l'univers jove amb elements pesats forjats als seus nuclis, elements que ara són comuns a l'era actual, fins i tot a la Terra.

La imatge detallada de WR 124 obtinguda per Webb conserva per sempre un moment de transformació breu i turbulent, i promet descobriments futurs que revelaran misteris de la pols còsmica que han estat ocults durant molt de temps.

El telescopi espacial James Webb és el principal observatori de ciències espacials del món. Webb resoldrà els misteris del nostre sistema solar, veurà més enllà de mons distants al voltant d'altres estrelles i explorarà les misterioses estructures i els orígens del nostre univers i el nostre lloc. Webb és un programa internacional dirigit per la NASA amb els socis: l'Agència Espacial Europea (ESA) i l'Agència Espacial Canadenca (CSA-ASC).

Ho he vist aquí.

Que amaguen els misteriosos i molt rars flaixos blaus de l'Univers?

Els misteriosos i molt rars flaixos blaus de l'Univers poden estar amagant una terrorífica destrucció estel·lar. 

Els astrofísics continuen descobrint fenòmens nous i misteriosos al cosmos, com ara  les Transicions Òptiques Lluminoses Ràpides Blaves (LFBOT sigles en anglès de Luminous Fast Blue Optical Transient), que s'han revelat en l'última dècada. Finalment, potser sabrem què s'amaga darrere d'aquestes Transicions Òptiques Lluminoses Ràpides Blaves.

Clic a la imatge per engrandir. Recreació artística generada per IA que mostra una Transició Òptica Lluminosa Ràpida Blava (LFBOT). Crèdit: LS, ChatGPT 

Per la seva pròpia naturalesa, els esdeveniments astronòmics rars i febles només es poden descobrir amb la creixent potència dels telescopis i la seva proliferació, permetent l'observació contínua del cel a escala global. Això és precisament el que fa que una xarxa d'astrònoms ciutadans, com els d'Unistellar, o la posada en marxa d'instruments com el James Webb o el Vera C. Rubin.

Per tant, va caldre esperar fins al 2018 perquè els astrònoms de la noosfera descobrissin unes rares explosions còsmiques blaves brillants anomenades LFBOT. 

Els LFBOT intriguen als astrofísics perquè evolucionen molt més ràpid que altres explosions còsmiques com ara les noves o supernoves clàssiques. Així, les seves corbes de llum en l'espectre visible arriben al seu màxim de brillantor, i després s'esvaeixen en només uns dies. Els LFBOT també romanen molt blaus; les lleis de la física de l'emissió de llum ens diuen que romanen extremadament calents durant gran part de la seva evolució.

És molt difícil estar segur de què s'amaga darrere d'aquests estranys fenòmens, i per descobrir-ho, fins ara només hem tingut 14 esdeveniments d'aquest tipus els fotons dels quals van ser capturats pels nostres telescopis. Podem citar el cas ben publicitat d'AT 2018cow (AT per  Astronomical Transient) i (cow, la vaca (en anglès) que va ser una explosió astronòmica molt potent, de 10 a 100 vegades més brillant que una supernova normal, que va ocórrer a la galàxia CGCG 137-068, a uns 200 milions d'anys llum de la Via Làctia a la constel·lació d'Hèrcules.

Els teòrics han multiplicat les hipòtesis exòtiques sobre ells. Per exemple, el de Tidal Disruption Event (o TDE sigles en anglès de Esdeveniment de Disrupció de Marea), que es poden traduir com a "esdeveniments de disrupció deguts a l'efecte de marea" Jean-Pierre Luminet va ser un dels pioners de l'estudi teòric d'aquestes TDE fa gairebé 40 anys amb un dels grans teòrics dels forats negres, l'australià Brandon Carter. Els dos astrofísics relativistes, tots dos a l'Observatori de París en aquell moment, també havien presentat el seu treball en un article a la famosa revista Nature el 1982, seguit d'un altre a  Astronomy & Astrophysics el 1983.

Però, segons Anya Nugent del Centre d'Astrofísica de Harvard, aquests escenaris expliquen malament totes les propietats observades. Ella i els seus col·legues creuen que tenen la clau del trencaclosques, tal com expliquen en un article d'accés obert a arXiv.

Recreació artística d'una Transició Óptica Lluminosa Ràpida Blava  (LFBOT). Crèdit: NASA, ESA, NOIRLab de la NSF, Mark Garlick, Mahdi Zamani

Estrelles Wolf-Rayet?

Però per entendre de què va tot això, cal parlar una mica sobre... les estrelles Wolf-Rayet, conegudes des del 1867. Com el seu nom indica, van ser descobertes per Charles Wolf i Georges Rayet de l'Observatori de París mentre observaven tres estrelles a la constel·lació del Cigne com a part d'estudis en una disciplina molt jove que aleshores es desenvolupava ràpidament després del treball del físic alemany Gustav Kirchhoff i el químic Robert Bunsen: L'espectroscòpia.

Aquestes estrelles semblaven anormals a causa de la presència d'elements estranys a les línies espectrals en emissió d'origen desconegut. Els astrofísics del segle XX arribarien a entendre que les estrelles WR són estrelles massives que superen les 10 masses solars, que observem al final de les seves vides, experimenten inestabilitats que els fan expulsar part de les seves capes superiors, un preludi d'explosions de supernoves del tipus SNII.

Per tant, només viuen uns quants milions d'anys com a màxim sobre la seqüència principal, sintetitzant elements com ara el carboni i l'oxigen, abans de col·lapsar gravitacionalment. L'explosió deixarà enrere com a cadàver estel·lar una estrella de neutrons i, en el cas de les estrelles més massives, de vegades forats negres estel·lars.

Una variant de l'escenari dels objectes de Thorne-Zytkow?

 
En el model explicatiu que actualment prefereix l'equip d'astrofísics, tot comença amb un sistema binari amb dues estrelles massives. Una és més massiva que l'altra i està evolucionant ràpidament, arrencant amb el seu camp gravitacional capes de material superficial a l'altra estrella, deixant al descobert el seu cor d'heli produït per les reaccions de fusió termonuclear. Així s'obté una estrella Wolf-Rayet, mentre que l'estrella "caníbal", havent-se tornat encara més massiva, s'esfondra ràpidament, emetent una explosió de supernova i deixant enrere com a restes un objecte compacte, un forat negre o una estrella de neutrons.

Després de centenars o milers d'anys, aquest romanent compacte finalment cau al nucli de l'estrella Wolf-Rayet i la destrueix, produint un LFBOT. Aquesta és una variant de l'escenari de l'objecte Thorne-Zytkow.

Els investigadors creuen, però, que aquest escenari haurà de ser confirmat per més observacions. S'espera que l'Observatori Vera C. Rubin, amb el seu extens estudi del cel de deu anys, tingui un paper important en el descobriment de nous LFBOT, inclosos els més febles i distants. Això permetrà una millor comprensió del seu origen i evolució al llarg de la història còsmica.

Ho he vist aquí.

Catàleg Caldwell del Hubble. Objecte C27

Clic per engrandir. Crèdit: NASA, Brian D. Moore, Jeff Hester, Paul Scowen
(Arizona State University), Reginald Dufour (Rice University)

Habitualment anomenada la nebulosa de la Mitja Lluna, Caldwell 27 s'assembla més a un ou de dinosaure prehistòric. La imatge del Hubble de vibrants colors, s'acosta a una petita regió de la nebulosa que té "només" 3 anys-llum de diàmetre, o uns 1,6093 bilions de kilòmetres. El requadre en blanc i negre és una imatge terrestre que mostra gairebé tota la nebulosa, que abasta aproximadament 16 per 25 anys llum. La closca ennuvolada i clapejada envolta un tipus d'estrella extremadament calenta i de curta durada anomenada Wolf-Rayet. Batejada com WR 136, aquesta colossal estrella està desprenent un potent vent estel·lar de partícules carregades des de la seva superfície, que està estripant la closca de material circumdant que l'estrella va expulsar fa 250.000 anys.

WR 136 va crear aquesta xarxa de material lluminós durant les últimes etapes de la seva vida. Quan era una supergegant vermella inflada, WR 136 va expulsar part de la seva massa, que es va assentar al seu voltant en un vast núvol aproximadament esfèric. Quan l'estrella va evolucionar de supergegant a estrella Wolf-Rayet, va desenvolupar un vent estel·lar encara més intens i va començar a expulsar massa a un ritme vertiginós. El vent estel·lar va xocar amb el material que envoltava a l'estrella i el va arrossegar fins a formar una fina closca. Aquesta closca es va trencar a la xarxa de cúmuls brillants que es veuen en la imatge del Hubble.  

El primer pla de la nebulosa realitzat pel Hubble revela amb una claredat sense precedents que la closca de matèria és una xarxa de filaments i densos nusos, tot això embolicat en una fina "pell" de gas (que es veu en blau). L'aguda visió del Hubble permet als científics sondejar els intricats detalls del complex sistema. Aquests detalls són crucials per comprendre el cicle de vida de les estrelles i el seu impacte en la evolució de la nostra galàxia. Les observacions van ser preses al juny de 1995 amb la Càmera Planetària i de Gran Angular 2 del Hubble. Els científics van seleccionar els colors de la imatge perquè es corresponguessin amb l'estat d'ionització dels gasos (quants àtoms s'han perdut o guanyat en els àtoms de cada gas), representant el blau la ionització més alta i el vermell la més baixa observada.

També catalogada com NGC 6888, Caldwell 27 va ser descoberta per William Herschel el 1792. Aquesta zona de demolició estel·lar es troba dins de la nostra pròpia galàxia, a uns 4.700 anys llum de la Terra, en la constel·lació del Cigne. Per a una millor visualització, observeu Caldwell 27 amb un telescopi de grandària de moderada a gran, equipat amb un filtre de contaminació lumínica durant el final de l'estiu des de l'hemisferi nord (o durant l'hivern en l'hemisferi sud). Amb una magnitud de 8,8, la nebulosa de la Mitja Lluna no és visible a simple vista, però si ho fos, apareixeria en el cel com una el·lipse d'un quart de la mida de la Lluna plena. En el futur, la closca de la nebulosa podria comprimir-se i començar a brillar de nou, aquesta vegada quan una poderosa ona expansiva es desplaci cap a l'exterior des de l'estrella Wolf-Rayet quan es destrueixi completament en una explosió de supernova. 

Per a més informació sobre les observacions del Hubble de Caldwell 27, vegeu:
El Hubble observa com un estel destrossa el seu veïnat (en anglès).

 

C27 al web de la NASA
Índex del Catàleg Caldwell del Hubble del Blog

Sh2-308: Bombolla estel·lar en forma de cap de dofí.

Clic per engrandir. Sh2-308: Bombolla estel·lar en forma de dofí. Crèdit: Aleix Roig (AstroCatInfo)

Quina estrella va crear aquesta bombolla? L'estrella brillant no va ser a la dreta de la bombolla. I tampoc no va ser un dofí espacial gegant. Va ser l'estrella del centre de la nebulosa blava, una estrella Wolf-Rayet famosa per la seva energia. En general, les estrelles Wolf-Rayet tenen més de 20 vegades la massa del nostre Sol i expulsen vents ràpids de partícules que poden crear nebuloses d'aspecte icònic. 

En aquest cas, la bombolla estel·lar resultant abasta més de 60 anys de llum, té uns 70.000 anys d'antiguitat i sembla el cap d'un dofí. Anomenada Sh2-308 i sobrenomenada nebulosa Cap de Dofí, la bola de gas es troba a uns 5.000 anys llum i cobreix tant cel com la Lluna plena, encara que és molt més tènue. Els núvols propers tenyits de vermell a l'esquerra de la imatge destacada poden deure la seva brillantor i forma a la llum energètica emesa per la mateixa estrella Wolf-Rayet.

Aquesta imatge va ser considerada per la NASA el 29 de març del 2023 com la seva imatge del dia.

 

Ho he vist aquí.

Els astrònoms identifiquen un quàsar rècord

 Identificat el quàsar més brillant i de major creixement

Clic a la imatge per engrandir. Utilitzant el Very Large Telescope (VLT) de l'Observatori Austral Europeu (ESO), els astrònoms han caracteritzat un quàsar brillant, descobrint que no només és el més brillant de la seva classe, sinó també l'objecte més lluminós que s'ha observat mai. Els quàsars són els nuclis brillants de galàxies llunyanes i estan alimentats per forats negres supermassius. El forat negre d'aquest quàsar, que ha batut tots els rècords, està creixent en massa l'equivalent a un Sol al dia, cosa que el converteix en el forat negre de creixement més ràpid fins ara. Crèdit: ESO/M. Kornmesser

Els forats negres que alimenten els quàsars recullen matèria del seu entorn en un procés tan energètic que emet grans quantitats de llum. Tant és així que els quàsars són alguns dels objectes més brillants del nostre cel, cosa que significa que fins i tot els més distants són visibles des de la Terra. Per regla general, els quàsars més lluminosos indiquen els forats negres supermassius de creixement més ràpid.

"Hem descobert el forat negre de creixement més ràpid conegut fins ara. Té una massa de 17.000 milions de sols i se'n menja una mica més d'un Sol al dia. Això el converteix en l'objecte més lluminós de l'Univers conegut", afirma Christian Wolf, astrònom de la Universitat Nacional Australiana (ANU) i autor principal de l'estudi publicat avui a Nature Astronomy. El quàsar, anomenat J0529-4351, és tan lluny de la Terra que la seva llum va trigar més de 12.000 milions d'anys a arribar fins a nosaltres.

La matèria que és atreta cap a aquest forat negre, en forma de disc, emet tanta energia que J0529-4351 és més de 500 bilions de vegades més lluminós que el Sol. "Tota aquesta llum procedeix d´un disc d´acreció calent que fa set anys llum de diàmetre: deu ser el disc d´acreció més gran de l´Univers", afirma Samuel Lai, estudiant de doctorat i coautor de l´estudi a l´ANU. Set anys llum equivalen a unes 15.000 vegades la distància entre el Sol i l'òrbita de Neptú.

Clic a la imatge per engrandir. Aquesta imatge mostra la regió del cel on es troba el quàsar J0529-4351, que ha batut tots els rècords. Utilitzant el Very Large Telescope (VLT) d'ESO a Xile, s'ha descobert que aquest quàsar és l'objecte més lluminós conegut a l'Univers fins avui. Aquesta imatge es va crear a partir d'imatges que formen part del Digitized Sky Survey 2, mentre que el requadre mostra la ubicació del quàsar en una imatge del Dark Energy Survey. . Crèdit: ESO/Digitized Sky Survey 2/Dark Energy Survey

La cerca de quàsars requereix dades d'observació precises de grans àrees del cel. Els conjunts de dades resultants són tan extensos que els investigadors solen utilitzar models d'aprenentatge automàtic per analitzar-los i distingir els quàsars d'altres objectes celestes. No obstant això, aquests models s'entrenen a partir de dades existents, cosa que limita els possibles candidats a objectes similars als ja coneguts. Si un nou quàsar és més lluminós que qualsevol altre observat anteriorment, el programa podria rebutjar-lo i classificar-lo en el seu lloc com una estrella no gaire distant de la Terra.

Una anàlisi automatitzada de les dades del satèl·lit GAIA de l'Agència Espacial Europea va passar per alt J0529-4351 per ser massa brillant per ser un quàsar, suggerint al seu lloc que era una estrella. Els investigadors el van identificar com un quàsar llunyà l'any passat fent servir observacions del telescopi de 2,3 metres de l'ANU, situat a l'Observatori de Siding Spring (Austràlia). Tot i això, per descobrir que es tractava del quàsar més lluminós mai observat es va necessitar un telescopi més gran i mesuraments amb un instrument més precís. L'espectrògraf X-shooter del VLT d'ESO, situat al desert xilè d'Atacama, va proporcionar les dades crucials.

El forat negre de creixement més ràpid mai observat també serà un objectiu perfecte per a l'actualització GRAVITY+ a l'Interferòmetre VLT (VLTI) d'ESO, que està dissenyat per mesurar amb precisió la massa dels forats negres, inclosos els que es troben lluny de la Terra. A més, l'Extremely Large Telescope (ELT) d'ESO, un telescopi de 39 metres que s'està construint al desert xilè d'Atacama, farà encara més factible la identificació i la caracterització d'aquests objectes esquius.

La troballa i l'estudi de forats negres supermassius distants podria donar llum sobre alguns dels misteris de l'Univers primitiu, entre ells com es van formar i evolucionar tant ells com les galàxies que els allotgen. Però aquesta no és l'única raó per la qual Wolf els cerca. "Personalment, simplement m'agrada la persecució", afirma. "Durant uns minuts al dia, torno a sentir-me com un nen, jugant a la recerca del tresor, i ara poso sobre la taula tot el que he après des de llavors".

Ho he vist aquí.

Catàleg Caldwell del Hubble. Objecte C51

Clic per engrandir. Caldwell 51. Crèdit: NASA, ESA, i J. Holtzman (New Mexico State University); Processament: Gladys Kober (NASA/Catholic University of America)

Caldwell 51, també coneguda com a IC 1613, és una galàxia nana irregular ubicada a la constel·lació de la Balena. Aquest membre del nostre Grup Local de galàxies és a només 2,3 milions d'anys llum de la Terra i té una magnitud aparent de 9,9. Tot i la seva relativa proximitat, Caldwell 51 és molt difícil de detectar i és un dels objectes més esmunyedissos del Caldwell. Apareix com una taca difusa i extremadament tènue al cel, fins i tot quan es veu a través de telescopis de mida moderada. La galàxia és visible des de l'hemisferi nord a la tardor i des de les regions del nord de l'hemisferi sud a la primavera. Va ser descobert el 1906 per l'astrofotògraf alemany Max Wolf, que també va trobar molts altres objectes astronòmics al llarg de la seva vida, incloent estels, supernoves i asteroides.

Caldwell 51 és notable pel seu paper en la millora dels mesuraments de distància a objectes més remots. A diferència de moltes galàxies, Caldwell 51 està en gran part lliure de pols, i la nostra visió relativament clara de les estrelles variables RR Lyrae que alberga permet als astrònoms fer mesuraments de distància precises. Les variables RR Lyrae són estrelles polsants que tenen períodes de pulsació directament relacionats amb la lluminositat. Per tant, la rapidesa amb que polsen indica als astrònoms la lluminositat real de les estrelles; llavors, com de brillants realment apareixen les estrelles els hi diu als astrònoms com de lluny han d'estar. Aquesta relació permet que les estrelles actuïn com a "espelmes estàndard" que es poden fer servir per determinar les distàncies a objectes dins del nostre Grup Local de galàxies.

Clic per engrandir. Aquesta imatge infraroja d´una regió exterior de Caldwell 51 inclou algunes galàxies de fons encara més distants. Va ser captada per la Wide Field Camera 3 (Càmera de camp ample) del Hubble.Crèdits: NASA, ESA, i M. Malkan (UCLA); Processament: Gladys Kober (NASA/Catholic University of America)

La imatge que encapçala el post és d´una regió propera al centre de Caldwell 51 és una composició d´observacions en ultraviolada, infraroig i llum visible realitzades per la Cambra de Camp Ampli 3 del Hubble. Les observacions es van fer per determinar la composició química de la galàxia. Atès que la majoria dels elements de l'univers es formen a les estrelles i es distribueixen a la seva galàxia quan moren, aquesta informació pot ajudar els investigadors a conèixer millor l'evolució de la galàxia i la seva història de formació estel·lar.

 Clic per engrandir. Aquesta imatge de context mostra dues regions de Caldwell 51 (IC 1613) captades per la Wide Field Camera 3 (WFC3) del Hubble. La imatge de camp més ampli de tota la galàxia a la part inferior dreta va ser presa pel telescopi de sondeig del Very Large Telescope (VLT) a l'Observatori Europeu Austral (ESO). El requadre taronja mostra la ubicació de les observacions infraroges del Hubble a les afores de la galàxia (mostrades a l'esquerra), mentre que el requadre blau mostra les observacions del centre de la galàxia (a dalt a la dreta).

C51 al web de la NASA
Índex del Catàleg Caldwell del Hubble del blog

Hubble captura esclats d'estrelles en una galàxia espiral barrada

Aquesta imatge del Telescopi Espacial Hubble ens mostra a NGC 5398, una galàxia espiral barrada situada a 55 milions d'anys llum de distància.

HGC 5398. Crèdit: NASA/ESA (clic per engrandir)

La galàxia és famosa per contenir una regió HII especialment extensa, un gran núvol compost d'hidrogen ionitzat (o HII, pronunciat "H-dos", sent H el símbol químic de l'hidrogen i el "II" ens indica que els àtoms han perdut un electró per ionitzar-se). El núvol de NGC 5398 es diu Tol 89 i es troba a l'extrem inferior esquerra de la barra central d'estrelles de la galàxia, una estructura que travessa el nucli galàctic i transporta el material cap a l'interior per mantenir la formació estel·lar en aquella zona.

Tol 86 destaca per ser l'únic gran complex massiu de formació estel·lar en tota la galàxia, conté almenys set cúmuls estel·lars joves i massius. Els dos grups més brillants dins de Tol 89, que els astrònoms han anomenat simplement "A" i "B" semblen haver patit dos esclats d'activitat formadora d'estrelles -esclats estel·lars- fa aproximadament 4 milions i menys de 3 milions d'anys respectivament. Tol 89-A es creu que conté un nombre d'estrelles particularment brillants i massives anomenades com estrelles Wolf-Rayet, que són conegudes per les seves altes temperatures i vents estel·lars extrems.

Ho he vist aquí.

Quina és més grossa?

No sigueu malpensats!. Avui us parlaré de mides, sí, però de les mides de les estrelles.

Poder mesurar la magnitud de l'univers i poder comparar les diferents mides dels seus components, ens fa adonar del que som, una mica menys que res!. Pel malaurat Carl Sagan ja eren només un petit punt blau, vist des d'un indret llunyà dins del nostre propi sistema solar.

Us porto un gràfic que vaig utilitzar a una exposició sobre astronomia "bàsica" que vàrem realitzar al nostre Centre Cívic, en el que podeu anar veient de forma correlativa i proporcionada la grandària de diferents objectes estel·lars, prenen com a primera referència els planetes del nostre propi sistema solar. Pels més curiosos he afegit enllaços a la Viquipèdia d'algunes de les estrelles que hi trobareu. Podreu observar que les més grans de totes son super-gegantes vermelles.

clic a la imatge per engrandir

Quadre 1

Mercuri, Mart, Venus i la Terra

Quadre 2

Terra, Neptú, Urà, Saturn i Júpiter

Quadre 3

Júpiter, Wolf 359, Sol (el nostre) i Sírius

Quadre 4 

Sírius, Pòl·lux, Arcturus i Aldebaran

Quadre 5

Aldebaran, Rigel, Antares i Betelgeuse

Quadre 6

Betelgeuse, Mu cephei, VV Cephei A i VY Canis Majoris

Aquestes son les descobertes fins ara, no es descartable trobar-ne encara de més grans. I per acabar incrusto un vídeo a on podeu veure-hi el mateix, però amb animació i música de Vangelis, que si us agrada Blade Runner segur que us sona.

 Bon estiu petitons i petitones!

Preludi i fuga de forat negre!

Tres noves sonificacions – cadascuna amb una connexió als forats negres – veiem avui. La primera és un preludi del possible naixement d'un forat negre, l'estrella WR 124, vista aquí en llum de raigs X del Chandra i llum infraroja del telescopi James Webb i d'altres telescopis.

WR124 és una estrella massiva extremadament brillant i de curta vida coneguda com a Wolf-Rayet a una distància d'uns 28.000 anys llum de la Terra. Aquestes estrelles llancen les capes exteriors a l'espai, creant espectaculars disposicions que es veuen en llum infraroja des del telescopi espacial James Webb de la NASA.

Imatge del NIRCam del Webb de WR124. Crèdit: Judy Schmidt (CC BY2.0)

En la sonificació de WR124, la nebulosa se sent com a flautes i les estrelles de fons com a campanes. Al centre de WR124, on comença l'exploració abans de desplaçar-se cap a l'exterior, hi ha un nucli calent de l'estrella que podria explotar com a supernova i, potencialment, col·lapsar i deixar darrere seu un forat negre. A mesura que l'escàner es desplaça des del centre cap a l'exterior, les fonts de raigs X detectades per Chandra es tradueixen en sons d'arpa. Les dades del James Webb s'escolten com a sons metàl·lics de campana, mentre que la llum de l'estrella central es mapeja per produir el so descendent en forma de crit del principi. La peça es completa amb cordes que toquen com a acords dades addicionals del trio telescòpic infraroig format pel telescopi espacial Herschel de l'ESA, el retirat telescopi espacial Spitzer de la NASA i el retirat Wide Image Survey Explorer (WISE) de la NASA.

Crèdits: Raigs X: (Chandra) NASA/CXC/SAO; Infraroig: (Webb) NASA/ESA/CSA/STScI/Webb ERE Production Team; Infraroig: (Herschel) ESA/NASA/Caltech, (Spitzer) NASA/JPL/Caltech, (WISE) NASA/JPL/Caltech; Processament d'imatges: NASA/CXC/SAO/J. Major; Sonificació: NASA/CXC/SAO/K.Arcand, SYSTEM Sounds (M. Russo, A. Santaguida)

Ho he vist aquí.

Catàleg Charles Messier. Objecte M101

Clic per engrandir. Imatge de M101 del Hubble.

Descoberta per Pierre Méchain el 1781.

M101 va ser descoberta per Pierre Méchain el 27 de Març de 1781, i afegida com una de les últimes entrades del catàleg de Charles Messier. Va ser la primera "nebulosa espiral" identificada com a tal per William Parsons, Tercer Comte de Rosse.

Encara que s'estén 22 minuts d'arc en les fotografies i és força brillant, només la regió central d'aquesta galàxia és visible en els telescopis més petits, millor si és a baixa potència. Poden albirar-insinuacions dels braços espirals a partir de 100 cm (4 polzades) com taques nebuloses. Diverses d'aquestes taques (és a dir, fragments dels braços espirals) van ser assignats a números propis de catàleg per part de William Herschel i observadors posteriors; d'acord amb el NGC i Burnham, hi ha 9 d'aquests números, 3 dels quals es remunten a Herschel qui els va trobar el 14 d'Abril del 1789, mentre que el RNGC declara que cinc dels restants no existeixen (ne); però esmenta que de Vaucouleurs els té com nusos: NGC 5447 (H III.787), 5449 (ne), 5450 (ne), 5451 (ne), 5453 (ne), 5455, 5458 (ne), 5461 (H III 788), 5462 (H III.789) i 5471.

Clic per engrandir. Imatge del Chandra en Raigs X de M101.

A les fotografies, però, la Galàxia del Molinet M101 es revela com una de les espirals de Gran Disseny més destacades del cel. Encara que sembla bastant simètrica visualment i sota exposicions curtes que només mostren la regió central, és destacablement asimètrica, estant el seu nucli considerablement desplaçat del centre del disc. Halton Arp ha inclòs a M101 com la Nº 26 en el seu Catàleg de Galàxies Peculiars com una "Espiral amb un braç més dens".

M101 és el membre més brillant d'un grup de al menys 9 galàxies, sent les companyes més brillants NGC 5474 (tipus Sc, magnitud aparent 10,85) cap al SSE i NGC 5585 (Sa, magnitud aparent 11,49; Glyn Jones i Burnham la van imprimir erròniament com 5485) a al NE. Altres probables membres del grup són NGC 5204 (Ir, 11,26), NGC 5238(SB(d)m, 13,35p), NGC 5477 (Ir+, 13,8), UGC 8508 (Ir+, 14,5 p) , UGC 8837 (Ir+, 13,1 p), i UGC 9405.

La distància de M101 s'ha determinat mitjançant el mesurament de variables Cefeides amb el Telescopi Espacial Hubble en el periode 1994-1995 com de 24 +/- 2 milions d'anys llum, per l'Equip del Projecte H0 Key (article III, 1996). Kenneth Glyn Jones esmenta un intent anterior amb base a la Terra el 1986, quan es va proclamar la detecció de dues Cefeides (oferint una distància estimada entre els 20 i 26 milions d'anys llum). Això està també d'acord amb la distància determinada mitjançant la funció de lluminositat de les Nebuloses Planetàries, per Feldmeier, Ciardullo i Jacoby (1996) que és de 25,1 +/- 1,6 milions d'anys llum. D'acord amb la recent recalibració de l'escala de distàncies de Cefeides, la "veritable" distància de M101 ha de ser propera a un 10 per cent més alt (27 milions d'anys llum).

A la nova distància segons el HST i Hipparcos, té un diàmetre lineal d'uns 170.000 anys llum trobant-se per tant entre les majors galàxies de disc i la seva brillantor visual aparent de magnitud 7,9 es correspon amb una magnituds absoluta de -21.6 magnituds, o una lluminositat de al voltant de 30 mil milions (3x10¹⁰) de vegades la del nostre Sol.

Clic per engrandir. Imatge en infraroig de M101 del Telescopi Spitzer de la NASA.

S'han descobert quatre supernoves en M101:

* La primera, SN 1909A, va aparèixer el 26 de gener del 1909 i va ser descoberta per Max Wolf; era d'un tipus peculiar i va aconseguir una magnitud de 12,1 (Glyn Jones informa que el descobriment va tenir lloc al febrer, i la SN va aconseguir només una magnitud de 13,5).

* La segona supernova 1951H va ser de tipus II, va ocórrer al setembre del 1951 i va arribar a una magnitud de 17,5.

* La tercera, SN 1970G, també de tipus II, va ser descoberta el 30 de juliol del 1970 per Michael Lovas, i va aconseguir una magnitud de 11,5. El romanent de la Supernova 1970G va ser detectat posteriorment amb l'espectre dels raigs X i per exemple, observat amb el satèl·lit Observatori de Raigs X Chandra (CXO).

* La quarta, SN 2011fe, va ser la més espectacular: Aquesta supernova de tipus Ia va ser trobada el 24 d'agost de 2011 per la Palomar Transient Factory (PTF), i es va il·luminar a una magnitud de 9.9 al voltant del 10 de setembre.

Una altra candidata a supernova va estar descoberta el 2015, però va resultar ser probablement una Nova Lluminosa Vermella (LNR):

PSN J14021678+5.426.205 (iPTF13afz), descoberta el 20 de gener del 2015 per Ciprian Dumitru Vintdevara, localitzada a 489" a l'oest i 324" a nord del centre de M101, amb magnitud 16.5. Aquesta va ser considerada massa feble per a ser una supernova, i és probablement una Nova Lluminosa Vermella (LRN). Luminous Red Nova 2015 en M101.

Dues probables novas extragalàctiques, SPIRITS15mo i SPIRITS15mn, han estat descobertes en M101 el 1 de juliol del 2015. SPIRITS15mo va arribar a magnitud 17.7, i SPIRITS15mn a magnitud 18.7. Aquestes dos havien estat trobades en l'infraroig en les dades recollides pel Telescopi Espacial Spitzer (SST) dins de l'Spitzer InfraRed Intensive transients Survey (SPIRITS).

Clic per engrandir. Composició de les 3 imatges; visible de Hubble, infraroja de Spitzer i
de raigs X del Chandra de M101.

D'acord amb una de les dues opinions comunes, M102 pot haver estat una re-observació errònia de M101, tot i que es pot dubtar de semblant possibilitat: alternativament, i potser més probablement, M102 podria ser NGC 5866. 

Crèdit de totes les imatges: NASA, ESA, K. Kuntz (JHU), F. Bresolin (University of Hawaii), J. Trauger (Jet Propulsion Lab), J. Mould (NOAO), Y.-H. Chu (University of Illinois, Urbana), and STScI.

M101 al web de SEDS
Índex del Catàleg Messier del blog.

 

Catàleg Charles Messier. Objecte M61

Aquesta imatge del Hubble del centre de M61 està composta d'observacions preses en
llum visible, infraroja i ultraviolada. És la imatge més detallada que el Hubble
ha pres del nucli de la galàxia. Crèdit imatge: ESA/Hubble i NASA agraïment: Detlev Odenthal.
Clic a la imatge per engrandir.

Descoberta el 1779 per Barnabus Oriani.

Messier 61 (M61, NGC 4303) és una considerable galàxia espiral a la part més austral del Cúmul de Galàxies de la Verge.

M61 va ser descobert per Barnabus Oriani el 5 de maig de 1779 quan seguia a l'estel d'aquell any, 6 dies abans de la descoberta de Charles Messier, qui ho havia vist el mateix dia que Oriani però la va confondre amb el cometa. Messier encara la va confondre per dos nits més, fins que es va adonar que no es movia. Pel que fa a un petit nombre d'altres, a aquest objecte se li va assignar un nombre propi, H I.139, per William Herschel, qui normalment evitava donar números propis als objectes de Messier, quan ho va observar i va catalogar el 17 d'abril de 1786.

M61 és una de les galàxies més grans de el cúmul de la Verge; els seus 6 minuts d'arc de diàmetre es corresponen a uns 100.000 anys llum, similar a el diàmetre de la Via Làctia. La seva magnitud de 10 es correspon a una magnitud absoluta de -21,2.

S'han observat 7 supernoves a M61 (una d'elles incerta):

    1926A (mag. 12.8) va ser descoberta per Wolf i Reinmuth,
    1961I (mag. 13, Humason),
    1964F (mag. 12, Rosino),
    1999gn (mag. 13.4, Dimai),
    2006ov (mag. 14.8, Itagaki),
    2008in (mag. 14.3, Itagaki), i
    2014dt (mag. 13.2, Itagaki).

NED dóna els següents tipus i (valors alternatius per) màxims a: SN 1926A, tipus IIL, 14pv; SN 1961I, tipus II, 13.0; SN 1964F, tipus I, 14.0. La Supernova 1961I va aparèixer als braços de l'espiral, a uns 82" de centre, i va ser fotografiada per l'observatori Lick, veure per exemple Burnham. S'ha descobert que 3 supernoves més recents; SN 1999gn, SN 2006ov i SN 2008in, són de tipus II, mentre que SN 2014dt és de tipus Ia-pec.

Se sospitava que un altre objecte era una supernova a M61: PSN J12215513+042.816.169, descobert pel Lick Observatory Supernova Search (LOSS: Observatori LICK de Cerca de supernoves) al març de 2014, amb una magnitud de 19.0, però segueix sent feble i és més probable que hagi estat una Nova ordinària en M61.

Amb la seva setena supernova parpellejant, M61 s'ha apoderat de la marca actual del rècord que havia estat prèviament mantinguda per M83 amb 6, per liderar les estadístiques de les galàxies Messier. En el moment de redactar aquest document (desembre de 2014), es troba a dos SNE darrere de titular del rècord absolut, NGC 6946.

M61 al web del SEDS 

Índex del Catàleg Messier del blog.

S'ha descobert un segon asteroide troià de la Terra

Clic per engrandir. Amb l'ajuda del telescopi SOAR (sigles de Southern Astrophysical Research;
Recerca Astrofísica del Sud) de 4.1 metres al Cerro Pachón a Xile, els astrònoms han confirmat
que un asteroide descobert l'any 2020 per l'enquesta Pan-STARRS1. anomenat 2020 XL5, és
efectivament un troià. En aquesta imatge artística, l'asteroide es mostra en primer pla inferior
esquerre. Els dos punts brillants a dalt a l'esquerra, son la Terra (dreta) i la Lluna (esquerra).
El Sol apareix a la dreta. Crèdit: NOIRLab, NSF, AURA, J. Da Silva

Cada planeta del Sistema Solar que orbita al voltant del Sol té punts de Lagrange, el més famós dels quals en el cas de la Terra és L2, on es troba en òrbita el telescopi James-Webb. Tanmateix, en L4 i L5 també s'ha de poder trobar l'equivalent dels asteroides que anomenem troians, com en el cas de Júpiter. Els astrònoms han estat durant molt de temps buscant-los amb les mans buides, però avui finalment s'ha descobert un segon troià terrestre.

Lucy, la nova sonda de la NASA que explorarà els asteroides troians. El 16 d'octubre, la NASA
enviarà la seva nova sonda, Lucy, a l'espai. El dispositiu es dirigirà a Júpiter per estudiar els
asteroides que orbiten a la mateixa òrbita que el gegant gasós, anomenats "troians". Els estudi
realitzats per la Lucy permetran conèixer més sobre la història del sistema solar. 

El gran matemàtic Henri Poincaré creia haver demostrat fa poc més d'un segle que no era possible trobar una solució analítica general que descrigués les òrbites de tres cossos, a diferència del cas de dos cossos resolts completament per Newton amb funcions elementals. Per tant, calia cenyir-se a les tècniques d' integració numèrica de les equacions diferencials d'aquests predecessors.

De fet s'equivocava, com va demostrar el matemàtic Karl Frithiof Sundman a principis del segle XX. La solució general existeix però quan es vol utilitzar-la, els càlculs necessaris són molt llargs i lents d'executar-se. L'arribada dels ordinadors després de la Segona Guerra Mundial també canviarà la situació en permetre que els mètodes d'integració numèrica mostrin el seu poder, tal com mostra clarament el premi Nobel Richard Feynman en el seu curs de primer any de física.

En qualsevol cas, ja hi havia solucions analítiques exactes però específiques al problema dels tres cossos, el més conegut dels quals és, per descomptat, el de Joseph Lagrange. Ja al segle XVIII, havia demostrat que sempre existien per a dos cossos, per exemple el Sol i la Terra, una sèrie de cinc punts anomenats des de llavors "punts de Lagrange", on un tercer cos petit podria estar en un estat d'equilibri i relativa immobilitat en relació amb els altres dos cossos.

Alguns d'aquests punts són estables, com L4 i L5, és a dir que si el tercer s'aparta una mica d'aquests punts patirà una força que tendeix a mantenir-lo, mentre que altres, com L2, són inestables. També és per aquest motiu que diversos satèl·lits d'observació famosos com Planck i avui el James Webb s'han enviat al punt L2 de la Terra i el Sol, tal com explica el vídeo del Cnes a continuació sobre això.

Podeu triat l'idioma de subtitulació a la configuració del vídeo. Potser coneixeu els L5 a la Terra,
però coneixeu els cinc punts L a l'espai? Aquests són els punts de Lagrange i són molt útils per
posicionar determinats satèl·lits... o telescopis espacials com el Webb. T'ho expliquem tot en
aquest vídeo. Crèdit: CNES

Troians a tot el sistema solar

Els punts de Lagrange no són teòrics ni per a l'astronàutica ni per a l'astronomia perquè fa temps que se sap que els punts de Lagrange L4 i L5 del sistema Sol-Júpiter han atrapat durant la història del Sistema Solar molts cossos petits celestes, asteroides que s'han anomenat troians, i que es troben a l'òrbita de Júpiter a 60° cap endavant o cap enrere.

De fet, el primer asteroide troià va ser descobert l'any 1906 per Max Wolf precisament prop de Júpiter, a L4. Va precedir el gegant gasós per 60° en la seva òrbita, il·lustrant per primera vegada les prediccions fetes per Lagrange el 1772. Ara en sabem diversos milers d'ells associats a Júpiter i unes quantes desenes en total per a Venus, Mart, Urà i Neptú.

En teoria, la Terra també n'hauria de tenir, però la caça de troians al nostre Planeta Blau no és paradoxalment de cap manera òbvia, malgrat la proximitat de L4 i L5 al sistema Sol-Terra. De fet, no va ser fins al 2011 que es va descobrir el primer cos d'aquest tipus: 2010 TK7.

Tal com explica un comunicat de premsa de l'ESA, només es podia esperar detectar troians terrestres durant petites finestres d'observació just abans de la sortida del sol o després de la posta del sol, quan un dels punts de Lagrange assoleix el pic a l'horitzó mentre el Sol està amagat a sota. Tanmateix, aquestes finestres són curtes, no permeten observacions llargues i sobretot malauradament, requereixen que els telescopis estiguin apuntats en angles propers a l'horitzó on les condicions d'observació són les pitjors.

                    Imatges de drone del telescopi SOAR al Cerro Pachón a Xile, part de l'Observatori Interamericà
 Cerro Tololo, un programa del NOIRLab de NSF. El Telescopi Gemini Sud i l'Observatori Vera
C.-Rubin són visibles al fons. Crèdit: CTIO, NOIRLab, SOAR, NSF, AURA, JP Burgos

Futures claus per a la colonització del Sistema Solar?

Però, avui, membres del NOIRLab (sigles de National Optical-Infrared Astronomy Research Laboratory; Laboratori Nacional d'Investigació d'Astronomía Óptica-Infrarroja) i dues publicacions d'accés obert a les famoses revistes Nature Communications i The Astrophysical Journal Letters confirmen l'existència a L4 d'un segon asteroide troià per a la Terra que es va detectar originalment a la Terra el 12 de desembre de 2020 amb els instruments de Pan-STARRS1 a Hawaii.

Observat més de prop, en particular, amb el telescopi SOAR (Recerca Astrofísica del Sud) de 4,1 metres al Cerro Pachón a Xile, el troià 2020 XL₅, amb la seva mida de més d'un quilòmetre, és aproximadament tres vegades més gran que el TK7 de 2010. 

La millor determinació dels seus paràmetres orbitals no deixa cap dubte sobre la seva naturalesa. Les observacions també mostren que probablement és un asteroide de tipus C, per tant, un dels que constitueixen aproximadament el 75% dels asteroides del Sistema Solar. Són molt foscos i es creu que són químicament i mineralògicament semblants als meteorits de condrites carbòniques. Per tant, és un record de la composició química del sistema solar primitiu.

Amb el 2020 XL₅ d'alguna manera a l'abast, podria ser objecte de missions, possiblement tripulades, potencialment molt xerrades sobre la cosmogonia del Sistema Solar. Si existeixen altres troians d'aquest tipus, podrien servir de base on explotar els materials necessaris per a la construcció  de les colònies espacials somiades per Jeff Bezos.

Els càlculs de la mecànica celestial indiquen, però, que 2020 XL₅ no es quedarà a L4 per sempre. Tot i així, uns 4.000 anys abans que la combinació de pertorbacions gravitatòries dels altres planetes del Sistema Solar el desallotgés.

Treu l'idioma de subtitulació ala configuració del video. El gran matemàtic Lagrange va canviar la cara
de les matemàtiques i la física posant les bases del càlcul variacional i la mecànica analítica. El seu treball
en mecànica celeste és fonamental, però Lagrange també havia començat a netejar el territori on Évariste
Galois descobriria la teoria de grups. Crèdit: Henri Poincaré Institute, YouTube 

 

Ho he vist aquí.