Observat l'efecte Doppler rotacional molecular

Aquesta no és la primera vegada que observem un efecte Doppler en l'espectre de les molècules, però és la primera vegada que s'evidència la part vinculada a la rotació de la molècula. Aquesta primícia mundial va ser possible gràcies a la línia lluminosa de les Plèiades del Sincrotró Soleil.

Fotocomposició de C. Doppler vestit amb la disfressa de l'efecte que du
el seu nom, del personatge Sheldon Cooper (BBT). Crèdit: ilustracionmedica.es

El 25 de maig de 1842, a la Royal Academy of Sciences de Bohèmia, Christian Doppler va presentar un document titulat On the Colored Light of Double Stars i Other Stars of Heaven. El físic austríac va explicar la influència de la velocitat d'un objecte en la freqüència de llum que emetia per a un observador en repòs. Encara que conté diversos errors, l'article planteja una idea que la experimentació verificarà i que serà de gran importància per el desenvolupament de l'astrofísica i avui en dia aplicat per a la detecció d'exoplanetes.

No obstant això, no va ser fins el 1845 que el químic i meteoròleg holandès Buys Ballot va demostrar experimentalment el que avui es coneix com l'efecte Doppler, però amb el so. L'efecte amb les ones de llum es va tornar a descobrir experimentalment per Hyppolyte Fizeau i és per això que habitualment parlem sobre l'efecte Doppler en l'ecografia i l'efecte Doppler-Fizeau en astrofísica.

El Sincrotró Soleil, aquest instrument gegantí, obre les portes als científics
al que és infinitament petit. Produeix una llum summament poderosa que
permet explorar el nucli de la matèria.Crèdit: Synchrotron Soleil-Dailymotion

Efecte Doppler i rotacions

Encara que l'efecte Doppler-Fizeau s'utilitza àmpliament per mesurar la velocitat dels cossos celestes, també es manifesta a escala d'àtoms i molècules. Així, l'agitació tèrmica en un gas causa un allargament espectral de les línies dels àtoms o molècules del gas. Però això és estrictament un efecte Doppler-Fizeau de la traslació. En teoria, el fet que un àtom o una molècula puguin considerar-se com a objectes auto-rotatoris, subjectes a restriccions a les imatges clàssiques imposades per la mecànica quàntica en el món dels àtoms, han de donar lloc a un efecte rotacional Doppler.

Podem observar aquest efecte rotacional Doppler en el món de les molècules. Un equip internacional de físics francesos, japonesos, americans i finlandesos, que utilitza la línia lluminosa de les Plèiades del Sincrotró Soleil, per primera vegada ha aconseguit posar-lo en evidència.

Els investigadors van utilitzar un mètode d'espectroscòpia fotoelectrònica per mesurar l'ampliació espectral en l'espectre de l' energia cinètica dels electrons expulsats a partir de molècules de nitrogen en rotació, tal com s'explica en l'article publicat a la revista Physical Review Letters i al lloc web del sincrotró Soleil.

Ho he vist aquí

Dossier Cosmologia 3: Origen de la matèria fosca o la manca de massa

No, la Terra no és el centre de l’Univers. El Sol tampoc. El nostre planeta, la nostra galàxia són uns anònims perduts en la immensitat del cosmos. Descobriu aquí algunes nocions de cosmologia que us permetran comprendre millor quin és el nostre lloc a l’Univers.

Un dels descobriments més importants de l’astrofísica contemporània, per les seves conseqüències fonamentals en la cosmologia i la física de partícules, va ser la demostració que existia un tipus de matèria, diferent de la "matèria ordinària" que coneixem, i que jugava un paper essencial en el cosmos. Es tracta de la "matèria fosca".

La matèria fosca, és va batejar així perquè no emet radiacions electromagnètiques, i només es detecta pels seus efectes gravitacionals.

Clic per engrandir. La part visible de les galàxies seria només una minúscula part
immersa en un gran halo de matèria fosca? Aquí, la galàxia M51, una galàxia espiral
clàssica situada a la constel·lació dels llebrers, acompanyada de NGC 5195. © NASA i ESA, DP

Zwicky i la matèria fosca o la falta de massa

La idea de la matèria fosca (parlem aleshores de massa desapareguda o massa oculta) va esclatar amb l'obra de l'astrònom suís Zwicky a la dècada de 1930. Aquest últim, estudiant la dinàmica de les galàxies situades dins del cúmul de galàxies Coma, a la constel·lació de la Cabellera de Berenice, volia entendre per què les velocitats de les galàxies d’aquest cúmul tenien valors molt elevats (tornarem a aquesta qüestió més endavant). 

De fet, aquesta qüestió de la matèria fosca com a component de l’Univers ha crescut considerablement en les últimes dècades. Ara podem evocar tres grans qüestions d’astrofísica, encara no resoltes satisfactòriament, per les quals l’existència d’aquesta matèria fosca seria una resposta comuna coherent:

- la primera pregunta tracta de galàxies espirals i la seva rotació;
- la segona es refereix a la velocitat de les galàxies i la presència d'arcs gravitacionals dins dels cúmuls de galàxies;
- la tercera fa referència al fabulós destí de les galàxies, el seu origen i la seva evolució.

El centre del cúmul de la galàxia Coma es troba a la constel·lació de la Cabellera
de Berenice, a una distància de 100 megaparsecs (Mpc). Va ser determinant la massa
d'aquest cúmul amb les mesures de la velocitat d'algunes galàxies que Zwicky va prendre
consciència del problema de la "massa que falta". © Imatge CFHT

La velocitat de gir de les galàxies es mesura mitjançant l'efecte Doppler

Examinem primer el cas de les galàxies espirals de les quals farem servir una propietat important: el fet que estiguin animades per un moviment de rotació sobre elles mateixes. Aquesta propietat es coneix a través d’un efecte físic que es troba habitualment a la vida ordinària: l’efecte Doppler.

Dues galàxies espirals observades a l’espectre visible, una des de la part frontal
(esquerra), l’altra pel lateral (dreta). Observem un bulb central amb una alta densitat
d’estrelles envoltat d’un disc prim format de braços en espiral. © Imatges CFHT

Sovint es pren com a exemple la situació següent per explicar l'efecte Doppler: imagineu-vos un observador immòbil a la vora d'una via de tren. Constata que el so produït per un tren canvia de to quan s’acosta i s’allunya d’ell. El so, primer agut fins que el tren passa per davant de l'observador, després es torna més greu tan bon punt el tren ha passat.

En termes físics, l'efecte Doppler és una modificació de la freqüència (o de forma equivalent de la longitud d'ona) de l'ona (de so o un altre) emesa per un objecte en moviment (com el tren). La propietat important de l'efecte Doppler és que la variació en la freqüència (o la longitud d'ona) condueix a la mesura directa de la velocitat de l'objecte en relació amb l'observador.

Si les galàxies no emeten una ona sonora, emeten una radiació lumínica que no és altra que una ona (electromagnètica), per tant també sotmesa a l'efecte Doppler. És gràcies a aquest efecte que, observant la llum emesa per les galàxies, detectem i mesurem la seva velocitat de rotació sobre elles mateixes (vegeu la imatge a sota).

Quan la galàxia espiral gira sobre si mateixa, la radiació enviada per la part que va
cap a l'observador que es troba a la part inferior de la figura es desplaça cap al blau (bleu).
Aquesta radiació es desplaça cap al vermell (rouge) per la part que s’allunya d’ella. © DR

Una galàxia espiral sembla, com a primera aproximació, ser similar a un sistema solar, les estrelles del disc girant al voltant de la bombolla central de l’espiral, tal com els planetes giren al voltant del Sol (vegeu la imatge a sota).

Els planetes giren al voltant del Sol, que representa la major part de la massa del Sistema Solar. © DR

Si aquesta analogia és vàlida, segons l’astrònom J. Kepler basant-se en la llei de la gravitació establerta per Newton, hauríem d’esperar una disminució de la velocitat a mesura que augmenta la distància al centre (aquesta és l’anomenada llei de la "decadència Kepleriana"), tal com ho observem amb la velocitat dels planetes al nostre Sistema Solar.

Velocitat dels diferents planetes del Sistema Solar en funció de la seva distància amb el Sol.
Aquesta velocitat disminueix amb la distància, aquest fet és conegut com la
"disminució kepleriana". © DR

Tanmateix, el que observem en realitat és una corba plana (vegeu el gràfic següent).

 

Els punts de la part superior (amb les barres d’error de mesura) representen la velocitat

mesurada en funció de la distància fins al centre de la galàxia i donen la corba de
rotació observada. La corba de punts és la corba de rotació prevista per la contribució
en massa de les estrelles a la galàxia. La corba de guions aporta la contribució d'un halo
esfèric de matèria fosca. La corba contínua (a dalt) té en compte el conjunt de totes les
aportacions i està d’acord amb les observacions. © DR

Les galàxies estan fetes de matèria fosca?

Aquesta contradicció continua sent un dels enigmes més irritants de l’astrofísica moderna. Entre les explicacions més plausibles, com ara, per exemple, que les lleis de la gravitació es poden modificar en aquestes escales (la gravitació és objecte de verificacions experimentals permanents. La llei de Newton actualment està ben verificada en escales que van des de 0,1 mm a 10¹⁶ m), la hipòtesi adoptada suposa que la part visible de les galàxies és només una part reduïda immersa en un gran halo de matèria fosca, matèria fosca de la que l’origen i la naturalesa encara són parcialment incompresos i sobre la que hi retornarem més endavant.

Aquest resultat ja és revolucionari per si mateix, però el que potser ho és encara més, és que la massa d’aquest halo negre seria aproximadament entre 5 i 10 vegades la de la part visible dels icebergs que després són les galàxies (vegeu imatge a continuació)

L’estudi de la rotació de les galàxies espirals demostra que la part visible d’aquests
objectes és només la punta de l’iceberg del que seria l’halo de matèria fosca. © DR

Una possible alternativa a la hipòtesi de la matèria fosca seria assumir que de fet la dinàmica de les galàxies espirals no està ben entesa i, per tant, la seva corba de rotació està mal interpretada. Però la solució al problema no sembla estar en aquesta direcció.

Com s'ha esmentat anteriorment, ja des del 1930, l'astrònom Zwicky no va poder tenir en
compte les velocitats mesurades al cúmul de galàxies Coma. Aquestes velocitats són la
conseqüència del camp gravitacional intern del cúmul, camp global creat per les masses
dels centenars de galàxies que hi ha. © DR (NdT: La frase significa: Déu meu, que es ben cert)

Aquestes velocitats són doncs un reflex de la massa total del sistema i aquesta massa és a priori igual a la suma de les masses de totes les galàxies individuals, a la que cal afegir la massa del gas calent intra-cúmul del que en Zwisky no n'era conscient. Podem estimar les masses de les galàxies mateixes com la massa de totes les seves estrelles (com a primera aproximació, considerarem la massa de cada estrella igual a la d’una estrella típica com el Sol ).

Però els comptes no surten! La comparació dels càlculs amb les mesures revela que falta massa. La massa total calculada com la de les estrelles, les galàxies i el gas és insuficient per tenir en compte les velocitats observades. De nou, per compensar el dèficit de massa, s’ha d’invocar una gran quantitat de massa oculta o de matèria fosca.

Els miratges gravitacionals induirien a la presència de la matèria fosca

Durant els anys vuitanta va aparèixer una cridanera confirmació d’aquest dèficit massiu amb el descobriment d’arcs gegantins observats al cor dels cúmuls de galàxies. Quin és l’origen d’aquests arcs?

Com veurem una mica més tard, la relativitat substitueix a la força gravitatòria generada per una massa de pertorbació local de l’espai. Les trajectòries de les partícules que passen pels voltants de la massa en qüestió són desviades. En relativitat general, aquest efecte s'aplica a totes les partícules, inclosos els fotons, que són les partícules associades a la radiació electromagnètica.

En aquest diagrama, veiem que els raigs de llum emesos per una font llunyana es desvien
per la presència de la massa del deflector (o lent). Aquí es representen dos d’aquests raigs que,
en lloc d’anar en línia recta, es corben. Així poden arribar a un observador, donant-li la impressió
que aquests raigs són emesos des de dues fonts diferents. Si la font i la lent s’alineen perfectament,
el conjunt de raigs desviats forma llavors, per raons de simetria, un anell anomenat "anell
d’Einstein". © DR

En conseqüència, els raigs de llum enviats per un astre llunyá (estrella, galàxia ...) a un observador seran desviats per la matèria situada al camí d’aquests raigs de llum. Aquestes galàxies o estrelles pertorbadores en aquest cas tenen el paper de deflector o lent (vegeu la foto inferior). Passarà que els raigs de llum que no haurien d'haver arribat a l'ull de l'observador es corbin de manera que ho aconseguiran, creant un efecte miratge. Per raons de simetria, preveiem, en cas d’alineació perfecta font-lent-observador, la formació d’imatges circulars per aquestes lents gravitacionals. A més de la distorsió de les imatges, l'efecte de les lents gravitacionals produeix una amplificació de la brillantor de l'estrella llunyana. Així, es poden utilitzar cúmuls de galàxies com a telescopis gravitacionals, permetent observar galàxies molt llunyanes, difícils de detectar d'una altra manera.

Aquest efecte miratge no és només una conjectura purament teòrica i la imatge de sota del cúmul de galàxies A2218 és, sens dubte, una de les imatges més belles que obté el HST. Així, en aquesta fotografia, cada petita estructura lineal o circular és la "imatge" (en el sentit de l'òptica ordinària) de galàxies molt allunyades del cúmul, deformada i amplificada per la massa de la matèria continguda en aquest cúmul.

Clic per engrandir. Imatge del HST del clúster de galàxies A2218. Cada petita estructura
lineal o circular és la "imatge" de galàxies molt allunyades del cúmul, deformada i
amplificada per la massa de la matèria que conté aquest cúmul. Crèdit: Hubble (HST)

Però el fet sorprenent, a més de la seva bellesa, és que, per explicar i tenir en compte aquests efectes de miratge còsmic, és necessari acudir al cúmul, per tenir en compte les velocitats de les galàxies, la presència d’una quantitat dominant de matèria fosca!

L’origen de les galàxies no es podria entendre sense la matèria fosca

Així, la noció de matèria fosca sembla necessària donat el dèficit en el càlcul de la massa obtinguda a partir del contingut visible de galàxies o cúmuls, en comparació amb la massa total d’aquestes mateixes galàxies o cúmuls, massa deduïda de la seva dinàmica o de l'efecte "miratge".

Finalment, la noció de matèria fosca sembla necessària per una tercera raó, que es refereix al fabulós destí de les galàxies, i en particular, al seu origen. D'on provenen les galàxies i els cúmuls que poblen el cosmos? On i quan neixen? Quins van ser els processos en la seva construcció? Aquestes preguntes continuen obertes i els astrofísics encara intenten respondre-les. No obstant això, hi ha escenaris que, en un esquema ampli, donen compte de l’origen de les galàxies i la seva evolució posterior.

Tot i que el diagrama detallat encara no és complet, ara sembla inevitable un resultat. Sembla, de fet impossible, en l’estat actual del nostre coneixement, comprendre com apareixien les galàxies, les estrelles, els planetes i la vida (la matèria que veiem) sense assumir l’existència de matèria fosca, de la que el seu origen es remunta a l’univers primordial!

La matèria fosca pot frustrar l'expansió de l'Univers?

Un estudi en profunditat demostra que la matèria fosca, en una proporció molt superior a la de la matèria ordinària (també anomenada barionària), és capaç, per efecte de la seva pròpia gravitació, de crear agregats bastant massius de matèria (a diferència de la matèria ordinària que ho fa en quantitat insuficient) per contrarestar eficaçment, en un moment donat, l’expansió de l’Univers, expansió que tendeix a diluir la matèria inexorablement.

Aquests primers agregats (o halos negres) tindrien temps per veure augmentada suficientment la seva massa per coalescència amb els seus veïns, abans que l’expansió no els allunyés inevitablement uns dels altres.

Així, es formarien les primeres estrelles que es faran lluminoses una vegada que la matèria ordinària s'hagués condensat.




- Capítol anterior: Breu història de la cosmologia

- Capítol següent: Cosmos, un univers en expansió

 

Autor de l'original: Alain Mazure, astrofísic
Ho he vist aquí

La Solar Orbiter obté les primeres imatges dels pols del Sol.

Gràcies a la nova òrbita inclinada al voltant del Sol, la nau espacial Solar Orbiter, dirigida per l'Agència Espacial Europea, és la primera a obtenir imatges dels pols solars des de fora del pla eclíptic. L'angle de visió únic de Solar Orbiter canviarà la nostra comprensió del camp magnètic solar, el cicle solar i el funcionament del clima espacial.

La Solar Orbiter s'apropa al pol sud del Sol. Crèdit: ESA,

Qualsevol imatge que hagis vist del Sol va ser presa des del voltant de l'equador solar. Això és degut a que la Terra, els altres planetes i totes les altres naus espacials operatives orbiten al voltant del Sol dins d'un disc pla anomenat pla eclíptic. En inclinar la seva òrbita fora d'aquest pla, Solar Orbiter revela el Sol des d'un angle completament nou.

El vídeo anterior compara la vista del Solar Orbiter (en groc) amb la de la Terra (en gris), el 23 de març de 2025. En aquell moment, el Solar Orbiter observava el Sol des d'un angle de 17° per sota de l'equador solar, prou per veure directament el pol sud del Sol. vistes encara estan per arribar.

"Avui revelem les primeres imatges de la història de la humanitat del pol del Sol", afirma la professora Carole Mundell, directora científica de l'ESA. «El Sol és la nostra estrella més propera, font de vida i potencial pertorbador dels sistemes moderns d'energia espacial i terrestre, i és imperatiu que comprenguem com funciona i aprenguem a predir el seu comportament. Aquestes imatges noves i úniques de la nostra missió Solar Orbiter són el començament d'una nova era de la ciència solar».

Totes les mirades posades al pol sud del Sol

Clic a la imatge per engrandir. Las primeres imatges del pol sud del Sol captades por la Solar Orbiter. Si voleu veure el detall de les imatges, feu un clic aquí per ampliar-la i veure les versions en vídeo de les dades (en anglès).

Cadascun dels instruments observa el Sol d'una manera diferent. El PHI captura imatges del Sol en llum visible (a dalt a l'esquerra) i mapeja el camp magnètic de la superfície solar (a dalt al centre). L'EUI captura imatges del Sol en llum ultraviolada (a dalt a la dreta), revelant el gas carregat a un milió de graus a l'atmosfera exterior del Sol, la corona. L'instrument SPICE (fila inferior) captura la llum procedent de diferents temperatures del gas carregat per sobre de la superfície solar, i revela així les diferents capes de l'atmosfera solar.

El collage anterior mostra el pol sud del Sol tal com es va registrar entre el 16 i el 17 de març del 2025, quan la sonda Solar Orbiter observava el Sol des d'un angle de 15° per sota de l'equador solar. Es tractava de la primera campanya d'observació des d'un angle elevat de la missió, uns dies abans d'assolir el seu angle de visió màxim de 17°.

Les imatges que es mostren a dalt van ser preses per tres dels instruments científics de la Solar Orbiter: Visor polarimètric i heliosísmic (PHI), Visor de l'Ultraviolat Extrem (EUI) i el Visor espectral del medi coronal (SPICE).

"No sabíem exactament què esperar d'aquestes primeres observacions, ja que els pols del Sol són, literalment, terra ignota", afirma el professor Sami Solanki, que dirigeix l'equip de l'instrument PHI de l'Institut Max Planck per a la Investigació del Sistema Solar (MPS) a Alemanya.

En comparar i analitzar les observacions complementàries realitzades per aquests tres instruments d'imatge, podem aprendre com es mou el material a les capes externes del Sol. Això pot revelar patrons inesperats, com vòrtex polars (gas en remolí) similars als que s'observen al voltant dels pols de Venus i Saturn.

Aquestes observacions noves i revolucionàries també són clau per comprendre el camp magnètic del Sol i per què s'inverteix aproximadament cada 11 anys, coincidint amb un pic d'activitat solar. Els models i les prediccions actuals del cicle solar d'11 anys no aconsegueixen predir amb exactitud quan i amb quina intensitat el Sol assolirà el seu estat més actiu.

Magnetisme caòtic al màxim solar

Una de les primeres troballes científiques de les observacions polars del Solar Orbiter és el descobriment que, al pol sud, el camp magnètic del Sol es troba actualment en un estat caòtic. Mentre que un imant normal té un pol nord i un pol sud ben definits, els mesuraments del camp magnètic realitzats per l'instrument PHI mostren queal pol sud del Sol hi són presents camps magnètics de polaritat tant nord com sud.

Clic a la imatge per engrandir. PHI detecta magnetisme caòtic al pol sud del Sol. Crèdit: ESA

Això passa només durant un breu període de temps a cada cicle solar, al màxim solar, quan el camp magnètic del Sol s'inverteix i assoleix la seva màxima activitat. Després de la inversió del camp, una única polaritat hauria d'acumular-se lentament i prendre el control als pols del Sol. Dins de 5 o 6 anys, el Sol assolirà el proper mínim solar, durant el qual el camp magnètic estarà més ordenat i el Sol mostrarà els nivells més baixos d'activitat.

"Encara no es comprèn del tot com es produeix exactament aquesta acumulació, i per això Solar Orbiter ha arribat a latituds altes en el moment just per seguir tot el procés des de la seva perspectiva única i avantatjosa", assenyala Sami.

Vista de pol a pol del camp magnètic solar obtinguda pel PHI. Crèdit: ESA

La visió de PHI del camp magnètic complet del Sol posa aquests mesuraments en context. Com més fosc és el color (vermell/blau), més fort és el camp magnètic al llarg de la línia de visió des del Solar Orbiter fins al Sol.

Els camps magnètics més forts es troben en dues bandes a banda i banda de l'equador solar. Les regions de color vermell fosc i blau fosc ressalten les regions actives, on el camp magnètic es concentra a les taques solars de la superfície del Sol (fotosfera). Mentrestant, tant el pol sud com el pol nord del Sol estan esquitxats de taques vermelles i blaves. Això demostra que, a petita escala, el camp magnètic del Sol té una estructura complexa i en canvi constant.

SPICE mesura el moviment per primer cop

Una altra “primícia” interessant per a Solar Orbiter prové de l'instrument SPICE. Com que és un espectrògraf d'imatges, SPICE mesura la llum (línies espectrals) emesa per elements químics específics —entre els quals hi ha l'hidrogen, el carboni, l'oxigen, el neó i el magnesi— a temperatures conegudes. Durant els darrers cinc anys, SPICE ha utilitzat això per revelar el que passa en diferents capes per sobre de la superfície del Sol.

Ara, per primera vegada, l'equip de SPICE també ha aconseguit utilitzar el seguiment precís de les línies espectrals per mesurar la velocitat a què es mouen els cúmuls de material solar. Això es coneix com a «mesura Doppler», anomenada així pel mateix efecte que fa que les sirenes de les ambulàncies canviïn de to en passar.

El mapa de velocitats resultant revela com es mou el material solar dins una capa específica del Sol. A continuació, es pot comparar directament la ubicació i el moviment de les partícules (ions de carboni) en una capa fina anomenada «regió de transició», on la temperatura del Sol augmenta ràpidament de 10,000 °C a centenars de milers de graus.

Clic a la imatge per engrandir. SPICE observa el pol sud del Sol. Crèdit: ESA.

La imatge de dalt mostra un mapa d'intensitat que revela la ubicació dels grups d'ions de carboni. La imatge de sota mostra un mapa de velocitat, en què el blau i el vermell indiquen la velocitat a què els ions de carboni s'acosten i s'allunyen de la nau espacial Solar Orbiter, respectivament. Les taques més fosques de blau i vermell estan relacionades amb el material que flueix més ràpid a causa de petites columnes o raigs.

Fonamentalment, els mesuraments Doppler poden revelar com les partícules són expulsades del Sol en forma de vent solar. Descobrir com el Sol produeix el vent solar és un dels principals objectius científics del Solar Orbiter.

"Els mesuraments Doppler del vent solar que surt del Sol realitzats per missions espacials actuals i passades s'han vist obstaculitzats per la visió rasant dels pols solars. Els mesuraments des de latituds altes, ara possibles amb Solar Orbiter, suposaran una revolució en la física solar" afirma el líder de l'equip SPICE, Frédéric Auchère, de la Universitat de París-Saclay (França). 

El millor encara ha de venir.

Aquestes són només les primeres observacions realitzades per Solar Orbiter des de la nova òrbita inclinada, i gran part d'aquest primer conjunt de dades encara està pendent d'una anàlisi més detallada. S'espera que el conjunt complet de dades del primer vol complet de pol a pol de la Solar Orbiter al voltant del Sol arribi a la Terra l'octubre del 2025. Els deu instruments científics de Solar Orbiter recopilaran dades sense precedents en els propers anys.

"Aquest és només el primer pas de l'«escala al cel» del Solar Orbiter: els anys vinents, la nau espacial s'allunyarà encara més del pla eclíptic per obtenir millors vistes de les regions polars del Sol. Aquestes dades transformaran la nostra comprensió del camp magnètic solar, el vent solar i l'activitat solar", assenyala Daniel Müller, científic del projecte Solar Orbiter de l'ESA.

Clic a la imatge per engrandir.  Veure traducció a sota. Crèdit: ESA

Text imatge:
Per què la Solar Orbiter es dirigeix ​​cap als pols del Sol?: Els planetes i gairebé totes les naus espacials fins avui orbiten al voltant de l'equador solar. Des de febrer de 2025, l'òrbita de la nau espacial Solar Orbiter, dirigida per l'ESA, s'inclina fora d'aquest pla, cosa que ens permet obtenir les primeres imatges nítides de les regions polars del Sol. Durant els propers anys, observarà el Sol des de angles cada vegada més elevats; Primeres imatges polars: les primeres imatges dels pols del Sol podrien revelar vòrtex polars (gas en remolí) o altres patrons inesperats, així com l'impacte del camp magnètic del Sol que s'obre a l'espai en aquestes regions; La dinamo solar: el seguiment del moviment a la superfície i sota d'ella a prop dels pols millorarà els models sobre com es genera i canvia amb el temps el camp magnètic del Sol, la qual cosa és crucial per predir el cicle solar; El clima espacial: el seguiment del moviment i la composició del vent solar i les tempestes solars lluny de l'equador solar millorarà les previsions meteorològiques espacials; Camp magnètic global: Els mesuraments des d'angles més elevats revelen més detalls sobre el límit entre les meitats nord i sud del camp magnètic solar, que canvia al llarg del cicle solar.

Solar Orbiter és el laboratori científic més complex ja creat per estudiar la nostra estrella dadora de vida, ja que prenem imatges del Sol des d'una distància més propera a qualsevol altra nau espacial anterior i és la primera en observar les seves regions polars.

El febrer de 2025, Solar Orbiter va començar oficialment la part de «alta latitud» del seu viatge al voltant del Sol, inclinant la seva òrbita en un angle de 17° respecte a l'equador solar. Pel contrari, els planetes i totes les altres naus espacials que observen el Sol orbiten en el pla eclíptic, amb una inclinació màxima de 7° respecte a l'equador solar.

L'única excepció a això és la missió Ulysses de la ESA/NASA (1990-2009), que va sobrevolar els polos del Sol però no portava cap instrument d'imatge. Les observacions del Solar Orbiter complementaran les d'Ulysses a l'observar els pols per primera vegada amb telescopis, a més d'un conjunt complet de sensors in situ, mentre mira molt més a prop del Sol. A més, el Solar Orbiter supervisarà els canvis als pols al llarg del cicle solar.

El Solar Orbiter seguirà orbitant al voltant del Sol amb aquest angle d'inclinació fins al 24 de desembre del 2026, quan el seu proper vol prop de Venus inclinarà la seva òrbita a 24°. A partir del 10 de juny del 2029, la nau espacial orbitarà al voltant del Sol amb un angle de 33°. Resum del viatge del Solar Orbiter al voltant del Sol fent un clic aquí.

Solar Orbiter és una missió espacial de col·laboració internacional entre l'ESA i la NASA, operada per l'ESA. L'instrument Polarimetric and Helioseismic Imager (PHI) de Solar Orbiter està dirigit per l'Institut Max Planck per a la Recerca del Sistema Solar (MPS), Alemanya. L´instrument Extreme Ultraviolet Imager (EUI) està dirigit pel Reial Observatori de Bèlgica (ROB). L´instrument Spectral Imaging of the Coronal Environment (SPICE) és un instrument de serveis dirigides per Europa, liderat per l´Institut d´Astrofísica Espacial (IAS) de París, França.

El Solar Orbiter obté las primeres imatges del pol sud del Sol. Crèdit: ESA.

Ho he vist aquí.

Científics anuncien el descobriment de forats negres binaris supermassius

Els científics anuncien el descobriment de forats negres binaris supermassius: Dos forats negres que orbiten entre si, acabaran fusionant-se.

Troballa clau de la investigació

Un equip d'investigadors de la Universitat de Purdue i d'altres institucions ha descobert un sistema binari de forats negres supermassius, un dels dos únics coneguts. Els dos forats negres, que orbiten entre si, pesen probablement 100 milions de sols cadascun. Un dels forats negres impulsa un raig enorme que es mou cap a l'exterior a una velocitat molt propera a la de la llum. El sistema és tan llunyà que la llum visible que es veu avui es va emetre fa 8.800 milions d'anys.

Tots dos estan separats només entre 200 UA i 2.000 UA (una UA (Unitat astronòmica) és la distància de la Terra al Sol), almenys 10 vegades més a prop que l'únic altre sistema de forats negres binaris supermassius conegut.

Clic per engrandir. Dos forats negres supermassius orbiten entre si en un sistema binari. Estan 10
vegades més a prop l'un de l'altre que els forats negres de l'únic altre sistema binari de forats negres
supermassius conegut. Crèdit: Caltech/R. Hurt, (IPAC)

La separació estreta és significativa perquè s'espera que aquests sistemes es fusionin en algun moment. Aquest esdeveniment alliberarà una enorme quantitat d'energia en forma d'ones gravitacionals, que provocaran ones a l'espai en totes les direccions (i oscil·lacions en la matèria) al seu pas.

Trobar sistemes com aquest també és important per entendre els processos pels quals es van formar les galàxies i com van acabar amb forats negres massius als seus centres. 

L'experiència del professor de Purdue

Matthew Lister, professor de física i astronomia de la Facultat de Ciències de la Universitat de Purdue, especialitza la seva recerca en les àrees següents: nuclis galàctics actius, dolls i xocs astrofísics, quàsars i objectes BL Lacertae, galàxies Seyfert I de línia estreta, interferometria de línia de base molt llarga. L'article ha estat publicat a Astrophysical Journal Letters. L'article està disponible en línia.

Finançament: El suport al programa MOJAVE inclou les subvencions de la NASA-Fermi.

Breu resum de mètodes

Els investigadors van descobrir el sistema per casualitat quan van observar un patró sinusoïdal que es repetia en les variacions de la seva emissió de brillantor de ràdio al llarg del temps, basant-se en dades preses després de 2008. Una cerca posterior de dades històriques va revelar que el sistema també variava de la mateixa manera a finals dels anys 70 i principis dels 80. Aquest tipus de variació és exactament el que els investigadors esperarien si l'emissió en raig d'un dels forats negres es veiés afectada per l'efecte Doppler a causa del moviment orbital en girar al voltant de l'altre forat negre. Matthew Lister, de la Facultat de Ciències de la Universitat de Purdue, i el seu equip van prendre imatges del sistema entre el 2002 i el 2012, però el radiotelescopi de l'equip no té la resolució necessària per resoldre els forats negres individuals a una distància tan gran. Les dades de les imatges donen suport a la hipòtesi dels forats negres binaris i també proporcionen l'angle d'orientació del flux de sortida en raig, que és un component crític en el model de l'article per a les variacions induïdes per Doppler.

Ho he vist aquí.

Com es mesuren les distàncies a l'univers?

El Sistema Solar cobreix uns 10 mil milions de quilòmetres. Més enllà d'això, les distàncies astronòmiques es quantifiquen en anys llum.

Mesurar les distàncies d'estrelles i galàxies, una prioritat que permet

als astrònoms comprendre millor l'evolució de l'Univers.
Crèdit imatge F. Poiget

Des d'Eratóstenes, l'astrònom grec que fou el primer en fer una mesura astronòmica, la de la circumferència terrestre (dos segles abans de Crist), els astrònoms intenten mesurar les distàncies en l'Univers amb la major precisió possible. Hi ha diverses tècniques per mesurar distàncies a l'espai. Quan són curtes, com per exemple, per a la distància Terra-Lluna, els astrònoms utilitzen un raig làser, idèntic al que utilitzen els geòmetres o els topògrafs. Per a distàncies més distants, hi ha tres tècniques principals una mica més complexes:

- Quan la mesura es refereix a estrelles relativament properes, fins a uns centenars d'anys llum de distància, utilitzem el mètode de paral·laxi. Aquest consisteix a observar el desplaçament d'un objecte proper davant d'un terreny molt distant observant des de dos punts geogràfics diferents. En el cas de les estrelles, les dues mesures es realitzen a intervals de sis mesos: la Terra ha recorregut la meitat de la seva òrbita, o 300 milions de quilòmetres (dues vegades la distància entre la Terra i el Sol). Utilitzant el mètode de paral·laxi, es pot deduir la distància entre la Terra i una estrella des de l'angle d'observació.

- Quan la distància a mesurar es fa massa gran, els astrònoms es dirigeixen cap a les Cefeides. Aquests estels variables, la periodicitat dels quals és proporcional a la brillantor absoluta, van ser descoberts en la dècada de 1920 per l'astrònoma nord-americana Henrietta Leavitt mentre estudiava la població estel·lar dels núvols de Magallanes, dues galàxies satèl·lits de la nostra. Com més brillant sigui el cefeida, major serà el seu període de variació de brillantor. Si sabem el període d'una Cefeida, que es pot mesurar fàcilment, la relació període-lluminositat ens permet determinar la brillantor intrínseca d'aquesta estrella. Mitjançant una simple comparació amb el seu brillantor aparent, es pot deduir la distància. Aquest mètode permet mesurar les distàncies d'estrelles de les galàxies que ens envolten.

- Queden les estrelles més llunyanes: Allí hi ha més estrelles observables individualment, i també trobem les galàxies i algunes estrelles exòtiques com els quàsars. Els astrònoms recorren a la mesura del desplaçament cap al vermell: com més llunyana és l'estrella, més el seu espectre té línies (d'emissió i absorció) que es desplacen cap a les llargues longituds d'ona, és a dir al vermell. Això es coneix com l'efecte Doppler-Fizeau, incloent el nom de C. Doppler que va descobrir el principi en 1842 a les ones acústiques i H. Fizeau que 6 anys més tard va demostrar que aquest canvi també es refereix a les ones electromagnètiques.

Ho he vist aquí.

Un forat negre de 68 masses solars desafia l’astrofísica

Els forats negres estel·lars coneguts a la Via Làctia no superen les quinze masses solars, d'acord amb les teories que expliquen la seva formació per col·lapse gravitacional d'una estrella quan es converteix en una supernova. Els astrofísics es sorprenen pel descobriment d’un forat negre que no hauria d’existir, ja que conté al voltant d'unes 70 masses solars.

Fa seixanta anys, la majoria d’astrofísics i físics relativistes no es van prendre seriosament l’existència d’estrelles gravitacionals col·lapsades, derivades dels càlculs de Robert Oppenheimer i els seus col·laboradors a finals dels anys 1930. Fins i tot John Wheeler, que els introduiria el terme "forat negre" i duria a terme investigacions sobre aquestes estrelles compactes als Estats Units en la següent dècada, tenia dubtes inicials. Però igual que el seu company rus Yakov Zeldovitch, les simulacions en ordinadors realitzats a banda i banda de l’Atlàntic els farien canviar d’opinió.

Avui hi ha bones raons per creure que hi ha almenys 100 milions de forats negres estel·lars a la Via Làctia, resultat del col·lapse gravitacional de les estrelles amb més de 8 masses solars al final de la seva vida. En qualsevol cas, això és el que ens explica la teoria de la evolució estel·lar i el fet que amb el progrés de l’astronomia de raigs X, durant uns 50 anys, efectivament hem detectat a la nostra galàxia candidats al títol de forat negre estel·lar. I s'encoratja cada vegada que es detecten emissions a la radiografia d’un disc d’acreció calent que envolta una estrella compacta en un sistema binari i alimentat de gas per una estrella. El primer forat negre d’aquest tipus que es detecta és famós i batejat amb el nom de Cygnus X1.

Es pot estimar la massa de forats negres estel·lars de la Via Làctia, normalment es tracta d’unes deu masses solars (entre 5 i 15 per ser una mica més precisos), que coincideix amb les estimacions procedents dels càlculs que descriuen la formació de aquests forats negres a partir d’una supernova. Entenem així la sorpresa dels astrònoms que acaben de publicar un article a la revista Nature que informava del descobriment a la nostra Galàxia d’un forat negre estel·lar amb una massa estimada, amb alguns dubtes, de (+ 11/13) 68 masses solars. 

La física dels forats negres, de Jean-Pierre Luminet. Conferència impartida al
Collège de France el novembre de 2015. © Jean-Pierre Luminet.
Recordeu triar llengua de subtitulació a la configuració del vídeo.

Es va detectar un forat negre amb el mètode de la velocitat radial

LB-1, aquest és el seu nom, forma part d’un sistema binari l’altre component del qual és una geganta blava de 8 masses solars i que es troba a uns 15.000 anys llum del Sistema Solar, tal com s’explica en un article a arXiv, pels membres de l’equip internacional que va fer la seva descoberta. És el resultat d’una campanya d’observacions realitzant mesures espectroscòpiques per tal de fer l’equivalent a les deteccions d’exoplanetes mitjançant el mètode de les velocitats radials.

Aquestes observacions es van obtenir inicialment amb el Large Sky Area Multi-Object Fibre Spectroscopic Telescope, o telescopi Guo Shoujing, en resum LAMOST, un telescopi òptic xinès de quatre metres de diàmetre. A continuació, van entrar en joc altres dos grans telescopis per aclarir les dades obtingudes pels astrònoms xinesos, concretament l’Observatori Gran Telescopi Canàries del Roque de los Muchachos (La Palma), el famós Grantecan, i també amb miralls de 10 metres de diàmetre el de l’Observatori WM Keck al Mont Mauna Kea de l’illa de Hawaii.

El període orbital de LB-1 és d’uns 79 dies i tot i que no veiem directament en el camp visible el forat negre, encara s'indica la seva presència per les oscil·lacions de la seva estrella companya, fet que provoca desplaçaments per efecte Doppler espectral, com en el cas d'un exoplaneta, per exemple un Júpiter calent, al voltant de la seva estrella. De fet, aquest mètode de detecció d'un forat negre (amb els moviments d'una estrella, no per efecte Doppler) concebut com una estrella invisible ja havia estat previst per un dels precursors de fa més de dos segles. de la teoria del forat negre, el britànic John Michell. L’astrònom no sabia res d’una possible emissió en el domini dels raigs X del disc d’acreció d’un forat negre. De fet, l’astrofísica simplement no existia en aquell moment en què els investigadors només tenien els mètodes d’astrometria, i la mecànica celeste de Laplace i Lagrange per anomenar només aquests dos gegants. 

Imatge artística de l'acreció de gas en un forat negre estel·lar d'una estrella blava © Yu Jingchuan,
Planetari de Beijing, 2019. Clic per engrandir.

L’obstacle de les supernoves d'antimatèria

Fa uns anys, els astrofísics ja havien tingut algunes sorpreses a l’hora de determinar la massa de forats negres implicats en les emissions d’ones gravitacionals detectades per Virgo i Ligo. De fet, havia aparegut un enigma des de la detecció de GW150914, la primera font que va produir una ona gravitatòria directament ressaltada a la Terra gràcies a Ligo. L’anàlisi del senyal va demostrar que l’ona va resultar de la col·lisió acompanyada d’una fusió de dos forats negres que formaven un sistema binari (quant a les estimacions més probables de les masses dels dos forats negres) amb respectivament 29 i 36 masses solars. Ja en aquell moment, gairebé no es podia donar compte de forats negres tan massius mitjançant la teoria convencional de l’evolució estel·lar. Des d’aleshores, s’han proposat alguns escenaris exòtics.

En aquest cas, l’enigma sembla encara més difícil de resoldre's si creiem el que Chris Belczynski, un investigador del Centre Astronòmic Nicolaus Copernicus, declara: "El forat negre LB-1 sembla impossible d'explicar... les estrelles prou massives per formar un forat negre "monstre" de 70 masses solars haurien de ser totalment destruïdes per explosions de supernoves amb parells inestables que deixin només gas i pols, i no forats negres!".

Ho he vist aquí.

Catàleg Charles Messier. Objecte M1

Descoberta el 1731 per l'astrònom britànic amateur John Bevis.

La Nebulosa del Cranc és la més visible i famosa resta de supernova coneguda, un núvol de gas creat per l'explosió d'una estrella com supernova.

La supernova va ser registrada el 4 de Juliol de 1054 DC per astrònoms xinesos, i era quatre vegades més brillant que Venus, o aproximadament d'una magnitud -6. D'acord amb els registres, va ser visible a la llum del dia durant 23 dies, i 653 dies a simple vista al cel nocturn. També va ser probablement registrat pels artistes indis Anasazi (avui dia a Arizona i Nou Mèxic), com indiquen els descobriments en el Canó Navaho i en White Mesa (tots dos a Arizona) així com al Parc Nacional del Cañón Chaco (Nou Mèxic). A més d'això, Ralph R. Robbins de la Universitat de Texas ha trobat art dels indis Mimbres a Nou Mèxic, possiblement descrivint una supernova.

La supernova de 1054 també va tenir assignada la designació d'estrella variable CM Tauri. Aquesta és una de les poques supernoves observades al llarg de la història en la nostra Galàxia de la Via Làctia.

Les restes de la nebulosa van ser descobertes per John Bevis en 1731, qui ho va afegir al seu atles del cel, Uranographia Britannica. Charles Messier la va trobar de forma independent el 28 d'Agost de 1758, quan estava buscant el cometa Halley en el seu primer retorn pronosticat, i en principi va pensar que era el cometa. Per descomptat, aviat va reconèixer que no tenia el moviment propi aparent, i el va catalogar el 12 de setembre de 1758. Va ser el descobriment d'aquest objecte el que va portar a Charles Messier a començar la compilació d'aquest catàleg. També va ser el descobriment d'aquest objecte, el qual tenia una gran semblança amb un estel (1758 De la Nux, C/1758 K1) en el seu petit telescopi refractor, el que li va portar la idea de buscar estels amb telescopis. Messier va reconèixer el descobriment original de Bevis quan va tenir coneixement del mateix en una carta del 10 de Juny de 1771.

Tot i que el catàleg de Messier va ser abans de res compilat per prevenir confusions d'aquests objectes amb cometes, M1 va ser de nou confós amb el cometa Halley amb l'ocasió del segon retorn pronosticat el 1835.

Aquesta nebulosa va ser batejada com "Nebulosa del Cranc" com a motiu d'un dibuix realitzat per Lord Rosse en 1844. Dels primers observadors Messier, Bode i William Herschel van comentar de manera correcta que aquesta nebulosa no era possible resoldre-la en estrelles, però William Herschel va pensar que era un sistema estel·lar el qual podria resoldre amb telescopis grans. John Herschel i Lord Rosse, erròniament, van pensar que era 'difícilment resoluble' en estrelles. Ells i altres, incloent a Lassell en la dècada de 1850, pel que sembla van confondre estructures filamentoses com a indicació de resolubilitat.

Les primeres observacions espectroscòpiques, de Winlock per exemple, van revelar la naturalesa gasosa d'aquest objecte a la fi del segle XIX. La primera fotografia es va obtenir en 1892 amb un telescopi de 50 centímetres. Les primeres investigacions serioses del seu espectre es van dur a terme el 1913-1915 per Vesto Slipher; que va trobar que les línies d'emissió espectral tenien divisions; més tard es va reconèixer que la veritable raó per això era el desplaçament Doppler, a causa que parts de la nebulosa s'estaven acostant a nosaltres (les línies estaven desplaçades al blau) i altres allunyant-se (línies desplaçades al vermell). Heber D. Curtis, a la seva descripció d'aquest objecte basada en les fotografies de l'Observatori Lick, la va classificar de manera dubtosa com una nebulosa planetària (Curtis 1918), una visió que només va ser refutada en 1933; aquesta classificació incorrecta encara pot trobar-se en molts manuals moderns.

En 1921, CO Lampland de l'Observatori Lowell comparant les excel·lents fotografies de la nebulosa obtingudes amb el reflector de 105 centímetres, va trobar moviments i canvis notables, també en brillantor, de components individuals de la nebulosa, incloent canvis dramàtics en algunes petites regions prop del parell central d'estrelles (Lampland 1921). El mateix any, JC Duncan de l'Observatori de la Muntanya Wilson va comparar plaques fotogràfiques preses amb una diferència de 11,5 anys, i va trobar que la Nebulosa del Cranc s'expandia a una mitjana de 0,2 segons per any; el rastreig d'aquest moviment va mostrar que l'expansió va haver de començar fa 900 anys (Duncan 1921). També el mateix any, Knut Lundmark va contrastar la proximitat de la nebulosa amb la supernova de 1054 (Lundmark 1921).

El 1942, basant-se en investigacions realitzades amb el telescopi Hooker de 250 centímetres de la Muntanya Wilson, Walter Baade va calcular una xifra més exacta de 760 anys des de l'expansió, la qual cosa ens dóna una data al voltant de 1180 (Baade 1942); més tard les investigacions van millorar aquest valor a aproximadament 1140. L'esdeveniment de la supernova de 1054 mostra que l'expansió ha hagut de ser accelerada.

La nebulosa consta del material ejectat per l'explosió de la supernova, el qual ha estat dispersat en un volum aproximat de 10 anys llum de diàmetre, i encara continua expandint-se a la considerable velocitat de 1800 km/sec. La llum que emet va ser analitzada 2 vegades mitjançant principals contribucions, la primera per Roscoe Frank Sanford el 1919 basada en investigacions espectroscòpiques (Sanford 1919), confirmades fotogràficament per Walter Baade i Rudolph Minkowski en 1930: Primer, un component vermellós que formava una caòtica xarxa de brillants filaments, el qual tenia un espectre de línies d'emissió (incloent-hi les línies d'hidrogen) similars a les nebuloses de gas difús (o planetàries). el segon és un fons difús blavós el qual té un espectre continu i consisteix en radiació sincrotrónica de alta polarització, que és emès per electrons d'alta energia (moviment ràpid) en un potent camp magnètic, la primera explicació per això la va proposar l'astrònom soviètic J. Shklovsky (1953) i recolzat per les observacions de Jan H. Oort and T. Walraven (1956). La radiació sincrotrónica també està present en altres processos "explosius" en el cosmos, per exemple al nucli actiu de la galàxia irregular M 82 i en el peculiar raig de la galàxia el·líptica gegant M87. Aquestes impactants propietats de la Nebulosa del Cranc a la llum visible són igualment evidents en les imatges post-processades per David Malin de l'Observatori Anglo-Australià, i la imatge de Paul Scowen obtinguda en el Mont Palomar.

El 1948, es va identificar la Nebulosa del Cranc com una poderosa font de radiació, nomenada i llistada com Taurus A i més tard com 3C 144. Els raigs X d'aquest objecte van ser detectats a l'abril de 1963 amb un coet de gran altitud de tipus Aerobee amb un detector de raigs X desenvolupat pel Laboratori d'Investigació Naval; la font de raigs X es va nomenar Taurus X-1. Les mesures durant l'ocultació lunar de la Nebulosa del Cranc el 5 de Juliol de 1964, i les repeticions en 1974 i 1975, van demostrar que els raigs X provenien d'una regió d'almenys 2 minuts d'arc de grandària, i que l'energia emesa en raigs X per la Nebulosa del Cranc era 100 vegades més gran que l'emesa en la llum visible. No obstant això, fins i tot la lluminositat de la nebulosa en la llum visible és enorme: a una distància de 6 300 anys llum (distància bastant ben determinada per Virginia Trimble al 1973), la seva brillantor aparent correspon a una magnitud absoluta de -3,2, o més de 1 000 vegades la lluminositat solar. Aquesta lluminositat global en tots els rangs de l'espectre va ser estimada en 100.000 lluminositats solars o 5*10^38 erg/s!.

El 9 de novembre de 1968, es va descobrir una font de ràdio polsant, el Púlsar del Cranc (també catalogat com NP0532, 'NP' per NRAO Pulsar, o PSR 0531+21), en M 1 pels astrònoms de l'Observatori d'Arecibo amb el radi telescopi de 300 metres de Puerto Rico. Aquesta estrella és la dreta (sud-oest) del parell visible a prop del centre de la nebulosa en la nostra imatge. Aquest púlsar va ser el primer a ser verificat en la part òptica de l'espectre, quan WJ Cocke, MJ Disney i DJ Taylor de l'Observatori Steward, a Tucson, Arizona, van trobar centelleigs amb el mateix període de 33,085 mil·lisegons del púlsar de ràdio gràcies al telescopi de 90 centímetres del Pic Kitt; aquest descobriment es va realitzar el 15 de Gener de 1969 a les 9:30 pm hora local (16 de gener de 1969, 03:30 UT, d'acord amb Simon Mitton). A aquest púlsar òptic a vegades se l'anomena per la designació d'estrella variable de la supernova, CM Tauri.

S'ha establert que aquest púlsar és un estel de neutrons de rotació ràpida: rota a una velocitat de prop de 30 vegades per segon!. Aquest període ha estat molt ben investigat pel fet que l'estrella de neutrons emet polsos en virtualment totes les parts de l'espectre electromagnètic, des d'un 'punt calent' en la seva superfície. L'estrella de neutrons és un objecte extremadament dens, més dens que el nucli d'un àtom, concentrant més de la massa solar en un volum de 30 quilòmetres. La seva rotació està desaccelerant lentament a causa de la interacció magnètica amb la nebulosa; aquesta és ara una principal font d'energia que fa que la nebulosa brilli; com hem dit prèviament, aquesta font d'energia és 100.000 més energètica que el Sol.

A la llum visible, el púlsar té una magnitud aparent de 16. Això vol dir que aquesta diminuta estrella està aproximadament en una magnitud absoluta de +4,5, ¡el que és la mateixa lluminositat que el nostre Sol a la part visible de l'espectre!

Jeff Hester i Paul Scowen han usat el Telescopi Espacial Hubble (HST) per investigar la Nebulosa del Cranc M1. Les seves constants investigacions amb l'HST han proveït d'una nova visió de la dinàmica i canvis de la Nebulosa i Púlsar del Cranc. Més recentment s'ha investigat el cor del Cranc pels astrònoms de l'HST.

Aquest objecte ha atret tant interès que als astrònoms se'ls pot dividir en dos grups de la mateixa mida aproximada: Els que treballen a la Nebulosa el Cranc i els que no. Es va celebrar un "Simposi de la Nebulosa del Cranc" a Flagstaff, Arizona al juny de 1969. El simposi IAU No.46, va tenir lloc a Jodrell Bank (Anglaterra) a l'agost de 1970 va estar exclusivament dedicat a aquest objecte. Simon Mitton va escriure un gran llibre en 1978 sobre la Nebulosa del Cranc M1, el qual encara és més interessant i informatiu (és també font d'alguna de la informació inclosa aquí).

La Nebulosa del Cranc pot trobar-se amb força facilitat a partir de Zeta Tauri (o 123 Tauri), el 'Banya Sud' del Toro, un estel de tercera magnitud la qual pot trobar-se fàcilment a l'Est-Nord-est de Aldebarán (Alfa Tauri). M1 es troba més o menys a 1 grau Nord i 1 grau Oest de Zeta, lleugerament al sud i aproximadament mig grau a l'Oest de l'estrella de magnitud 6, Struve 742.

La nebulosa es pot veure bé sota un cel fosc i seré, però pot ser igualment fàcil perdre-la amb el fons de la il·luminació en condicions menys favorables. M1 és visible com una taca tènue amb uns binocles 7x50 o 10x50. Amb una mica més d'augment, es pot veure com una taca nebulosa ovalada, envoltada per un halo. En telescopis a partir de 10 centímetres d'obertura, comencen a aparèixer alguns detalls de la seva forma, amb alguns indicis d'estructures de punts o ratlles a la zona central de la nebulosa; John Malles informa que sota condicions excel·lents, un observador expert pot veure a través de la porció interior de la nebulosa. Els aficionats poden comprovar la impressió que va tenir Messier que M1 efectivament sembla un feble comenta sense cua en petits instruments. Només sota excel·lents condicions i amb majors telescopis, a partir de 40 centímetres d'obertura, comencen a fer-se visibles els filaments i estructures fines.

Com la Nebulosa del Cranc se situa només a 1 grau i mig de l'eclíptica, hi ha freqüents conjuncions i ocasionals trànsits de planetes, així com ocultacions per part de la Lluna (algunes de les mateixes esmentades més amunt).

M1 se situa en un bonic camp de la Via Làctia. L'estrella Zeta Tauri és tan extraordinària com l'estrella de tipus variable Gamma Cassiopeiae, un estel giratòria força ràpida amb un espectre del tipus B4 III pe la qual ha ejectat una coberta de gas expansiu, i té una feble estrella companya espectroscòpica en una òrbita de aproximadament 133 dies de període. Precedint a M1 dos minuts (o mig grau) RA es troba Struve 742 o ADS 4200, una altra estrella binària amb components A (mag 7,2, espectre F8, de color groc) i B (mag 7,8, blanca ) separades per més o menys 3,6' en la posició d'angle 272 graus, i orbitant cadascuna a l'altra cada 3.000 anys.

Article original en anglès
Anar al catàleg d'objectes

L’univers, una màquina que viatja en el temps?

El radiotelescopi ALMA (acrònim de les sigles en anglès de Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), localitzat a una alçada de 5.000 m al desert d'Atacama, a Xile, capta els senyals de ràdio des de molt lluny, emesos fa milers de milions d'anys per les primeres galàxies de l'univers jove. Perquè mirar lluny al cel, és mirar al passat...

La llum té una velocitat finita (uns 300.000 km/s), i triga un temps a arribar-nos. Així, els nostres ulls mai veuen el món tal i com és, sinó com era en el passat. Per al nostre entorn immediat, aquest retard no té conseqüències, excepte filosòficament. La diferència horària a una escala tan petita només es pot mesurar amb instruments de gran precisió.

És molt diferent en astronomia. Així, doncs, la Lluna és a una mitjana de 380.000 km de nosaltres i, per tant, la llum que ens envia triga una mica més d’un segon en arribar-nos. Direm que la lluna està a aproximadament a 1 segon llum. El Sol, a 8 minuts de llum: així que el veiem tal com era fa 8 minuts.

ALMA observa les primeres galàxies de l’univers

Les estrelles estan molt més lluny, a anys llum de distància i les altres galàxies estan més lluny. La més propera a la nostra Via Làctia, anomenada Andròmeda, es troba a 2,55 milions d’anys llum. Per més lluny, les distàncies es mesuren en milers de milions d’anys llum. Observar-les és, doncs, mirar molt al passat. Com que l’univers té 13.7 mil milions d’anys, veiem les galàxies més llunyanes com eren al principi de la història del nostre món: van ser les primeres que es van formar, cosa que ens informa sobre l'edat jove de l’univers.

Tot i això, el senyal que ens arriba és molt feble. Per altra banda, per l'efecte Doppler-Fizeau, aquesta radiació es desplaça cap a les longituds d'ona llargues i és en el camp de les emissions de radio que obté els majors resultats. És per això que els astrònoms han construït radio telescopis i els han volgut cada vegada més i més grans, com l' ALMA de l'Agència Espacial Europea, ESA. Aquest vast conjunt de 66 plats parabòlics de 12 m de diàmetre, situat a uns 5.000 m d’altitud a l’alt altiplà del desert d’Atacama a Xile, és tan sensible que pot recollir senyals des de les primerenques edats de l’univers.

Ho he vist aquí

 

La extrema gravetat de dos forats negres supermassius en òrbita distorsiona la nostra visió.

Un parell de forats negres supermassius orbitant que sumen centenars de milions de vegades la massa del Sol i amb els seus discs d’acreció afecten singularment les ones de llum. La NASA acaba d’il·lustrar aquest fenomen amb imatges d’una simulació obtinguda amb un superordinador.

 

En aquesta visualització, discs brillants, calents i sacsejats de gas envolten dos forats negres, mostrats en vermell i blau per distingir millor la font de llum. El disc vermell disc orbita al voltant del forat negre més gran, que pesa 200 milions de vegades la massa del nostre Sol, mentre que el seu company blau més petit pesa la meitat. Crèdit: @NASAGoddard/Jeremy Schnittman and Brian P. Powell⁣.

Visualitzacions com aquesta ajuden als científics a imaginar les fascinants conseqüències de la gravetat extrema. En un ordinador de sobretaula modern els càlculs necessaris per fer això haurien portat al voltant d'una dècada. Però utilitzant només el 2% dels 129.000 processadors del superordinador Discover de la NASA, aquests càlculs van trigar aproximadament un dia.

 

Aquesta il·lustració realitzada per Jean-Pierre Luminet a partir dels resultats d’una simulació per ordinador que mostra l’aparició d’un forat negre envoltat d’un disc d’acreció. L’efecte Doppler produït per la rotació de la matèria calenta el fa més brillant a mesura que s’acosta a nosaltres a una fracció notable de la velocitat de la llum, i al contrari, el fa quasi fosc quan s’allunya (dreta). El camp gravitatori del forat negre és tan fort que els rajos de llum del disc darrere del forat negre es dobleguen en direcció a l'observador, i per tant, podem veure aquest disc per sobre del forat negre. Crèdit: Jean-Pierre Luminet, fototeca del CNRS.