Tipus de galàxies.

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

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

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

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

Galàxies El·líptiques:

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

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

                                                      Galàxies Espirals Barrades:

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

Galàxies Lenticulars:

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


Galàxies Irregulars:

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

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

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

Vist i compartit d'aquí.

Sobre Edwin Hubble

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

La formació d'un pioner estel·lar

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

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

Veure el cosmos amb una nova lent

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

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

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

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

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

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

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

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

Assolint noves fites

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

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

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

Ho he vist aquí.

Dossier Via Làctia: 3 Estructura i components de la galàxia espiral

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

Com ho fan les galàxies espirals per mantenir els braços ben oberts? Els astrònoms fa temps que es fan aquesta pregunta. Les galàxies espirals són, però, molt nombroses: dues de cada tres, les altres ho són de qualsevol tipus; galàxies el·líptiques, de forma esferoïdal, o nanes irregulars.

Clic per engrandir. NGC 1300, una galàxia espiral barrada. Crèdit: NASA, ESA i The Hubble Heritage Team STScI/AURA), DP

Les galàxies espirals s'aplanen en un disc prim, que gira al voltant del seu eix central. El problema és que no giren com un disc sòlid: el centre gira més ràpid que la vora. El material triga 20 milions d'anys a completar una revolució a una distància de 3.000 anys llum des del centre, on comença l'espiral, mentre triguen mil milions d'anys a girar a la vora extrema, a 150.000 anys llum de distància. Durant una revolució a la vora, l'estrelles des del centre hauran fet 50 voltes.

Imagineu braços espirals dibuixats en un disc: si el centre gira més ràpid, l'estructura espiral s'enrotllarà i els braços es tancaran molt ràpidament. Tanmateix, en els exemples d'estructures espirals visibles a les imatges de sota, els braços estan molt oberts.

Clic per engrandir. Exemples de galàxies espirals fotografiades en llum infraroja pel VLT (Very Large Telescope) de l'ESO (European Southern Observatory), a Xile: d'esquerra a dreta, NGC 5427, NGC 4321 i NGC 1300. Crèdit: ESO

Els braços espirals, ones de densitat

La solució a aquest problema va ser proposada l'any 1964 per Lin i Shu: els braços espirals són ones de densitat, no són braços materials. Les estrelles i el gas interestel·lar entren i surten dels braços espirals, durant la seva rotació al voltant del centre. Les ones de densitat espiral, com l'ona barrada, giren a a velocitat més feble, a velocitat angular constant com un cos sòlid. A més, l'espiral barrada que dibuixen al cel no es deforma.

El gas interestel·lar, cada vegada que entra a l'ona espiral, pateix una ona de xoc, que el comprimeix i el desestabilitza: núvols densos es multipliquen i formen estrelles. És per això que la majoria de les estrelles joves i brillants neixen als braços espirals, que són més blaus i acullen un gran nombre de nebuloses ionitzades. Les estrelles joves i massives consumeixen el seu gas amb reaccions nuclears molt més ràpid que les estrelles més clares. Ja estan morts un cop s'ha creuat el braç espiral, després de 10 a 20 milions d'anys, i per tant no il·luminen l'interbraç. Les estrelles de més gran durada de vida, com el Sol (vuit mil milions d'anys), no són gaire brillants, d'aquí l'interbraç relativament fosc.

Les galàxies espirals mai estan en equilibri, la matèria del disc gira en espiral cap al centre, perdent moment angular, degut precisament a les parelles de torsió de l'espiral i de la barra. La concentració de massa cap al centre produeix una protuberància cada cop més massiva, segons la seqüència del Hubble representada a la imatge següent.

Clic per engrandir. Representació de la seqüència del Hubble, o "diapasó del Hubble". A l'esquerra, les galàxies el·líptiques més o menys oblates, des de E0 (esfera) fins a E7 (ablatinació màxima) [la xifra és igual a 10 x (A - B)/A, on A i B són els eixos principals]. A la dreta, les galàxies espirals es divideixen en dues branques, barrades (inferior) o no, i la proporció de protuberància/disc disminueix d'esquerra a dreta. Al centre, les galàxies lenticulars S0, que tenen un disc, u na protuberància massiva, però sense gas, i poques espirals. Crèdit: Françoise Combes

Es creu que les galàxies tenen una forma espiral al començament de la seva vida, perquè la fracció de gas és molt gran. Aleshores les fusions de galàxies fan que perdin gradualment la rotació per convertir-se en el·líptiques.

Clic per engrandir. Imatges en color compostes obtingudes amb el telescopi espacial Hubble de quatre cúmuls de galàxies en formació estel·lar, tres mil milions d'anys després del Big Bang. Crèdit: G. Barro, NASA, ESA

Les galàxies sempre han estat espirals?

Quan observem les galàxies llunyanes, més joves que avui des que retrocedim en el temps, n'observem moltes que són irregulars, formant grumolls. La taxa d'interaccions entre galàxies també és més gran, la qual cosa les fa més pertorbades, però no solament.

Fins i tot les galàxies aïllades són més irregulars. Això probablement es deu a la fracció de gas més gran. Si una galàxia espiral típica d'avui conté d'un 5 a un 10% de gas, les galàxies tenen al voltant de la meitat d'edat de l'univers al contenir-ne encara el 50%!.  Aquestes s'han fet inestables respecte a la fragmentació gravitatòria, el que explica la presència de grumolls. Aquestes butxaques de gas inestable estan formant estrelles activament, com es veu a les imatges que es mostren a dalt.

Veure:

Anterior: 2 Formes i dimensions de la Via Làctia
Següent: 4 La Via Làctia i la matèria negra

Ho he vist aquí.

Catàleg Charles Messier. Objecte M59

Descoberta el 1779 per Johann Gottfried Koehler.

La galàxia M59 és membre del Cúmul de Virgo i una de les galàxies el·líptiques més grans d'aquest, tot i que és considerablement menys lluminosa i massiva que les grans el·líptiques M49, M60 i, sobretot, M87. És bastant aplanada: diverses fonts proporcionen valors de elipticitat de E3-E5 (el redactor estima E5, és a dir, el seu eix més llarg és aproximadament el doble del més petit, però els nostres valors per la seva dimensió són més propers a E3). A una distància de 60 milions d'anys llum, el seu eix més llarg, de 5 min/arc, és propi d'una extensió lineal de 90.000 anys llum. Segons el llistat de WE Harris, la galàxia M59 té un sistema de 1.900 (+/- 400 cúmuls globulars), una quantitat considerablement menor que la de les tres gegantes esmentades, però més gran que la de la nostra Via Làctia.

A la nostra imatge superior, la galàxia M59 és l'el·lipse elongada de la zona inferior esquerra, mentre que en el costat dret es troben la galàxia M60 i el seu acompanyant NCG 4647. A la part superior està la tot just perceptible NCG 4638, una el·lipse amb magnitud fotogràfica 12,2. Bill Arnett facilita dues imatges de la M59 en la seva col·lecció DSSM:

M59 va ser descoberta per Johann Gottfried Koehler l'11 d'abril de 1779, al costat de la galàxia propera M60, en ocasió de l'observació de l'estel d'aquell any. També examinant el cometa va descobrir Charles Messier, quatre dies després, les dues galàxies -el 15 d'abril d'aquest any- i al costat d'elles, la M58, que Koehler no havia advertit. Messier va assenyalar que la galàxia M59 era tan visible com la M58, però més feble que la M60.

Clic per engrandir. Imatge del Hubble que mostra la galàxia el·líptica Messier 59.
Aquesta imatge composta d'exposicions separades fetes per la Càmera de Camp Ampli
i Planetària 2 (WFPC2) i la Càmera Avançada de Sondejos (ACS) del Hubble.
Es van utilitzar quatre filtres per mostrejar diverses longituds d'ona. El color és el resultat d'assignar
diferents colors a cada imatge monocromàtica associada a un filtre individual.
Crèdit de la imatge: NASA/ESA/Hubble/P. Cote.

M59 al web del SEDS

Índex del Catàleg Messier del blog

Catàleg Charles Messier. Objecte M31

Clic a la imatge per engrandir

Coneguda per a Al-Sufi cap al 905 dC.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Clic per engrandir. Crèdit imatge Farmakopoulos Antonis

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

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

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

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

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

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

M31 al web del SEDS

Índex del Catàleg Messier del blog

Catàleg Charles Messier. Objecte M32

Messier 31 (la Galàxia d'Andròmeda), amb Messier 32 i Messier 110.
Crèdit: Wikisky. Clic per engrandir.

M32 és una galàxia satèl·lit d'Andròmeda M31.

Va ser descoberta en 1749 per Guillaume-Joseph-Hyacinthe-Jean-Baptiste Le Gentil de la Galaziere (Le Gentil).

M32 és la petita, però brillant, companya de la Grandiosa Galàxia d'Andròmeda, M31, i com a tal forma part del Grup Local de galàxies. Pot trobar-se fàcilment quan s'observa la Galàxia d'Andròmeda ja que es troba situada a 22 minuts d'arc exactament al sud de la regió central de M31, recoberta per sobre de les rodalies dels braços en espiral. Es mostra com una taca singularment rodona i brillant, lleugerament allargada a la posició d'angle de 150-330 graus i és fàcilment visible amb telescopis petits. El·lípticament és E2, és a dir, el diàmetre menor, o eix, o la seva imatge de forma el·líptica, projectada al llarg de la nostra línia visual, és una fracció de 0,2, o sigui un 20 per cent més curt que el seu eix major.

M32 és una nana el·líptica de tan sols uns 3.000 milions de masses solars i un diàmetre lineal d'uns 8.000 anys llum, molt petita comparada amb la seva gegantina veïna en forma d'espiral. No obstant això i sorprenent per a una galàxia tan petita, el seu nucli és de propietats comparables a la de la M31: Al voltant de 100 milions de masses solars, 5.000 sols per parsec cúbic, es troben en ràpid moviment al voltant d'un objecte amb súper massa. A causa d'aquest nucli, la M32 de vegades és classificada com CE2 en comptes de E2, p.e. per NED.

A prop del centre d'aquesta galàxia, el cel estaria dominat per aquest objecte i ple amb els membres d'aquesta galàxia, mentre que a les ribes, només un hemisferi estaria ple, mentre que l'altre només mostraria unes poques estrelles distants i l'espai intergalàctic. Cap a la M31, aquesta galàxia donaria una vista fascinant al cel nocturn d'un astrònom virtual a les afores de M32.

A M32 la veiem com sobreposada sobre dels braços en espiral de la major M31. Per això és d'interès conèixer si es troba abans o després del disc de la gran galàxia. Les investigacions amb espectrografies no han mostrat cap absorció que podria esperar-se si la seva llum hagués passat per la matèria interestel·lar del disc de la M31, la qual cosa suggereix que la M32 està més propera a nosaltres que aquesta part de la M31.

La velocitat radial de l'M32 ha estat establerta en 203 quilòmetres per segon (R. Brent Tully) o en 205,8 km/s (NED.) en acostament al sistema heliocèntric, p.e., cap al nostre Sistema Solar; corregit per a la rotació galàctica, M32 es troba actualment en repòs (RV=0) en relació amb el Centre Galàctic de la Via Làctia. Comparada amb M31, s'està acostant a uns 100 km/s més lenta i considerant la seva distància més propera, està acostant-se a M31 a aquesta velocitat en el component radial.

La M32 i l'altra companya brillant de la M31, la M110, són les galàxies el·líptiques brillants més properes a nosaltres, de manera que també són les més ben investigades. Totes dues van ser determinades per contenir estrelles per Walter Baade en 1944 amb el telescopi Hooker de 100 polzades a la Muntanya Wilson quan també va determinar el nucli de la M31 (Baade 1944). Baade va reconèixer que les seves estrelles eren majorment una població vella, tipus II d'estrelles i gairebé tan brillants (i pel mateix aproximadament a la mateixa distància) com les de la M31, confirmant així la seva proximitat a la gran galàxia espiral. Hi ha diferències molt notòries entre aquestes galàxies nanes: Mentre que la M32 és una el·líptica típicament genèrica, compacta i d'un gran brillantor en la seva superfície, la M110 està molt més solta, té menor brillantor superficial i mostra estructures peculiars; ara, la M110 es classifica sovint com una galàxia nana esferoidal en comptes de el·líptica. Sorprenentment, la M32 no té cúmuls globulars (novament, a diferència de la M110 que en té 8).

M32, com totes les galàxies el·líptiques típiques, està formada majorment d'estrelles velles, de les quals només les de massa baixa, intrínsecament les de menor brillantor, han sobreviscut fins a la data; com de costum en poblacions tan ancestrals (p.e., també en els cúmuls globulars), les estrelles de major massa han acabat probablement les seves vides d'activitat nuclear fa molt de temps -sent ara nanes petites o estrelles de neutrons. No obstant això, l'espectre i el color d'aquesta galàxia (M32 té un espectre general tipus G3 i un índex de color BV=,75), indiquen que les seves estrelles tenen abundància de productes químics diferents d'aquelles en els globulars vells que són pobres en elements pesats. En canvi, sembla que hi ha una població d'estrelles més riques en elements pesats, les quals són més joves aparentment, només 2 o 3 mil milions d'anys, barrejades entre les estrelles velles com una contaminació menor.

Clic per engrandir. Crèdit a_symon

Entre mig de les estrelles de la M32, s'han trobat algunes nebuloses planetàries, però no núvols de material interestel·lar, així com tampoc núvols de gas ni senders de pols ni hidrogen neutral, ni tampoc cap cúmul obert. Aparentment, la M32 ja no és capaç de produir estrelles noves, sinó que consisteix d'estrelles velles, barrejades amb algunes d'edat intermèdia. D'acord amb les investigacions de dades multicolor, aquesta població estel·lar és molt més semblant a la d'una el·líptica molt més gran que la d'una de les típiques nanes de la seva mida, les quals són típicament del tipus nan esferoïdal.

Alguna nova passa ocasionalment a M32. Una nova va ser recentment descoberta a M32 al 31 d'agost de 1998 com a part del programa d'Investigació de Súper Noves de l'Observatori Lick, per un equip d'astrònoms de la Universitat de Califòrnia a Berkeley, encapçalats per E. Halderson (1998). Aquesta nova va tenir lloc aproximadament a 28,5 arc segons oest i 44,7" sud del nucli de la galàxia aconseguint una magnitud 16,5. Cap súper nova ha estat observada encara en aquesta galàxia.

Com indiquen la seva població d'estrelles, la mida del nucli i la seva compactació, la M32 dóna la impressió de ser una galàxia el·líptica molt més gran. Per aquest motiu, sembla possible que M32 hagués estat molt més gran en algun moment, però va perdre les seves estrelles exteriors i també tots els cúmuls globulars que podia haver tingut, en una o més trobades properes amb la Galàxia d'Andròmeda M31. Aquestes estrelles i cúmuls van ser absorbits per, o integrats en, i són ara part de l'halo de la M31. Que la M32 hagi tingut una trobada propera recentment amb la seva veïna més gran és una cosa que sorgeix perquè aparentment va causar i va deixar pertorbacions en el patró espiral de la gran galàxia.

M32 va ser la primera galàxia el·líptica en descobrir-se, va ser Le Gentil el 29 d'octubre de 1749. Va ser Charles Messier qui ha remarcat en la seva descripció que havia vist aquest objecte el 1757 (el seu primer registre d'una observació en un dels "seus" objectes), i que la va catalogar el 3 d'Agost de 1764 i va incloure a la M32, juntament amb la M110, en el seu dibuix de la "Gran Nebulosa" d'Andròmeda. Halton Arp l'ha inclòs com el Nº 168 en el seu Catàleg de Galàxies Peculiars.

M32 al web del SEDS

Índex del catàleg Messier del blog.

Viatjar a Mart: quant de temps es triga a arribar-hi?

  Clic per engrandir. Recreació artística de la càpsula contenidora del rover Curiosity
arribant a Mart l'agost del 2012. Crèdit: NASA, JPL-Caltech

Els primers humans a Mart haurien d’arribar aviat. El 2030 o potser abans, el 2024, per als més optimistes com Elon Musk. Però quant de temps es triga a arribar al planeta vermell?

 Per què els llançaments a Mart només poden tenir lloc cada 26 mesos? Enviar una
nau cap a Mart no és fàcil. No n’hi ha prou amb esperar fins que la nostra Terra
estigui el més a prop possible del planeta vermell, t'ho expliquem al vídeo. Crèdit: NASA

Cada vegada es parla més d’enviar humans a Mart. La NASA es prepara per a un primer viatge tripulat el 2030. També hi són interessats altres països, com la Xina, Rússia, els Emirats Àrabs Units i Europa. Però no estan sols. De fet al sector privat el cap de SpaceX, Elon Musk, és molt ambiciós en aquest camp i preveu l'arribada dels primers humans a Mart el 2024. Aquests pioners establirien les bases d'una gran ciutat marciana que podria allotjar fins a un milió persones a finals del segle XXI. Almenys això és el que vol.  

Mart és el segon planeta més proper al nostre, després de Venus. Es troba a una mitjana de 220 milions de km del Sol (la Terra es troba a 150 milions de km de la nostra estrella). Per tant, el càlcul sembla senzill: si fem una resta, obtindrem 70 milions de km. Però, en realitat, les dues estrelles estan en moviment al voltant del Sol, i a més en òrbites que no són circulars sinó el·líptiques. Teòricament, la màxima aproximació que pot existir entre el planeta vermell i nosaltres és de 54,6 milions de km. Però per a això, els dos planetes han d’estar alineats amb el Sol, un a l'afeli (Terra) i l'altre al periheli (Mart). Cosa força rara. El 2003, quasi hi érem. Durant l’estiu, Mart es trobava a només 55,7 milions de km dels nostres ulls, la distància més curta a la Terra en 60.000 anys, tot un rècord!

Clic per engrandir. La superfície de Mart fotografiada pel rover Curiosity el 2014. Crèdit: NASA

Mart, un objectiu en moviment

Els dos planetes es mouen, cadascun a un ritme diferent. Si no fos així, només es trigaria 39 dies a arribar amb una nau ràpida com la New Horizons al planeta vermell. Però la Terra triga un any a encerclar el Sol, i Mart 1,9 anys. Per als enginyers que volen enviar una sonda o un robot (i aviat als humans) a Mart , és com disparar una fletxa a un objectiu en moviment mentre estiguis en moviment. Per tant, no hem d’esperar a estar el més a prop possible per marxar, sinó anticipar-nos a aquest moment. Normalment, s’obre una finestra de llançament cada 26 mesos. Per a les agències espacials, per tant, no es tracta de desaprofitar-les.

El camí cap a Mart no és directe i la distància constant. Sense oblidar que heu de planejar baixar la velocitat a l’arribada per no perdre l'encontre. Finalment, la durada del viatge a Mart també dependrà de la potència del vaixell. Per tant, cal tenir en compte tots aquests paràmetres per calcular el viatge més ràpid possible.

Per descomptat, si poguéssim moure’ns a la velocitat de la llum, el viatge només trigaria uns minuts: un mínim de 3 min i un màxim (quan els dos planetes estan més separats) de 22,4 min. Però encara no és així.

Actualment, un viatge a Mart, gràcies a un reduït acostament dels dos planetes (això passa cada 1,6 anys), triga uns 260 dies. Amb una nau més potent que les actuals, el vol es podria reduir a la meitat. I en un futur no gaire llunyà, la propulsió fotònica per exemple, o alguna altra tecnologia en desenvolupament podria posar Mart a pocs dies.

El 1964, la primera sonda nord-americana Mariner 4 va fer el viatge a Mart en 228 dies. Per a les Viking 1 i 2, van trigar 304 i 333 dies, respectivament. Pel que fa al rover Curiosity, el seu trasllat es va produir en 254 dies.

Ho he vist aquí.

Dossier Via Làctia: 5 El forat negre al cor de la Via Làctia

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

Cada galàxia comporta en el seu centre un forat negre supermassiu, d'una massa compresa entre un milió i mil milions de masses solars. La massa del forat negre és proporcional a la massa del bulb o component de l'esferoide d'estrelles; per això les galàxies el·líptiques tenen els forats negres més massius. La Via Làctia és una galàxia espiral. El seu forat negre és relativament lleuger.

Clic per engrandir. Imatge simulada d'un forat negre estel·lar. Crèdit: Alain R, CC by-sa 2.5

Els bulbs són components estel·lars que tracen l'acumulació de massa adquirida en les fusions de galàxies, o bé l'acreció de galàxies satèl·lits engolides en el passat, esdeveniments que van acompanyats de l'alimentació del forat negre central, a on la massa creix en conseqüència. Així és com podem explicar aquesta relació de proporcionalitat.

Clic per engrandir. Gràfic que mostra la relació entre la massa del forat negre central i la massa del bulb (o esferoide estel·lar) de les galàxies. Aproximadament, la massa del forat negre és el 0,3% de la massa del bulb. Crèdit: K. Cordes, S. Brown (STScI)

Sagitari A*, el forat negre lluminós de la Via Làctia

La nostra galàxia no té un bulb massiu, i per això el seu forat negre és relativament lleuger: quatre milions de masses solars. D'altra banda, està molt a prop nostre (a 24.000 anys llum) i coneixem les seves propietats amb més precisió.

L'infraroig proper, lliure d'enfosquiment per la pols, permet observar les estrelles que orbiten el forat negre central, coincidint amb una feble font de ràdio, Sagitari A*. Aquests estels es mouen a velocitats extremes, de l'ordre de 1.000 km/s, i orbiten a distàncies de l'ordre de deu dies llum del forat negre. El seu període de rotació és de l'ordre de deu anys i és possible mesurar-ne el moviment propi. A aquestes distàncies, el forat negre domina el potencial gravitatori i les òrbites són exactament keplerianes. Tot seguit es mostren algunes d'aquestes òrbites.

Clic per engrandir. En aquest extracte d'una animació preparada pel Grup del Centre Galàctic de la Universitat de Califòrnia a Los Angeles, s'acoblen les posicions de diverses estrelles observades en diferents moments entre el 1995 i el 2010 per reconstruir les seves òrbites. La barra d'escala de l'esquerra és de 0,1 segons d'arc. Crèdit: Andrea Ghez

Les òrbites de les estrelles no es veuen pertorbades pel forat negre, perquè encara estan lluny de l'horitzó. Aquest és el radi de no retorn, el radi a partir del qual la velocitat d'escapament és més gran que la velocitat de la llum. Dins de l'horitzó no pot sortir res, i el forat és realment negre. L'horitzó del forat negre de la Via Làctia és una dècima part de la distància Terra-Sol. El període de rotació a aquesta distància és de l'ordre de sis minuts.

Les observacions de Sagitari A* es van revelar clarament en fonts brillant en raigs X variant en períodes de deu minuts. Sens dubte, aquests fenòmens són emesos per gas girant en una de les últimes òrbites visibles al voltant del forat negre. L'examen de tots aquests fenòmens permetrà estudiar més de prop els camps de gravetat intensos a les proximitats dels forats negres, i per entendre millor la pròpia gravetat.

Clic per engrandir. La galàxia el·líptica NGC 5128, que també és una potent font de ràdio: Centaurus A. En blanc hi ha la galàxia òptica (les estrelles, vistes amb un telescopi d'ESO), i l'enfosquiment a causa de la pols en negre; en taronja, emissió de pols en ones submilimètriques (telescopi Apex, Atacama Pathfinder Experiment ), en blau emissió de raigs X (satèl·lit Chandra). Crèdit: Chandra, NASA

Un forat negre central no actiu

Curiosament, aquest forat negre central no està actiu. Tanmateix, està envoltat de gas molecular que algun dia podria caure-hi i irradiar intensament. El fenomen de nucli actiu de la galàxia és el més brillant de l'univers. Aquesta radiació poderosa s'anomena "quàsar“: el nucli actiu pot ser 1.000 vegades més brillant que tota la galàxia.

Els quàsars han estat durant molt de temps els objectes més llunyans detectats a l'univers. Quan està actiu, fenòmens de retroacció expulsen la matèria lluny del forat negre i, per tant, moderar-ne el creixement. De vegades veiem dolls de plasma movent-se a velocitat relativista, perpendicular al disc d'acreció. Aquests dolls poden transportar gas i pols molt lluny de la galàxia, com en el cas del Centaurus A.

Veure:

Anterior: 4 La Via Làctia i la matèria fosca
Següent: 6 La interacció entre galàxies

Ho he vist aquí.

Catàleg Charles Messier. Objecte M49

Descoberta el 1771 per Charles Messier.

La galàxia el·líptica Messier 49 (M49, NGC 4472) és una de las galàxies membre més brillants del Cúmul de la Verge.

La galàxia el·líptica M49 va ser el primer membre del Cúmul de la Verge descobert per Charles Messier, que la va catalogar el 19 de febrer de 1771. És a més la segona galàxia descoberta més enllà del Grup Local després del descobriment de Lacaille de la M83.

Vuit anys després, el 22 d'abril de 1779, en ocasió del seguiment del cometa d'aquest any, i a la recerca de més objectes nebulosos en competició amb altres observadors, Barnabas Oriani va redescobrir independentment aquesta "nebulosa". En el seu Catàleg Bedford (Bedford Catalogue) de 1844, l'Almirall William H. Smyth va confondre aquest descobriment amb el de Messier i va afirmar erròniament: "Aquest objecte va ser descobert per Oriani el 1771". Jonh Herschel va incórrer de nou en aquest error en el seu Catàleg General (General Catalogue, GC) de 1864, atribuint de nou el descobriment a "1771 Oriani". La confusió també es va difondre a través del Nou Catàleg General (New General Catalogue, NGC) de JLE Dreyer.

M49 és una de les galàxies més brillants del Cúmul de Verge amb la seva magnitud aparent 8,5, que correspon a una magnitud absoluta d'aproximadament -22,8, respecte a la seva distància d'uns 60 milions d'anys llum. És una de les galàxies el·líptiques gegants d'aquest gran cúmul (a més de la M60 i la M87) i pertany al tipus E4 segons la classificació de Hubble. La seva extensió de 9x7,5 min/arc és pròpia d'una el·lipsoide amb un eix major projectat d'uns 160.000 anys llum (naturalment no coneixem l'extensió real de la línia d'observació cap a nosaltres, així com tampoc l'orientació espacial dels eixos reals de la el·lipsoide); però és una gran el·lipsoide. Algunes antigues estimacions suggerien una massa superior a la de la propera M87, però ara es dóna per fet que la M87 és molt més densa. Amb el seu tipus espectral G-7 i el seu índex de color +0,76, és més groga que la majoria de les galàxies del Cúmul de Verge. Exposicions més llargues mostren un sistema de dispersió globular que està, però, molt menys poblat que el de la M87 i que és més comparable al de la M60. Segons la llista de WE Harris, aquesta galàxia té un sistema de 6.300 +/- 1.900 cúmuls globulars.

Clic a la imatge per engrandir.

La nebulositat poc definida que hi ha prop de l'estrella més brillant a la zona superior dreta és probablement un petit i feble acompanyant, que també apareix a la imatge DSSM (observeu l'orientació oposada d'aquestes imatges). A la imatge es poden veure molt més acompanyants febles, entre ells la relativament brillant NCG (NGC) 4470 (magnitud fotogràfica 13,0). L'estrella que es troba en primer pla va ser esmentada per primera vegada per John Herschel, i té magnitud aparent 13, de manera que podria ser erròniament presa per una supernova per observadors poc familiaritzats amb aquesta galàxia.

Halton Arp ha inclòs la M49 amb el número 134 en el seu Catàleg de Galàxies Peculiars (Catalogue of Peculiar Galaxies) com "El·líptica amb fragments propers".

Clic per engrandir.

Una probable supernova, la 1969Q, de magnitud aparent 13,0 va ser descoberta en aquesta galàxia al juny de 1969.

M49 al web del SEDS

Índex del Catàleg Messier del blog

 

Catàleg Caldwell del Hubble. Objecte C24

 

Clic per engrandir. Imatge de C24. Crèdit: NASA, ESA, i el Hubble Heritage (STScI/AURA)-
ESA/Hubble Collaboration; Agraïments: A. Fabian (Institute of Astronomy, University of Cambridge, UK)

Amb aquesta imatge, el Hubble es va convertir en el primer a resoldre els gegantins però delicats filaments de gas formats per forts camps magnètics al voltant de Caldwell 24, una galàxia el·líptica també coneguda com Perseu A i catalogada com NGC 1275. Els científics creuen que el cor de la majoria de les grans galàxies pot albergar un forat negre supermassiu, amb milions o fins i tot milers de milions de vegades la massa del Sol, a mesura que el gas cau cap al forat negre, s'agrupa en l'anomenat disc d'acreció i es comprimeix i s'escalfa, emetent finalment raigs X. Caldwell 24 és coneguda pels científics com una "galàxia activa", ja que el seu forat negre central genera una emissió de raigs X i ràdio inusualment potent.

Els circells que s'estenen més enllà de la galàxia són l'única manifestació en llum visible de l'efecte del forat negre sobre el gas circumdant dins el cúmul de galàxies al què pertany Caldwell 24. Les observacions del Hubble de Caldwell 24, preses en llum visible amb l'ACS, sigles d'Advanced Camera for Surveys (Càmera avançada per sondejos) el 2006, van marcar la primera vegada que es van resoldre els fils individuals de gas que componen els filaments. Aquestes estructures difuses s'estenen fins a 20.000 anys llum en el cosmos, unes 5.000 vegades més lluny que la distància entre el Sol i la seva estrella veïna més propera, Propera Centauri. Un filament mig conté aproximadament un milió de vegades més massa que el nostre Sol.

Clic per engrandir. Aquest primer pla del centre de Caldwell 24, que combina
observacions visibles i infraroges preses per la Càmera Planetària i de Gran
Angular 2 del Hubble el 1995 i 2001, mostra una col·lisió de proporcions galàctiques.
Una polsegosa galàxia espiral sembla estar girant de costat, com un molinet, mentre
llisca a través de la galàxia més gran i brillant, Caldwell 24. Es creu que aquestes
galàxies estan col·lisionant a més de 10 milions de quilòmetres per hora. Crèdit: NASA
i el Hubble Heritage Team (STScI/AURA); Agraïments: M. Donahue (STScI) i J. Trauger (JPL).

Els filaments es formen quan el gas fred del nucli de la galàxia és arrossegat per l'estela de les bombolles ascendents bufades pel forat negre. Aquests filaments de gas han resistit d'alguna manera l'entorn hostil i d'alta energia del cúmul de galàxies durant més de 100 milions d'anys. Els astrònoms creuen que els camps magnètics poden mantenir el gas carregat al seu lloc, actuant contra la tendència a dispersar-se i evaporar o a col·lapsar per formar noves estrelles.

A una distància d'uns 230 milions d'anys llum, Caldwell 24 és en realitat una de les galàxies el·líptiques gegants més properes a la Terra. Va ser descoberta per William Herschel el 1786 en la constel·lació de Perseu, i es veu millor a finals de tardor i principis d'hivern des de l'hemisferi nord. (A l'hemisferi sud, busqueu-baix en el cel del nord a finals de la primavera i principis de l'estiu). És petita i tènue, de magnitud 11,9, de manera que es necessitarà un telescopi (com més gran, millor) per veure-la bé. 

Aquest vídeo s'endinsa en el supercúmul de galàxies de Perseu, apropant-se finalment
a Caldwell 24, que es troba prop del centre del supercúmul. Crèdit: NASA, ESA, M.
Kornmesser i L. Christensen (ESA/Hubble), i G. Bacon (STScI); Ciència: NASA, ESA i
la col·laboració del Hubble Heritage (STScI/AURA)-ESA/Hubble

Per a més informació sobre les observacions de Caldwell 24 realitzades pel Hubble, vegeu:

- Les galàxies lliures xoquen en una explosió de naixement d'estrelles 

 

C24 al web de la NASA
Índex del Catàleg Caldwell del blog