Les primeres imatges captades pel telescopi James Webb. 1er lliurament

Us oferim a continuació una col·lecció de primeres imatges, en diferents lliuraments, captades pel telescopi espacial James Webb. Aquestes imatges son un tast del que ens pot arribar a oferir aquest "substitut" de l'altre telescopi espacial, el Hubble, que tantes alegries ens ha donat.

Clic per engrandir. Nebulosa de l'Anell del Sud (imatges dels instruments NIRCam i MIRI), una al costat de l'altra). Crèdit: NASA, ESA, CSA, STScI 

 

Aquesta comparació mostra observacions de la Nebulosa de l'Anell del Sud, o nebulosa de la Lira i M57, en llum infraroig proper, a l'esquerra, i en llum infraroig mitjà, a la dreta, des del Telescopi Webb de la NASA. 

Aquesta escena va ser creada per una estrella nana blanca, les restes d'una estrella com el nostre Sol després que es desprengués de les capes exteriors i deixés de cremar combustible mitjançant fusió nuclear. Aquestes capes externes ara formen els embolcalls expulsats al llarg d'aquesta vista.

A la imatge de la Càmera de l'Infraroig Proper (NIRCam), la nana blanca apareix a la part inferior esquerra de la brillant estrella central, parcialment oculta per un pic de difracció. La mateixa estrella apareix però més brillant, més gran i més vermella, a la imatge de l'Instrument de l'Infraroig Mitjà (MIRI). Aquesta estrella nana blanca està coberta per gruixudes capes de pols que la fan semblar més gran.

L'estrella més brillant de les dues imatges encara no s'ha desprès de les capes. Orbita estretament al voltant de la nana blanca més tènue, ajudant a distribuir el que ha expulsat.

Al llarg de milers d'anys i abans d'esdevenir una nana blanca, l'estrella va expulsar periòdicament massa a les capes visibles de material. Com si es repetís, es va contreure, es va escalfar i després, incapaç d'expulsar més material, va pulsar-se. El material estel·lar va ser enviat a totes direccions -com un aspersor giratori- i va proporcionar els ingredients d'aquest paisatge asimètric.

Actualment, la nana blanca escalfa el gas de les regions interiors, que apareixen en blau a l'esquerra i en vermell a la dreta. Les dues estrelles estan il·luminant les regions exteriors, que es mostren en taronja i blau, respectivament.

Les imatges es veuen molt diferents perquè el NIRCam i el MIRI recullen diferents longituds d'ona de llum. NIRCam observa la llum infraroja propera, que és més a prop de les longituds d'ona visibles que detecten els nostres ulls. MIRI s'endinsa a l'infraroig, captant les longituds d'ona de l'infraroig mitjà. La segona estrella apareix més clarament a la imatge de MIRI, perquè aquest instrument pot veure la pols brillant que l'envolta.

Les estrelles -i les seves capes de llum- criden més l'atenció a la imatge NIRCam, mentre que la pols és la protagonista a la imatge MIRI, concretament la pols que s'il·lumina.

 

Observa la regió circular al centre de les dues imatges. Cadascuna conté un cinturó de material asimètric i trontollant. Aquí és on s'ajunten els dos bols que componen la nebulosa. (En aquesta vista, la nebulosa està en un angle de 40 graus.) Aquest cinturó és més fàcil de detectar a la imatge MIRI -busqueu el cercle groguenc- però també és visible a la imatge NIRCam.

La llum que travessa la pols ataronjada a la imatge NIRCam -que sembla un focus, desapareix en longituds d'ona infraroges més llargues a la imatge MIRI.

La física és la raó de la diferència en la resolució d'aquestes imatges. NIRCam proporciona imatges d´alta resolució perquè aquestes longituds d´ona de la llum són més curtes. MIRI proporciona imatges de resolució mitjana perquè les longituds d'ona són més llargues; com més llarga és la longitud d'ona menys definides són les imatges. Tot i això, tots dos ofereixen una increïble quantitat de detalls sobre cada objecte que observen, proporcionant imatges, abans mai vistes de l'univers.

A la llum de l'infraroig proper, les estrelles tenen pics de difracció més prominents perquè són molt brillants en aquestes longituds d'ona. A l'infraroig mitjà, els pics de difracció també apareixen al voltant de les estrelles, però són més febles i petits (zoom per veure'ls).

 

Per veure un conjunt complet de les primeres imatges i espectres de Webb, incloent arxius descarregables, feu un clic aquí.

NIRCam va ser construït per un equip de la Universitat d'Arizona i el Centre de Tecnologia Avançada de Lockheed Martin. MIRI va ser aportat per l'ESA i la NASA, i l'instrument va ser dissenyat i construït per un consorci d'institut europeu finançat a nivell nacional (The MIRI European Consortium) en col·laboració amb el JPL i la Universitat d'Arizona.

-------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------

Clic per engrandir. Característiques atmosfèriques de l'exoplaneta WASP-96 b. Crèdit: NASA, ESA, CSA, STScI

Un espectre de transmissió realitzat a partir d'una única observació amb l'espectrògraf d'infraroig proper i sense escletxes (NIRISS) del Webb revela les característiques atmosfèriques de l'exoplaneta gegant de gas calent WASP-96 b.

Un espectre de transmissió es fa comparant la llum estel·lar filtrada a través de l'atmosfera d'un planeta quan es mou a través de l'estrella, amb la llum estel·lar no filtrada detectada quan el planeta està al costat de l'estrella. Cadascun dels 141 punts de dades (cercles blancs) d'aquest gràfic representa la quantitat d'una longitud d'ona específica de llum que és bloquejada pel planeta i absorbida per l'atmosfera.

En aquesta observació, les longituds d'ona detectades per NIRISS van de 0,6 micres (vermell) a 2,8 micres (a l'infraroig proper). La quantitat de llum estel·lar bloquejada oscil·la entre unes 13.600 parts per milió (1,36%) i 14.700 parts per milió (1,47%).

Els investigadors poden detectar i mesurar l'abundància dels principals gasos de l'atmosfera d'un planeta basant-se en el patró d'absorció, és a dir, en la ubicació i alçada dels pics al gràfic: cada gas té un conjunt característic de longituds de ona que absorbeix. La temperatura de l'atmosfera es pot calcular en part a partir de l'alçada dels pics: un planeta més calent té pics més alts. Altres característiques, com la presència de boira i núvols, es poden deduir a partir de la forma general de les diferents parts de l'espectre.

Les línies grises que s'estenen per sobre i per sota de cada punt de dades són barres d'error que mostren la incertesa de cada mesura, o el rang raonable de possibles valors reals. Per a una sola observació, l'error d'aquests mesuraments és molt petit.

La línia blava és un model d'ajust òptim que té en compte les dades, les propietats conegudes de WASP-96 b i la seva estrella (per exemple, mida, massa, temperatura) i les característiques suposades de l'atmosfera. Els investigadors poden variar els paràmetres del model -canviant característiques desconegudes com l'alçada dels núvols a l'atmosfera i l'abundància de diversos gasos- per obtenir un millor ajustament i comprendre millor com és l'atmosfera en realitat. La diferència entre el model de millor ajustament mostrat aquí i les dades simplement reflecteix el treball addicional que cal fer per analitzar i interpretar les dades i el planeta.

Tot i que l'anàlisi completa de l'espectre durarà més temps, és possible treure una sèrie de conclusions preliminars. Els pics marcats a l'espectre indiquen la presència de vapor d'aigua. L'alçada dels pics d'aigua, que és menor del que s'esperava segons observacions anteriors, és una prova de la presència de núvols que suprimeixen les característiques del vapor d'aigua. El pendent gradual cap avall de la part esquerra de l'espectre (longituds més curtes d'ona) és indicatiu d'una possible boirina. L'alçada dels pics juntament amb altres característiques de l'espectre s'utilitza per calcular una temperatura atmosfèrica d'uns 725 °C.

Es tracta de l'espectre de transmissió infraroig més detallat mai recollit, el primer espectre de transmissió que inclou longituds d'ona superiors a 1,6 micres amb una resolució i precisió tan alta, i el primer que cobreix tot el rang de longituds d'ona des de 0, 6 micres (llum vermella visible) fins a 2,8 micres (infraroig proper) en una sola presa. La rapidesa amb què els investigadors han pogut fer interpretacions segures de l'espectre és una prova més de la qualitat de les dades.

L'observació es va fer mitjançant el mode d'Espectroscòpia d'Objecte Únic Sense Escletxes (SOSS) de NIRISS, que consisteix a capturar l'espectre d'un únic objecte brillant en el camp de visió, com l'estrella WASP-96.

WASP-96 b és un exoplaneta gegant de gas calent que orbita al voltant d'una estrella similar al Sol, a uns 1.150 anys llum, a la constel·lació del Fènix. El planeta orbita extremadament a prop de la seva estrella (a menys de 1/20 de la distància entre la Terra i el Sol) i completa una òrbita en menys de 3½ dies terrestres. El descobriment del planeta, basat en observacions terrestres, es va anunciar el 2014. L'estrella, WASP-96, és una mica més antiga que el Sol, però té aproximadament la mateixa mida, massa, temperatura i color.

La il·lustració de fons de WASP-96 b i la seva estrella es basa en el coneixement actual del planeta a partir de l'espectroscòpia NIRISS i observacions prèvies des de la Terra i des de l'espai. Webb no ha captat una imatge directa del planeta o de la seva atmosfera.

NIRISS va ser aportat per l'Agència Espacial Canadenca. L'instrument va ser dissenyat i construït per Honeywell en col·laboració amb la Universitat de Montreal i el Consell Nacional de Recerca de Canadà.

Per veure una sèrie completa de les primeres imatges i espectres de Webb, inclosos els fitxers descarregables, feu un clic aquí.

 

Ho he vist aquí i aquí.

Investigadors del Webb descobreixen una supernova amb lent i confirmen la tensió del Hubble

Una nova H0pe?

Els científics utilitzen el telescopi Webb per mesurar l'expansió de l'Univers, apuntant cap a una supernova SN H0pe amb lent gravitacional. La llum d'aquesta estrella en explosió ha estat desviada i magnificada per un cúmul de galàxies situat entre ella i nosaltres.

La supernova H0pe va ser descoberta quan els científics van veure tres punts de llum en una imatge del Webb d'un cúmul de galàxies que no eren presents a les dades del Hubble. Els punts (envoltats per un cercle al requadre) són un tipus especial de supernova de lluminositat coneguda. Cada “punt” mostra la supernova en un moment diferent. Imagini's que està assegut davant d'un tocador amb un mirall tríptic on es veuen tres persones. Afegiu un retard temporal, de manera que al mirall de la dreta estigui aixecant una pinta, al de l'esquerra s'estigui pentinant i al del mig estigui deixant la pinta. Disposar d'imatges "tríptiques" d'aquesta supernova permet als científics utilitzar els retards temporals, la distància i les propietats de lent gravitatòria per calcular un valor de la constant de Hubble: la velocitat a què s'expandeix l'univers.

El valor de la constant de Hubble obtingut amb aquest mètode coincideix amb altres mesuraments realitzats a l'univers local. Més observacions de la Supernova H0pe, una de les més distants de la classe, ajudaran a comprendre millor aquest paràmetre fonamental de l'univers.

Aquest treball científic està en curs i encara no ha estat feta la revisió per experts (o parells).

Clic a la imatge per engrandir. Aquesta imatge està disposada en dos marcs iguals, esquerra i dret. Tots dos estan situats sobre un fons negre ple de lluminoses galàxies espirals de diferents mides, que brillen en blanc, groc i taronja. Moltes d'aquestes galàxies estan agrupades o superposades visualment, afegint capes d'escala a la imatge. Al centre del fotograma de l'esquerra, dues galàxies ataronjades brillants i prominents semblen estirades en llargs circells que apunten al nord i al sud i que semblen tenir aproximadament un terç de la mida del fotograma, molt diferents de la forma espiral habitual de les galàxies a l'espai. Aquestes dues galàxies allargades de color taronja són el focus d'aquesta imatge, mentre que moltes galàxies de diferents colors poblen el fons. El requadre de l'esquerra té un requadre que ressalta una de les dues galàxies allargades de color taronja que són el centre de la imatge. Això mostra l'efecte d'augment que un cúmul en primer pla pot tenir sobre l'univers distant més enllà, conegut com a lent gravitacional. La lent, formada per un cúmul de galàxies situat entre la supernova i nosaltres, corba la llum de la supernova en múltiples imatges. Per obtenir les tres imatges, la llum recorre tres trajectòries diferents. Com que cada trajectòria tenia una longitud diferent i la llum viatjava a la mateixa velocitat, en aquesta observació del Webb es van prendre imatges de la supernova en tres moments diferents de la seva explosió. El panell de la dreta amplia el llarg filament taronja, revelant tres punts focals de llum concentrada que s'han marcat amb cercles. Les anàlisis van confirmar que aquests punts corresponien a una estrella en explosió, una amb qualitats poc comunes. En primer lloc, és una supernova de tipus Ia, l'explosió d'una estrella nana blanca. Aquest tipus de supernova sol anomenar-se "vela estàndard", el que significa que la supernova tenia una brillantor intrínsec coneguda. Crèdit: NASA, ESA, CSA, STScI, B. Frye (University of Arizona), R. Windhorst (Arizona State University), S. Cohen (Arizona State University), J. D'Silva (University of Western Austràlia, Perth ), A. Koekemoer (Space Telescope Science Institute), J. Summers (Arizona State University).

 

 

 Ho he vist aquí.

Mons d'altres llocs: Kepler-16 b amb dues postes de sol.

Mons d'altres llocs: Kepler-16 b, el veritable Tatooine amb dues postes de sol.

Clic a la imatge per engrandir. Il·lustració creada a partir d'aquest article. Crèdit: XD amb ChatGPT

Per al viatger interestel·lar de demà, hi haurà algunes "visites obligatòries". Planetes que no es poden perdre. Pel que fa a Kepler-16 b, no és tant el planeta en si el que val la pena la visita, sinó els seus... dos sols!

Una odissea interestel·lar: la primera missió per aterrar en un exoplaneta. Les imatges de Neil Armstrong posant els peus a la Lluna ens van commoure a tots. Imagineu-vos, doncs, com se sentiran aquells que rebin imatges d'una nau espacial aterrant en un altre món. Un món més enllà del nostre sistema solar! Per fer-ne una ullada, mireu aquest videoclip del documental d'Arte, Interstellar Odyssey.

M'encantaria tenir notícies teves i del nostre preciós planeta blau. Però ara per ara, continuo el meu viatge interestel·lar. I acabo d'arribar a Tatooine. Sí. Ja saps. El planeta...desert, l'illa de Star Wars on Luke Skywalker va passar la seva infància. Aquella al cel de la qual surten i es ponen dos sols. En realitat, evidentment no m'estic acostant al Tatooine real. Més aviat, aquell que els astrònoms anomenem Kepler-16 b. El primer planeta amb dos sols al cel que els investigadors han descobert a la nostra Via Làctia.

Clic a la imatge per engrandir. Demostrant que una doble posta de sol és qualsevol cosa menys ciència-ficció, Kepler-16b orbita un parell d'estrelles. És com el planeta natal de Luke Skywalker, Tatooine, i va ser un dels primers mons trobats orbitant una estrella binària, descobert el 2011 per Kepler. Crèdit: NASA, X.

Sobre Kepler-16 b hi ha dues ombres

No és tan lluny de casa. Només 245 anys llum. Sols 3.000 milions d'anys de viatge en cotxe. I no és tan especial. Un planeta de la mida del nostre Saturn, un planeta gasós gegant. Així que no vam intentar aterrar-hi. Tot i que la nostra guia diu que Kepler-16 possiblement té un nucli de roca i gel. Però des de dalt, us podeu imaginar com deu ser tenir dues ombres.

Clic a la imatge per engrandir. Un possible cartell per quan l'Oficina de Viatges d'Exoplanetes de la NASA ens convidi a comprar bitllets per a Kepler-16 b. Crèdit: NASA

Els dos sols de Kepler-16 b són força diferents entre si, ja ho sabeu. El primer, Kepler-16 A, és una nana taronja d'aproximadament un 70% de la mida i la massa de la nostra estrella. El segon, Kepler-16 B, és una nana vermella fins i tot més de 3 vegades més petita. I tots dos orbiten l'un al voltant de l'altre en poc més de 40 dies. Mentre que el seu planeta compartit triga gairebé 230 dies a completar una òrbita completa.

Clic a la imatge per engrandir. Recreació artística del planeta Kepler-16 b. Crèdit: NASA

Dos sols, però temperatures molt baixes

Tot i que hi ha dos sols i han mantingut el seu planeta a menys de 105 milions de quilòmetres de distància, sols tan petits no poden fer augmentar la temperatura. Mai baixa dels -75 °C. És difícil imaginar que cap forma de vida pugui prosperar aquí.ens queixem a la nostra vella Terra quan arriba l'hivern.

Ho hem de  deixar aquí per ara, el nostre guia s'està impacientant. Encara ens queda molt camí per recórrer fins arribar a la nostra propera parada exoplanetària. Ja us ho explicarem...

Ho he vist aquí.

El planeta amb massa similar a Saturn captat pel James Webb

El planeta amb massa similar a Saturn captat pel telescopi Webb de la NASA és el més lleuger mai observat.

Astrònoms que utilitzen el telescopi espacial James Webb de la NASA han captat proves convincents de l'existència d'un planeta amb una massa similar a la de Saturn que orbita al voltant de la jove estrella propera TWA 7. Si es confirma, aquest seria el primer descobriment directe d'un planeta per part del Webb i el planeta més lleuger mai observat amb aquesta tècnica fora del sistema solar.

L'equip internacional va detectar una feble font d'infrarojos al disc de runes que envolta TWA 7 utilitzant el MIRI (Mid-Infrared Instrument) del Webb. S'estima que la distància entre la font i la TWA 7 és aproximadament 50 vegades la distància de la Terra al Sol. Això coincideix amb la posició esperada d'un planeta que explicaria les característiques clau observades al disc de runes. Els resultats es van publicar el dimecres 25 de juny a la revista Nature.

Clic a la imatge per engrandir. Els astrònoms que utilitzen el telescopi espacial James Webb de la NASA han captat proves convincents de l'existència d'un planeta amb una massa similar a la de Saturn que orbita al voltant de la jove estrella pròxima TWA 7. En aquesta imatge, que combina dades terrestres del Very Large Telescope (VLT) de l'ESO i dades del MIRI (Mid-Infrared Instrument) del Webb, s'ha restat la llum de l'estrella TWA 7. La ubicació de l'estrella està marcada amb un cercle i un símbol d'estrella en el centre de la imatge. El color blau representa les dades de l'instrument SPHERE del VLT, que mostra la ubicació del disc que envolta a l'estrella amfitriona. Les dades del MIRI es mostren en taronja. El punt taronja brillant situat en la part superior dreta de l'estrella és la font identificada com TWA 7 b, dins del disc de runa i pols. El punt taronja més llunyà visible en la part esquerra de la imatge és una estrella de fons no relacionada. Crèdit: NASA, ESA, CSA, Anne-Marie Lagrange (CNRS, UGA), Mahdí Zamani (ESA/Webb)

Utilitzant el coronògraf de MIRI, els investigadors van suprimir acuradament la resplendor brillant de l'estrella amfitriona per revelar objectes propers tènues. Aquesta tècnica, anomenada imatge d'alt contrast, permet als astrònoms detectar directament planetes que, altrament, es perdrien en la llum aclaparadora de la seva estrella amfitriona. Després de restar la llum estel·lar residual mitjançant un avançat processament d'imatges, es va revelar una font infraroja tènue prop de TWA 7. L'equip va descartar un objecte del nostre sistema solar que es trobava casualment a la mateixa part del cel que la font. Tot i que hi ha una possibilitat molt remota que es tracti d'una galàxia de fons, les proves apunten clarament que la font és un planeta fins ara desconegut.

La font es troba en un espai d'un dels tres anells de pols que es van descobrir al voltant de TWA 7 en observacions terrestres anteriors. La brillantor, el color, la distància de l'estrella i la posició de l'objecte dins l'anell coincideixen amb les prediccions teòriques d'un planeta jove i fred, amb una massa semblant a la de Saturn, que s'espera que estigui esculpint el disc de runa que l'envolta.

"Les nostres observacions revelen un fort candidat a planeta que dóna forma a l'estructura del disc de runes TWA 7, i la seva posició és exactament on esperàvem trobar un planeta d'aquesta massa", va afirmar Anne-Marie Lagrange, investigadora del CNRS a l'Observatori de París-PSL i la Universitat Grenoble Alpes a França, autora principal de l'article.

"Aquest observatori ens permet capturar imatges de planetes amb masses similars a les del sistema solar, cosa que representa un emocionant avenç en la nostra comprensió dels sistemes planetaris, inclòs el nostre", va afegir la coautora Mathilde Malin, de la Universitat Johns Hopkins i l'Institut Científic del Telescopi Espacial a Baltimore.

L'anàlisi inicial suggereix que l'objecte, anomenat TWA 7 b, podria ser un planeta jove i fred amb una massa aproximada de 0,3 vegades la de Júpiter (unes 100 masses terrestres o una massa de Saturn) i una temperatura propera als 47 graus Celsius. La seva ubicació coincideix amb un forat al disc, cosa que suggereix una interacció dinàmica entre el planeta i el seu entorn.

Els discs de runa plens de pols i material rocós es troben al voltant d'estrelles joves i velles, encara que són més fàcils de detectar al voltant d'estrelles més joves perquè són més brillants. Sovint tenen anells o buits visibles, que es creu que són creats per planetes que s'han format al voltant de l'estrella, però encara no s'ha detectat cap planeta directament dins d'un disc de deixalles. Si fos cert, aquest descobriment seria la primera vegada que un planeta s'associa directament amb la formació d'un disc de deixalles, i podria proporcionar la primera pista d'observació a un disc troià, una col·lecció de pols atrapada a l'òrbita del planeta.

TWA 7, també coneguda com CE Antilae, és una jove estrella nana vermella (uns 6,4 milions d'anys) situada a 34 anys llum de distància a l'associació TW Hydrae. El seu disc gairebé frontal el va convertir en un objectiu ideal per a observacions d'alta sensibilitat a l'infraroig mitjà del Webb.

 

Les troballes posen de manifest la capacitat de Webb per explorar planetes de poca massa al voltant d'estrelles properes que no s'havien vist abans. Les observacions en curs i futures tindran com a objectiu delimitar millor les propietats del candidat, verificar la seva condició planetària i aprofundir en la nostra comprensió de la formació de planetes i l'evolució del disc en sistemes joves.

Aquestes observacions es van fer com a part del programa d'observació Webb 3662.

El Telescopi Espacial James Webb és l'observatori de ciència espacial més important del món. Webb està resolent misteris del nostre sistema solar, mirant més enllà, cap a mons llunyans al voltant d'altres estrelles i explorant les misterioses estructures i orígens del nostre univers i el nostre lloc en ell. Webb és un programa internacional liderat per la NASA amb els seus socis, l'Agència Espacial Europea (ESA) i l'Agència Espacial Canadenca (CSA-ASC).

Per a més informació sobre Webb, feu un clic aquí.

Ho he vist aquí.

Catàleg Charles Messier. Objecte M54

Descoberta en 1778 per Charles Messier.

M54 és un cúmul globular molt evident, tot i que Charles Messier, qui el va descobrir el 24 de Juliol de 1778, el descriu com "molt feble" des de la seva localització a París (Kenneth Glyn Jones erròniament va traduir la descripció de Messier com" nebulosa molt brillant", i aquest error es va mantenir a la Guia de l'Observador del Cel Nocturn de Kepple i Sanner). William Herschel va aconseguir resoldre les seves regions externes en estrelles de magnituds 15 i algunes de 14. Però no és fàcil de resoldre.

Com indica la seva classe III de concentració, aquest cúmul és relativament concentrat. El seu nucli brillant té només 2,1' de diàmetre, amb un nucli intens aproximadament de 1', mentre que les vores arriben fins a 6'en fotos, o fins i tot fins a 9,1' amb llargues exposicions. La segona edició de Uranometria 2000.0 fins i tot dóna un diàmetre de 12,0 minuts d'arc. La magnitud aparent de les estrelles més brillants del cúmul és al voltant de 15,5, i les de la branca horitzontal tenen magnitud de 17,7. El tipus espectral global va ser determinat per Helen Sawyer Hogg com F7 i l'índex de color com +0,01. S'està allunyant de nosaltres a uns 142 km/s.

M54 té almenys 82 variables conegudes, la majoria d'elles, 55, del tipus RR Lyrae, però hi ha també dues vermelles semi-regulars amb períodes de 77 i 101 dies.

La seva distància, durant molts anys, s'estimava en 50-65.000 anys llum. No obstant això, el 1994, es va fer l'excitant descobriment que M54 probablement no era un membre de la nostra Via Làctia després de tot, sinó part d'una galàxia nana recentment descoberta! Aquesta galàxia és ara denominada SagDEG, Galàxia El·líptica Nana de Sagitari, i és un dels membres més recentment descoberts del Grup Local de Galàxies.

M54 coincideix amb una de les dues majors concentracions de la galàxia SagDEG, i s'allunya de nosaltres a una velocitat molt similar (uns 130 km/seg). Això fa possible que probablement M54 estigui dins d'aquesta galàxia, per a la qual s'ha estimat una distància de 80-90.000 anys llum; una estimació recent per M54 ha donat 87.400 anys llum. A aquesta distància, M54 deu ser un dels cúmuls globulars més lluminosos que es coneixen amb una magnitud visual absoluta M_v of-10,01, una lluminositat d'uns 850.000 sols com el nostre, i superat només per l'espectacular Omega Centauri en la nostra via Làctia. També, el seu diàmetre ha resultat ser tan gran com 300 anys llum. És a prop del triple de la distància de les seves aparents veïns, M69 i M70. I el que és potser més interessant, pot ser que M54 sigui el primer cúmul globular extragalàctic descobert, per Charles Messier el 24 de Juliol de 1778, i d'aquesta manera s'afegeix una primícia extra a la llista de fama de Messier.

M54 és fàcil de localitzar i està proper a Zeta Sagittarii, l'estrella més al sud de la "tetera" (teapot en anglès) de Sagitari, un asterisme de 4 o 5 estrelles (també anomenat la "tetera i el seu broc"), pròpiament a 0,5 graus sud i 1,5 graus oest.

Aquest cúmul globular és brillant però petit pel que pot ser passat per alt amb binocles petits o telescopis de recerca (és a dir confós amb una estrella). Per la seva gran distància, aquest cúmul globular és difícil de resoldre. Binoculars i telescopis petits ho mostren com un objecte rodó i nebulós de vores borroses. Un 10 cm (4 polzades) mostra una textura bigarrada, sota bones condicions amb nusos d'aparença estel·lar, el que John Malles reportar com "suggeriments d'estrelles". Roman sense resoldre fins i tot en grans telescopis d'aficionats, mostrant només textura bigarrada; Kenneth Glyn Jones el descriu com més semblant a una nebulosa planetària a primera vista.

 

Clic per engrandir. Crèdit:  ESA/Hubble i NASA 

L'objecte mostrat en aquesta bella imatge del Hubble, podria ser només un altre cúmul globular, però aquest dens i tènue grup d'estrelles va ser de fet el primer cúmul globular trobat que està fora de la nostra galàxia. Descobert pel famós astrònom Charles Messier en 1778, Messier 54 pertany a un satèl·lit de la Via Làctia anomenat la Galàxia Nana Sagitari Elíptica. Messier no tenia idea de la importància del seu descobriment en aquell moment, i no va ser fins a més de dos segles després, el 1994, que els astrònoms van trobar que Messier 54 era part de la galàxia en miniatura i no la nostra. Les estimacions actuals indiquen que el nan de Sagitari, i per tant el cúmul, està situat a gairebé 90.000 anys llum de nosaltres -més de tres vegades més lluny del centre de la nostra galàxia que el sistema solar.

Irònicament, encara que ara s'entén que aquest cúmul globular es troba fora de la Via Làctia, en realitat formarà part d'ella en el futur. La forta atracció gravitacional de la nostra galàxia està engolint lentament al nan de Sagitari, el qual eventualment es fusionarà amb la Via Làctia creant una galàxia molt més gran.

Aquesta imatge és un compost creat combinant imatges preses amb el Canal de Camp Ample de la Càmera Avançada per sondejos (ACS) del Hubble. La llum que passava a través d'un filtre groc-taronja (F606W) era de color blau i la llum que passava a través d'un filtre d'infraroig proper (F814W) era de color vermell. Els temps totals d'exposició van ser de 3460s i 3560s, respectivament, i el camp de visió és d'aproximadament 3,4 per 3,4 minuts d'arc.

M54 al web del SEDS

Índex del catàleg Messier del blog

La Supernova Tycho: La mort d'una estrella

Al 1572, l'astrònom danès Tycho Brahe va ser un dels que va observar un nou objecte brillant en la constel·lació de Cassiopea. Afegint combustible al foc intel·lectual que va iniciar Copèrnic, Tycho va mostrar que aquesta "nova estrella" estava molt més enllà de la Lluna, i va fer possible que l'univers més enllà del Sol i els planetes canviés.

Els astrònoms saben ara que la nova estrella de Tycho no era nova en absolut. Més aviat va assenyalar la mort d'un estel en una supernova, una explosió tan brillant que pot eclipsar la llum de tota una galàxia. Aquesta supernova en particular era del tipus Ia, que ocorre quan una estrella nana blanca extreu material de o es fusiona, amb un estrella companya propera fins que es desencadena una violenta explosió. L'estrella nana blanca és destruïda, enviant les seves restes cap a l'espai.

Clic per engrandir. Crèdit de la imatge: Raigs X: NASA/CXC/RIKEN & GSFC/T. Sato et al; Òptica: DSS

En les seves dos dècades de funcionament, l'Observatori de Raigs X Chandra de la NASA ha capturat imatges de raigs X sense precedents de moltes restes de supernoves.

Chandra revela un intrigant patró de grups brillants i àrees més tènues a Tycho. Què va causar aquest matoll de nusos després de l'explosió? L'explosió en si mateixa va causar aquesta aglomeració, o va ser alguna cosa que va passar després?

Aquesta última imatge de Tycho de Chandra està donant pistes. Per emfatitzar els grups en la imatge i la naturalesa tridimensional de Tycho, els científics van seleccionar dos rangs estrets d'energies de raigs X per aïllar el material (silici, en color vermell) que s'allunya de la Terra, i el que es mou cap a nosaltres (també silici, en color blau). Els altres colors de la imatge (groc, verd, blau-verd, taronja i porpra) mostren una àmplia gamma de diferents energies i elements, i una barreja de direccions del seu moviment. En aquesta nova imatge composta, les dades de raigs X de Chandra s'han combinat amb una imatge òptica de les estrelles en el mateix camp de visió del Digitized Sky Survey (DSS).

Aquesta imatge de la Supernova Tycho va ser considerada la Imatge del Dia per la NASA el 18 d'Octubre del 2019.

Ho he vist aquí.

Una imatge nova de trinca del Webb!

El que sembla un cervell (amb el que semblen ser els hemisferis esquerre i dret) és en realitat una estrella moribunda que expulsa una closca de gas i, dins d'aquesta closca, un núvol de diversos gasos. La franja fosca que divideix els costats del «cervell» podria estar relacionada amb un flux de material de l'estrella central.

El Webb ha capturat dues imatges d'aquesta nebulosa. La imatge en infraroig proper (primera diapositiva) mostra més estrelles, així com galàxies de fons. En l'infraroig mitjà (segona diapositiva), la pols còsmica brilla de manera més prominent.

Dues imatges de la mateixa nebulosa mostren com de diferent es veu en el proper infraroig (diapositiva 1) en comparació amb la llum d'infraroig mitjà (diapositiva 2)

Clic a la imatge per engrandir. Imatge del instrument NIRCam del James Webb. En el proper infraroig, la bombolla exterior de la nebulosa té un contorn blanc i els seus núvols interiors són de color taronja, amb una franja fosca ben definida que talla verticalment pel centre. Les estrelles i les galàxies de fons apareixen al voltant de la nebulosa i a través de la bombolla exterior. Crèdit: NASA, ESA, CSA, STScI; Processament de la imatge: Joseph DePasquale (STScI)

Clic a la imatge per engrandir. Imatge del instrument MIRI del James Webb. En l'infraroig mitjà, la bombolla exterior té un to blavós i hi ha més material als núvols interiors, que tenen un color blanc pàl·lid. La franja fosca vertical encara hi és, però està més interrompuda i coberta pels núvols. Sembla que material erupciona per la part superior de la nebulosa, i aquest efecte es reflecteix, encara que en menor grau, a la part inferior, al costat oposat. Crèdit de la imatge: NASA, ESA, CSA, STScI; Processament de la imatge: Joseph DePasquale (STScI)

El que passarà a continuació amb aquesta estrella dependrà de la seva massa, que encara no s'ha determinat. Si és una estrella de massa alta, explotarà en una supernova. Si és menys massiva i més semblant al Sol, continuarà perdent capes fins que només en quedi el nucli com una nana blanca densa.

Ho he vist aquí.

Catàleg Caldwell del Hubble. Objecte C51

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

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

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

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

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

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

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

No aparenta ni un dia més de 4.500 milions d'anys.

 Clic per engrandir. Crèdit: NASA/GSFC/SDO⁣

Feliç Any Nou de l'estrella de l'espectacle que fa tot això possible, començant una nova òrbita al voltant del nostre Sol, a 150 milions de km de la Terra. Còsmicament de mitjana edat i classificat com una nana groga, la naturalesa dinàmica i sempre canviant del Sol envia constantment energia al sistema solar. Els científics poden estimar l'edat del Sol observant les coses més antigues del nostre sistema solar, que juntament amb el Sol, es van formar totes més o menys alhora.

El Sol es troba al centre del nostre sistema solar, amb 1,4 milions de km d'amplada i un nucli que arriba a temperatures de 15 milions de graus Celsius. La gravetat del Sol manté unit el nostre sistema solar, des dels planetes més grans fins a les deixalles espacials més petites.

Una flota de naus espacials vigila el Sol 24 hores al dia, 7 dies a la setmana, ampliant el nostre coneixement de l'estrella en una branca de la ciència coneguda com a heliofísica, incloent la nau espacial que va prendre aquesta imatge: l'Observatori de Dinàmica Solar (SDO-Solar Dynamics Observatory).

El SDO orbita la Terra en un patró geosincrònic: manté una trajectòria en forma de vuit sobre la longitud de Nou Mèxic. A causa de la seva òrbita, està constantment a la vista de les antenes de ràdio de la Terra; també entra en una temporada d'eclipsis dues vegades a l'any, quan la nau espacial llisca darrere de la Terra fins a 72 minuts al dia, enfosquint el Sol amb l'ombra de la Terra, com es veu aquí.

Descripció de la imatge: L'espai negre envolta el Sol, que brilla i s'arremolina en vermell, taronja i taques grogues i està envoltat per l'ombra de la Terra. Les erupcions taquen les vores de l'estrella i envien material a l'espai.

Ho he vist aquí.

El Hubble observa estrelles i una cinta en focs artificials celestes

Una delicada cinta de gas flota inquietantment a la nostra galàxia. Un estel d'una nau extraterrestre? Un raig d'un forat negre? En realitat, aquesta imatge, presa pel telescopi espacial Hubble de la NASA, és una secció molt prima d'un romanent de supernova causat per una explosió estel·lar ocorreguda fa més de 1.000 anys.

Al voltant del 1 de maig de 1006 dC, observadors d'Àfrica, Europa i l'Extrem Orient van presenciar i registrar l'arribada de la llum del que avui es coneix com a SN 1006, una tremenda explosió de supernova causada per l'agonia final d'una estrella nana blanca situada a gairebé 7.000 anys llum de distància. La supernova va ser probablement l'estrella més brillant mai vista pels humans, i va superar Venus com l'objecte més brillant del cel nocturn, només superat per la Lluna. Va ser visible fins i tot durant el dia durant setmanes, i va romandre visible a simple vista durant almenys dos anys i mig abans d'esvair-se.

Clic a la imatge per engrandir. Aquesta imatge és un compost d'observacions en llum d'hidrogen preses amb l'Advanced Camera for Surveys (Càmera Avançada per Sondejos) del Hubble al febrer de 2006 i d'observacions amb la Wide Field Planetary Camera 2 (Càmera Planetària i de Gran Camp 2) en llum blava, groc-verd i infraroja propera preses a l'abril de 2008. romanent de supernova, visible només al filtre de llum d'hidrogen, se li va assignar un to vermell a la imatge en color de l'Heritage. Crèdit: NASA, ESA i l'equip del Hubble Heritage (STScI/AURA). Agraïments: W. Blair (Universitat Johns Hopkins).

No va ser fins a mitjans de la dècada de 1960 quan els radioastrònoms van detectar per primera vegada un anell gairebé circular de material a la posició registrada de la supernova. L'anell tenia gairebé 30 minuts d'arc de diàmetre, el mateix diàmetre angular que la Lluna plena. La mida del romanent implicava que l'ona expansiva de la supernova s'havia expandit a gairebé 32 milions de quilòmetres per hora durant gairebé 1.000 anys transcorreguts des que es va produir l'explosió.

El 1976 es va detectar per primera vegada una emissió òptica extremadament feble del romanent de supernova, però només en un filament situat a la vora nord-oest de l'anell de ràdio. L'observació del Hubble revela en detall una petita porció d'aquest filament. La cinta de llum recargolada observada pel Hubble correspon a llocs on l'ona expansiva de la supernova està escombrant el tènue gas circumdant.

El gas d'hidrogen escalfat per aquesta ona ràpida de xoc emet radiació en llum visible. Per tant, l'emissió òptica proporciona als astrònoms una "instantània" detallada de la posició i la geometria reals del front de xoc en un moment donat. Les vores brillants dins de la cinta corresponen a llocs on l'onada de xoc es veu exactament de costat sobre la nostra línia de visió.

Avui sabem que SN 1006 té un diàmetre de gairebé 60 anys llum i que segueix expandint-se a uns 10 milions de quilòmetres per hora. Tot i això, fins i tot a aquesta gran velocitat, calen observacions separades per anys per veure un moviment significatiu de l'ona de xoc contra la xarxa d'estrelles de fons. A la imatge del Hubble, la supernova s'hauria produït lluny de la cantonada inferior dreta de la imatge, i el moviment seria cap a la part superior esquerra.

SN 1006 es troba a l'interior de la nostra Via Làctia. Situada a més de 14 graus del pla del disc de la galàxia, hi ha relativament poca confusió amb altres objectes de primer pla i de fons al camp quan s'intenta estudiar aquest objecte. A la imatge del Hubble, es poden veure moltes galàxies de fons (objectes estesos de color taronja) allunyades a l'univers distant que esquitxen la imatge. La majoria dels punts blancs són estrelles en primer pla o de fons de la nostra Via Làctia.

Per obtenir imatges i més informació sobre SN 1006, feu un clic aquí.

Ho he vist aquí.

Catàleg Caldwell del Hubble. Objecte C36

Clic per engrandir. Imatge de C36. Crèdits: NASA, ESA, i S. Smartt (The Queen's University of
Belfast); Processament: Gladys Kober (NASA/Catholic University of America)

Aquesta bella imatge del Hubble capta el nucli i alguns dels braços espirals de la galàxia Caldwell 36. També coneguda com a NGC 4559, aquesta galàxia espiral es troba a uns 30 milions d'anys llum de la Terra a la constel·lació de la Cabellera de Berenice. 

Amb una magnitud aparent de 10, Caldwell 36 es pot veure amb un telescopi de mida mitjana. La galàxia és relativament fàcil de localitzar al cel nocturn a causa de la seva proximitat al cúmul estel·lar de Coma (Melotte 111), un grup d'estrelles lligades gravitacionalment amb una magnitud aparent d'1,8. Caldwell 36 va ser descoberta per William Herschel el 1785 i és més fàcil de veure des de l'hemisferi nord a la primavera. Els observadors de l'hemisferi sud han de cercar-la al nord durant els mesos de tardor.

El Hubble va capturar aquesta imatge de Caldwell 36 en longituds d'ona visibles i infraroges utilitzant la seva Càmera Planetària i de Gran Angular 2 (WFPC2). Els astrònoms van realitzar aquestes observacions per ajudar a identificar les ubicacions precises de les explosions de supernoves a la galàxia. Es van observar supernoves a Caldwell 36 el 1941 i el 2019.

El 2016, els astrònoms també van observar un esclat similar al d'una supernova en una estrella variable lluminosa blava (LBV) a Caldwell 36. Les LBV són estrelles massives i supergegants que mostren variacions aleatòries a la seva brillantor i espectre. Aquestes estrelles semblen ser extremadament rares; actualment només hi ha unes 20 estrelles amb aquesta classificació al Catàleg General d'Estrelles Variables (i algunes són discutides). Són algunes de les estrelles més lluminoses que hi ha, i sovint experimenten dramàtics esclats i ocasionalment pateixen violentes erupcions. Durant els "esclats gegants", aquestes estrelles s'il·luminen considerablement i perden massa, cosa que fa que aquestes erupcions es confonguin de vegades amb explosions de supernoves. Com altres estrelles massives, les LBV tenen una vida curta. Evolucionen ràpidament i només brillen durant uns quants milions d'anys.

Clic a la imatge per engrandir. A la part superior central, una imatge terrestre de Caldwell 36 (NGC 4559) del DSS, sigles de Digitized Sky Survey (Estudi digitalitzat del cel) inclou requadres de color que mostren algunes de les àrees apuntades pel Hubble. La imatge de baix a l'esquerra, presa per la Wide Field and Planetary Camera 2 o WFPC2, (Càmera Planetària i de Gran Angular 2) del Hubble, mostra el nucli de la galàxia. A la imatge de la WFPC2, un quadrat taronja més petit defineix l'àrea coberta en una vista encara més propera del nucli de la galàxia presa per la ACS sigles d'Advanced Camera for Surveys (Càmera avançada per sondejos) del Hubble, mostrada a la part inferior dreta. La imatge de dalt a la dreta, també presa per la ACS, mostra un gran complex de formació estel·lar a les afores de la galàxia, així com una galàxia nana (l'objecte borrós i vermellós a prop de la part superior) que podria ser una companya orbital de Caldwell 36. Totes les imatges del Hubble inclouen llum visible i infraroja. Crèdits: Imatge terrestre: Digitized Sky Survey; imatge del Hubble WFPC2: NASA, ESA, i S. Smartt (The Queen's University of Belfast); imatges del Hubble ACS: NASA, ESA, i R. Soria (National Astronomical Observatories of China); Processament: Gladys Kober (NASA/Universitat Catòlica d'Amèrica)

Clic per engrandir. L'Advanced Camera for Surveys (ACS) del Hubble també va capturar una àmplia zona de Caldwell 36 (NGC 4559) en llum visible i infraroja, mostrant estrelles velles a prop del nucli de la galàxia, així com cúmuls d'estrelles joves i blaves més allunyades del centre. La imatge terrestre del Digitized Sky Survey (DSS), situada a la part inferior esquerra, mostra la zona captada per la ACS. El detector ACS utilitza dos xips que se situen a prop, però no exactament al costat, deixant un espai entre les dues meitats de la imatge. Crèdits: Imatge terrestre: Digitized Sky Survey; imatge del Hubble ACS: NASA, ESA i K. McQuinn (Rutgers University); Processament: Gladys Kober (NASA/Universitat Catòlica d'Amèrica).

 

C36 al web de la NASA

Índex del Catàleg Caldwell del Hubble del blog