divendres, 15 de setembre de 2017

EL FINAL DE LA CASSINI

Avui ha acabat una de les missions més  profitoses de la història de l'exploració espacial: La missió Cassini-Huygens, que ha estat estudiant en profunditat Saturn i el seu sistema d'anells i llunes.
La Sonda Cassini va enlairar de la Terra en una matinada ennuvolada a Cap Canaveral (Estats Units), el 15 d'octubre de 1997. Va ser l'any en què es va anunciar la clonació de l'ovella Dolly i en què va morir Lady Di; també en el que es va signar el Protocol de Kyoto, i va ser la primera temporada de Van Gaal al Barça.
Va partir en la foscor de la nit, allunyant-se de la Terra a milers de quilòmetres per hora. Però la força dels coets no va ser suficient per propulsar-la fins al llunyà Saturn. Cassini, que va néixer de la col·laboració de la NASA, l'Agència Espacial Europea (ESA) i l'Agència Espacial Italiana, és la segona nau més pesada llançada a l'espai, després de les Phobos que la Unió Soviètica va enviar a Mart. Per això, abans de dirigir-se als confins del Sistema Solar, va haver de prendre una desviació de dos anys, calculada al mil·límetre.
La seva primera escala va ser Venus. Entre 1998 i 1999 va realitzar una sèrie de maniobres al voltant del planeta per a rebre assistència gravitacional
i guanyar velocitat, preservant al màxim el seu preuat combustible de plutoni. A continuació, va tornar de nou a la Terra, per aconseguir encara més impuls. A l'agost de 1999 va passar a 377.000 quilòmetres de la Lluna, i es va acomiadar per sempre del nostre planeta.



A les portes del 2000 va arribar al cinturó d'asteroides, que va aconseguir travessar sense problemes. Els seus instruments van aprofitar el seu pas per recollir i analitzar pols de la regió.
El 2000 va arribar a Júpiter, superada ja la meitat del seu viatge. Allà va prendre la millor fotografia mai captada fins avui del gegant gasós, en la qual els científics van trobar detalls de les seves turbulències que ningú havia pogut observar. Aviat va deixar enrere el gegant gasós, movent-se a més d'11 quilòmetres per segon..

Júpiter, captat per la Cassini.

Tot i aquesta velocitat, encara trigaria quatre anys més a arribar al seu destí final. No obstant això, el 2002 la monotonia del seu trajecte en solitari es va veure truncada amb la seva primera fotografia de Saturn, una prova de la càmera que va produir una petita imatge pixel·lada del planeta. Cassini ja veia la seva meta, però encara li quedaven 20 mesos fins assolir-la.
A la fi, el 2004, i després de 7 anys solcant l'espai, Cassini va arribar al que es convertiria en la seva llar els següents 13 anys: el sistema de Saturn. El primer dels seus nombrosos èxits va ser descobrir dues noves llunes: les diminutes Metone i Palene, que havien romàs invisibles als ulls dels astrònoms. Al llarg de la seva missió, Cassini ha descobert cinc llunes de les més de 60 que se li coneixen ja a Saturn.
Un cop situada amb èxit a l'òrbita de Saturn, una maniobra crítica, Cassini es va dirigir a una de les estrelles de la missió: Tità, la lluna més gran de Saturn i l'única lluna del Sistema Solar que compta amb una atmosfera significativa, descoberta per l'astrònom català Josep Comas i Solà el 1908 La primera de les seves moltes trobades amb Tità va tenir lloc l'octubre de 2004, quatre mesos després de la inserció en òrbita. 
Cassini no viatjava del tot sola: Carregava la sonda Huygens, sumida en una profunda letargia des que va partir de la Terra. Huygens va despertar a finals de 2004; el seu objectiu era separar-se de Cassini i aterrar a la superfície de Tità. Ho va aconseguir al gener de 2005. En el seu descens va analitzar la tèrbola atmosfera de la lluna, per acabar caient en el llit sec d'un dels rius o llacs de metà que solquen la superfície de Tità. Durant la seva efímera vigília a la lluna -sobrevisqué 72 minuts- va aconseguir fer una fotografia del paisatge que l'envoltava. Tità va resultar ser molt més fosc i boirós del que els científics havien imaginat, segons els resultats que va presentar l'ESA.
 

Superfície de Tità.

L'esforç conjunt de Huygens i Cassini, que al final del seu viatge haurà sobrevolat Tità 127 vegades, ha revelat un món gelat, però amb oceans líquids en la seva superfície, amb un clima i una geografia no gaire diferents de la Terra. Els 180 graus centígrads sota zero de Tità no permeten que hi hagi aigua líquida; el seu lloc l'ocupen el metà i l'età. El polsegós sòl està format per molècules orgàniques en lloc de pedra, i per això és tou. Per sota d'aquest, podria amagar un oceà d'aigua líquida, encara que els científics no han detectat proves directes de la seva existència. 
No obstant això, la gran sorpresa del viatge de Cassini va ser Encèlad, una altra de les llunes saturnianes. El 2005, després de l'aterratge de Huygens, Cassini va detectar una pertorbació del camp magnètic de Saturn al voltant del pol sud d'Encèlad. Poc després, va descobrir que la culpa la tenien unes plomes que expulsaven a l'espai grans quantitats de vapor d'aigua. Els científics van concloure que sota l'escorça gelada d'Encèlad s'amaga un oceà d'aigua líquida!

Encèlad, vist per la Cassini.

Des de llavors, les proves aportades per Cassini no han fet sinó augmentar les esperances que Encèlad sigui un món habitable i, potser, habitat. La mateixa Cassini va travessar en algunes ocasions els núvols de vapor d'aigua, detectant la presència de partícules orgàniques.
Però les troballes de Cassini no es limiten a les llunes de Saturn. La nau ha descobert també nous anells al voltant del gegant, i en observar-los des de la cara fosca del planeta, ha trobat també estructures que fins llavors havien estat invisibles.
El 2010 va ser testimoni en primera fila del naixement de la Gran Taca Blanca, una tempesta colossal a l'hemisferi nord de Saturn, més gran que la Terra. La Gran Taca Blanca es genera un cop cada 30 anys aproximadament, a l'inici de l'estiu de l'hemisferi nord del planeta, quan el Sol torna a irradiar-lo amb força. Cassini va poder observar com la titànica tempesta es va perllongar al llarg de l'hemisferi nord en les següents setmanes, propulsada pels forts vents de Saturn. També ha pogut estudiar el misteriós Hexàgon del pol nord i ha captat fantàstiques imatges en alta ressolució de gairebé totes les llunes saturnianes
L'any 2013, durant uns instants la protagonista de la missió va passar a ser la Terra. La NASA va prendre una selfie interplanetària del nostre món, vist en la llunyania com un punt blau diminut.


La Terra, des de Saturn.


Segons el projecte inicial, la missió de Cassini hauria d'haver acabat el 2008. No obstant això, el bon estat de la nau, al costat de l'interès que havien generat els seus descobriments, van animar els científics i els responsables del seu finançament a perllongar no una sinó dues vegades el projecte. El temps d'exploració de Saturn va passar de 4 a 13 anys. Això ha permès a Cassini seguir a Saturn durant pràcticament la meitat d'un dels seus anys -l'equivalent a 29 anys terrestres-, des de l'hivern fins a l'estiu del seu hemisferi nord, passant per la primavera.
Les gairebé dues dècades de viatge de Cassini han acabat avui. La nau s'ha autodestruït finalment a l'atmosfera de Saturn, bàsicament per dues raons, una de sentimental i una de científica.
La sentimental és que així els seus àtoms romandran per sempre barrejats amb els de Saturn, el planeta del qual ens va obrir les portes.
La segona raó, la realment important, és evitar que en una hipotètica col·lisió futura es contamini amb partícules terrestres alguna lluna que pogués allotjar vida extraterrestre.

 





dilluns, 11 de setembre de 2017

BONA DIADA A TOTHOM!

Llista d'asteroides relacionats amb la cultura catalana:

A part del número definitiu que els assigna el MPC (Minor Planet Center) quan s'ha pogut verificar amb certesa la seva òrbita, els nous asteroides poden ésser batejats amb un nom propi, proposat pel descobridor i aprovat per la Unió Astronòmica Internacional. Les motivacions per a aquests noms són diverses i s'han d'ajustar a unes regles d'atribució.
Al llarg del temps, alguns dels asteroides descoberts han rebut noms relacionats amb l'àmbit cultural català. Tenint en compte que alguns dels observatoris més actius de la Península Ibèrica en aquest camp són ubicats a la costa mediterrània i que ara mateix tenen catalogats més de 200 asteroides i la majoria no tenen nom propi, és segur que la llista seguirà creixent i requerirà actualització.

  • (11350) Teresa - Descobert a Mallorca el 1997 i dedicat a Teresa Chercoles (n. 1951), esposa del seu descobridor.
  • (13424) Margalida - Descobert a Mallorca el 1999 i dedicat a la mallorquina Margalida Reixach (n. 1959), esposa del seu descobridor.
  • (16641) Esteban - Descobert a l'Observatori Palomar el 1993 i dedicat al barceloní Manuel A. Esteban (n. 1940), president de la Universitat de l'Estat de Califòrnia a Chico.

dijous, 31 d’agost de 2017

NGC 1073

Moltes galàxies espirals tenen barres d'estrelles i pols que creuen els seus centres, per la qual cosa s'anomenen Galàxies Espirals Barrades. Es pensa que aquestes «barres» estan creades per inestabilitats del disc i que la nostra Via Làctia també té una modesta barra central.  
La galàxia NGC 1073 desperta gran interès entre els astrònoms per la seva similitud amb la Via Làctia, tot i ser una mica més petita, ja que que fa uns 80.000 anys llum de diàmetre (la nostra en fa 100.000). Situada a la constel·lació de Cetus (La Balena), la seva llum triga uns 55 milions d'anys a arribar fins a nosaltres, però es pot veure amb telescopis de grandària moderada.
Aquesta fotografia recentment publicada, realitzada pel Telescopi Espacial Hubble, mostra la galàxia  NGC 1073 amb un detall espectacular. Es veuen bandes fosques de pols filamentoses, cúmuls joves d'estrelles blaves, nebuloses d'emissió vermelles de gas hidrogen resplendent, una llarga barra brillant d'estrelles per tot el centre i un brillant nucli actiu on, segurament, hi ha un forat negre supermassiu.
Per casualitat, la imatge no només capta els raigs X del sistema d'estrelles IXO 5, visible a la part superior esquerra i segurament inserit a l'espiral barrada, sinó també tres quàsars molt més llunyans,
que apareixen assenyalats a la imatge.




diumenge, 16 de juliol de 2017

CARONT, EL BARQUER ESPECTRAL

Caront, la lluna més gran de Plutó, va ser descoberta per l'astrònom estatunidenc James Christy el 1978, després d'advertir una protuberància en algunes imatges del llunyà planetoide. El van anomenar Caront en honor del fantasmal barquer que transportava les ànimes a través del riu Aqueront, fins al reialme de Plutó (o Hades), sempre i quan poguessin pagar el seu passatge. D'aquí el costum grecorromà de col·locar una moneda a la boca dels difunts abans de donar-los sepultura.
El diàmetre de Caront és de 1.208 km, aproximadament la meitat del de Plutó. Si comparem la relació entre aquests dos diàmetres amb els de la resta de planetes del Sistema solar i els seus respectius satèl·lits trobem que Caront és excepcionalment gran en relació a Plutó. Aquesta relació fa que a vegades es consideri el sistema Plutó-Caront com un planetoide doble.
Plutó i Caront donen voltes un al voltant de l'altre cada 6,387 dies. Els dos cossos estan gravitacionalment lligats, de manera que el seu període de rotació és igual al seu període orbital (6,387 dies) i, a més, cada un mostra sempre la mateixa cara a l'altre. Aquest fenomen s'anomena rotació síncrona i passa també entre la Terra i la Lluna. Però, a diferència del que passa en el sistema Terra-Lluna, en el sistema plutonià aquest lligam gravitacional s'estén també fins a Plutó, de manera que, observant des d'un dels hemisferis de Plutó, Caront és sempre visible en el cel però, des de l'hemisferi contrari, Caront no és mai visible!
Caront orbita a una distància mitjana de Plutó de 19.600 quilòmetres i està gairebé 20 vegades més a prop de Plutó que la Lluna de la Terra. El descobriment de Caront va permetre als astrònoms calcular de forma precisa la massa del sistema plutonià, i ocultacions mútues van desvelar les seves respectives mides. Tanmateix, no es van poder calcular les masses individuals de cada un, que només van poder ser estimades, fins al descobriment dels satèl·lits exteriors de Plutó a finals del 2005. Detalls en les òrbites d'aquestes llunes van revelar que Caront té aproximadament 1/8 de la massa de Plutó però diferència d'aquest, que està cobert amb gels de nitrogen i metà, la superfície de Caront sembla estar dominada pel gel d'aigua.
Quan la sonda New Horizons va enviar les primeres imatges de Caront, els astrònoms van quedar impactats pel seu increïble aspecte: Un cos imperfecte i torturat, amb dos hemisferis totalment diferents, com si es tractés de dues semiesferes unides amb bastant poca traça. A nord la superfície és abrupta, muntanyosa i sense gaire cràters, mentre que al sud és molt més plana i coberta de cràters d'impacte. Robin Canup suggereix que Caront va poder haver-se format per un impacte gegantí fa al voltant de 4500 milions d'anys, de manera similar a la Terra i la Lluna. En aquest model, un objecte gran del Cinturó de Kuiper colpejà Plutó a gran velocitat, destruint-se a si mateix i escampant gran part del mantell exterior del planeta. Després, Caront es formà per la fusió de les restes. No obstant això, un impacte d'aquestes característiques resultaria en un Plutó més rocós i un Caront amb més gel del que els científics han trobat. Un bon misteri que caldrà seguir estudiant...

dissabte, 15 de juliol de 2017

LA PARAL·LAXI

La paral·laxi consisteix a posar un dit davant els ulls. El fons no ha de ser uniforme. Sense moure el cap ni el dit i mirant primer amb un ull i després amb un altre, es pot veure que la posició del dit respecte al fons canvia. Si apropem més el dit als ulls i tornem a mirar primer amb un ull i després amb l'altre, les dues posicions del dit contra el fons abastaran un part més gran. Això és degut al fet que entre els dos ulls hi ha una separació de diversos centímetres, així que la línia imaginària que uneix el dit amb un dels ulls forma un angle amb la línia imaginària que uneix el dit amb l'altre ull. Si prolonguem aquestes dues línies imaginàries fins al fons, tindrem dos punts que correspondrien a les dues posicions aparents del dit. Com més a prop dels ulls posem el dit, més gran serà l'angle i major també el desplaçament aparent.
Si els ulls estiguessin més separats, augmentaria més l'angle format per les dues línies, i així seria més gran el desplaçament aparent del dit contra el fons. Sabent el desplaçament aparent del dit contra el fons i la distància entre els dos ulls, es pot calcular la seva distància gràcies a la trigonometria.
Amb el mateix sistema prenen mesures del territori els geòmetres, els agrimensors i els enginyers de ports i camins.


La Lluna
Aquest sistema pot aplicar-se també a un cos celeste. És veritat que la Lluna està tan lluny que no podrem notar cap diferència quan la mirem amb els dos ulls. Però si mirem la Lluna contra el fons estrellat del cel des de dos observatoris allunyats entre si alguns centenars de quilòmetres, si que notarem alguna cosa. Des del primer observatori veurem que una de les vores de la Lluna està a certa distància d'una estrella concreta, mentre que en el segon observatori la distància entre la mateixa vora i la mateixa estrella serà diferent. Sabent el desplaçament aparent de la Lluna contra el fons estrellat i la distància entre els dos observatoris, es pot calcular la seva distància amb trigonometria.
Aquest càlcul pot fer-se fàcilment perquè el desplaçament aparent de la Lluna respecte al fons estrellat en canviar la posició de l'observador és molt gran. Els astrònoms han normalitzat aquest desplaçament per al cas que un dels observadors estigui veient la Lluna a l'horitzó i l'altre just sobre el seu cap. La base del triangle serà llavors igual al radi de la Terra i l'angle amb vèrtex a la Lluna serà el "paral horitzontal equatorial". El seu valor és de 57,04 minuts d'arc, o bé 0,95 graus d'arc. Un desplaçament apreciable realment, perquè equival a dues vegades el diàmetre aparent de la Lluna plena. Es tracta d'una magnitud que pot mesurar-se amb força precisió, i permet aconseguir un bon valor per a la distància de la Lluna. Aquesta distància, calculada amb ajuda de la paral·laxi, concorda molt bé amb la xifra obtinguda amb l'antic mètode basat en l'ombra projectada per la Terra durant un eclipsi lunar que obtingueren els astrònoms grecs: Aristarc de Samos, cap al 250 aC, calculà que la Lluna estava a uns 480.000 kms de nosaltres. Hiparc de Nicea un segle més tard va refinar el càlcul i fixà la distància en 386.000 kms, només 2000 kms. per sobre de la distància mitjana que coneixem avui en dia gràcies a tota la nostra tecnologia.




El Sistema Solar
Malauradament, el sistema va fracassar quan s'intentà determinar la distància dels altres cossos celestes. El desplaçament aparent contra el fons estrellat era massa petit per poder ser mesurat de forma precisa i calia que els punts d'observació estiguessin separats milers de quilòmetres, cosa inviable almenys fins al segle XVII.
Llavors va arribar el telescopi, inventat o reinventat pel científic italià Galileu Galilei. El telescopi va permetre que una distància angular no detectable a simple vista pogués mesurar-se fàcilment.
Però no només era important saber la distància a qualsevol planeta per sí mateixa, sinó que hi havia quelcom molt més important: L'astrònom Johannes Kepler enuncià entre 1609 i 1618 tres famoses lleis que, combinades, permetrien calcular a l'instant totes les distàncies del Sistema Solar... si s'aconseguia determinar amb exactitud una sola distància interplanetària.
Els planetes amb paral·laxis majors són els més propers, és a dir, Venus i Mart. Però Venus, en el seu màxim acostament al Sol, passa tan a prop d'ell que resulta impossible observar-lo, excepte en els trànsits, en què es pot veure contra el fons del disc solar. Així que el millor candidat per a mesurar una paral·laxi planetària va ser el planeta Mart.
L'operació es va dur a terme l'any 1671. Els dos observadors eren Jean Richer, astrònom francès, al capdavant d'una expedició científica a Caiena, a la Guaiana Francesa i l'astrònom italo-francès Giovanni Cassini, que es va quedar a París. Van observar Mart amb la màxima simultaneïtat possible i van prendre nota de la seva posició respecte a les estrelles més properes. Calculada la diferència de posicions observada i coneguda la distància de Caiena a París, es va calcular la distància de Mart en el moment de l'bservació.
Un cop fet això, es tenia ja l'escala del model de Kepler, el que permetria calcular totes les altres distàncies del Sistema Solar. Cassini va estimar que la distància entre el Sol i la Terra era de 140.000.000 de quilòmetres, nou milions de quilòmetres per sota de la xifra real, però un excel·lent resultat per al primer intent.
Més tard es van realitzar mesuraments una mica més exactes de les paral·laxis planetàries. Algunes sobre Venus, en les ocasions que passa just entre la Terra i el Sol i es pot veure com un petit cercle fosc creuant el disc solar. Aquests trànsits van tenir lloc el 1761 i el 1769. Si el trànsit s'observa des de dos observatoris diferents, es pot comprovar que el moment en què Venus entra en contacte amb el disc solar i també el moment en què se separa d'ell, que és el temps que dura el trànsit, varia d'un observatori a un altre. Conegudes aquestes variacions i les distàncies entre els dos observatoris, es pot calcular la paral·laxi de Venus. Tenint aquesta dada, es pot calcular la distància a Venus, i després la distància al Sol.
L'astrònom alemany Johann Franz Encke, el 1835, va usar les dades existents dels trànsits de Venus per calcular la distància del Sol, i la xifra va ser de 153.450.000 de quilòmetres. Excedia una mica de la xifra real, però només en uns 3.000.000 de quilòmetres.
Per aconseguir valors més exactes la principal dificultat era que Venus i Mart eren vistos pel telescopi com diminutes esferes, el que impedia fixar amb precisió la posició del planeta. Especialment decebedor era Venus, perquè l'espessa capa atmosfèrica que posseeix produïa efectes òptics que impedien veure durant el trànsit el moment exacte del contacte amb el disc solar.
Però tot d'una un inesperat esdeveniment va succeir: L'astrònom italià Giuseppe Piazzi, el 1801, va descobrir un petit cos celeste entre Mart i Júpiter, i el va anomenar Ceres. Tenia un diàmetre una mica inferior a 800 quilòmetres. En avançar el segle, es van descobrir centenars de cossos encara més petits, tots entre les òrbites de Mart i Júpiter: Eren els asteroides. Algun temps després, el 1898, Karl Gustav Witt, astrònom alemany, va descobrir Eros, un asteroide allunyat del Cinturó d'Asteroides. Una part de la seva òrbita passava per la de Mart, i molt a prop de la Terra també.
Es va calcular que el 1931 Eros s'aproparia a la Terra. Era una bona oportunitat per calcular la seva paral·laxi. Com que Eros és molt petit (es calcula que el seu diàmetre màxim és de 24 quilòmetres) i no té atmosfera que pogués difuminar el seu contorn, s'observaria com un sol punt lluminós i es podria calcular molt bé la seva posició.
Es va organitzar un gran projecte a escala internacional. Es van prendre i estudiar milers de fotografies, i es va arribar a la conclusió, a partir de la paral·laxi i de la posició d'Eros, que el Sol es troba a una mica menys de 150.000.000 de quilòmetres de la Terra. Això és una mitjana, ja que la Terra descriu una el·lipse al voltant del Sol, no una circumferència. El periheli o distància mínima entre la Terra i el Sol, és 147.000.000 de quilòmetres i l'afeli, la màxima distància, de 152.200.000 de quilòmetres.




Els Estels
Una qüestió molt diferent va resultar ser la paral·laxi estel·lar. Els estels estan tan lluny que, durant segles, tots els intents per a detectar el més mínim canvi de posició van resultar infructuosos i, quan se'n va detectar algun, va resultar ser causat per les turbulències atmosfèriques.
Hem de ser conscients del que significa mesurar una paral·laxi tan petita: Sabem que una circumferència té 360 graus. Cada grau es divideix en 60 minuts i cada minut en 60 segons. Doncs bé, tot indicava que la paral·laxi de l'estrella més propera havia de ser inferior a  1 segon d'arc, la qual cosa equival al diàmetre d'una boleta d'1 centímetre col·locada a 2 quilòmetres de distància...
Però a la tercera dècada del segle XIX tres astrònoms van creure que disposaven de la tecnologia necessària per a detectar paral·laxis tan diminutes i s'hi van posar amb tota l'ànima, centrant els seus esforços en tres de les estrelles més brillants en la suposició que tal brillantor es devia al fet que probablement eren de les més properes a nosaltres.
L'escocès Thomas Henderson estava instal·lat a Sudàfrica observant minuciosament l'estrella Alfa del Centaure, la tercera més brillant del cel, només visible a l'Hemisferi Sud. 
A la costa bàltica de Rússia l'astrònom Friedrich Georg Wilhelm von Struve tenia sota observació Vega, quarta estrella en brillantor, a la constel·lació de la Lira.
Finalment, a Prússia oriental, Friedrich Wilhelm Bessel observaba l'estrella 61 Cygni, però no pas per la seva brillantor sinó per la rapidesa del seu moviment propi, un altre indicador de la seva probable proximitat. Bessel tenia l'ajuda de l'heliòmetre, un nou instrument que permetia realitzar mesures increïblement precises de distàncies angulars.
Després de grans esforços, tots tres van aconseguir la fita: Bessel fou el primer en publicar el seu treball l'any 1838, Henderson ho va fer un any després i Struve, el 1840. Bessel va ser el que va estar més a prop del valor que es considera avui correcte per a les estrelles mesurades.
En concret, Bessel estimà que 61 Cygni presenta una paral·laxi de 0'29 segons d'arc, equivalent a una distància d' 11'1 anys llum (el valor actual és de 11'4). Per la seva banda Hendeson calculà que Alfa del Centaure presentava 0'760 segons d'arc, la qual cosa la convertia en el sistema (en realitat són 3 estels) més proper al Sol, a una distància de 4'29 anys llum (actualment situem els 2 estels principals a 4'365 anys llum i Pròxima una mica més a prop). Finalment, Struve situà Vega a 27 anys llum de nosaltres, una bona aproximació si tenim en compte que li va tocar la més llunyana i difícil de les tres (avui sabem que Vega està a 25'4 anys llum). 
Un aplaudiment per als tres!

L'heliòmetre de Bessel


Només es van aconseguir mesurar unes 60 paral·laxis estel·lars durant el segle XIX, la majoria utilitzant un micròmetre astronòmic. Els astrònoms van millorar el procés mitjançant la utilització de plaques fotogràfiques  a principis del segle XX. L'arribada de màquines de mesurament de plaques i la tecnologia informàtica a la dècada de 1960 van permetre una captació més eficient de distàncies estel·lars. A la dècada de 1980, els dispositius de càrrega acoblada (CCDs) van substituir les plaques fotogràfiques i van aconseguir mesurar paral·laxis de fins a... una mil·lèsima de segon d'arc!
El 1989 es va llançar el satèl·lit Hipparcos, que va incrementar deu vegades l'abast del mètode de la paral·laxi. Tot i així, Hipparcos tan sols va ser capaç de mesurar paral·laxis fins a una distància de 1600 anys llum, poc més de l'1% del diàmetre de la Via Làctia. Hipparcos fou rellevat l'any 2013 per la missió Gaia de l'Agència Espacial Europea, la qual arriba a mesurar paral·laxis de fins a 10 milionèssimes de segon, podent així aproximar distàncies d'estrelles situades a desenes de milers d'anys llum de la Terra. De moment, aquest és el límit de la paral·laxi. Per a distàncies més grans cal utilitzar altres sistemes dels quals en parlarem en una altra ocasió.

El Parsec
Segur que alguna vegada heu sentit a parlar d'una unitat de distància astronòmica anomenada "parsec" (abreviat pc). Quan consulteu distàncies estel·lars, sempre surten expressades en anys llum i parsecs. El que potser no sabeu és que "parsec" significa "paral·laxi d'un segon d'arc" i ara us en farem cinc cèntims:
El parsec es defineix com la distància de la Terra a un estel que tingui una paral·laxi d'1 segon d'arc. Això equival a 3,26 anys llum o gairebé 206.265 vegades la distància de la Terra al Sol.
No hi ha cap estrella amb una paral·laxi d'1 segon d'arc o més, així que totes elles són a més d'1 parsec de nosaltres. La més propera, Pròxima Centauri, es troba a 1,3 parsecs de distància (4'28 anys llum).​ En quant a les altres estrelles abans esmentades, 61 Cygni es troba a 3'48 pc i Vega, a 7'8 pc.

Parsec


diumenge, 9 de juliol de 2017

AURORA POLAR

L'aurora polar consisteix en una resplendor que apareix al cel nocturn de les regions properes a les zones polars a causa de l'impacte de les partícules de vent solar amb el camp magnètic de la Terra. A les latituds de l'hemisferi nord, hom la coneix com a aurora boreal, un nom donat per Galileu Galilei, en referència a la deesa romana de l'alba Aurora i el seu fill, en representació dels vents del nord. Al l'hemisferi sud s'anomena aurora austral.
Normalment, es veuen més intensament durant les temporades de setembre a octubre i de març a abril. Les aurores no són exclusives de la Terra, ja que també s'observen en altres planetes del sistema solar com Júpiter, Saturn, Mart i Venus. El fenomen no es produeix només de manera natural: també es poden reproduir artificialment en un laboratori o amb una detonació nuclear a l'alta atmosfera.

Aurora to Sunrise
Aurora Boreal captada des de la ISS

Les aurores polars terrestres són causades per electrons d'energia 1 a 15 keV, i protons i partícules alfa, i la seva llum es produeix quan xoquen amb els àtoms d'aire de l'atmosfera del planeta, principalment d'oxigen i de nitrogen, generalment a altituds entre 80 i 150 km. Cadascú li dóna l'energia de col·lisió de les partícules de l'àtom perquè s'aconsegueixi un procés de ionització, dissociació i excitació de les partícules. Quan es produeix la ionització, els electrons creen un efecte dòmino, que provoca la ionització d'altres àtoms. L'excitació dels resultats d'emissió fa que els àtoms es desestabilitzin i emetin llum en freqüències específiques. Si bé l'estabilització d'oxigen condueix a una segona excitació, s'estabilitza el nitrogen i emet llum a l'instant. Aquest procés, que és essencial per a la formació de la ionosfera terrestre, és comparable a una pantalla de televisió, en la qual els electrons es troben en una superfície de fòsfor, i el canvi del nivell d'energia de les molècules es tradueix en l'emissió de llum.
En general, la lluïssor final està dominada per l'emissió d'àtoms d'oxigen en les capes atmosfèriques altes (al voltant de 200 km d'altitud), que produeixen el color verd. Quan la tempesta és forta, les capes inferiors de l'atmosfera es veuen afectades pel vent solar (al voltant de 100 km d'altitud), cosa que es tradueix en l'elaboració d'un to vermell fosc emès pels àtoms de nitrogen (predominant) i oxigen. Els àtoms d'oxigen emeten molt diferents matisos de colors, però els predominants són el vermell i el verd.

Aurora Boreal a Noruega

El fenomen es pot observar amb una llum ultraviolada, que s'origina a partir dels àtoms de nitrogen, i la primera es pot veure molt clarament des de l'espai (però no a la Terra, perquè l'atmosfera absorbeix la radiació ultraviolada). El satèl·lit polar de la NASA ha observat l'efecte amb raigs X, i la imatge mostra la precipitació d'electrons d'alta energia.
La interacció entre les molècules d'oxigen i nitrogen, en la generació de la gamma de tons verds, crea l'efecte de la línia verda auroral, com ho demostren les imatges de l'Estació Espacial Internacional. De la mateixa manera, la interacció entre aquests àtoms pot produir l'efecte de la "línia vermella auroral", encara més rar i en altituds més altes.
La font d'energia de l'aurora és produïda pels vents solars de reproducció per la Terra, ja que tant la magnetosfera com el vent solar poden conduir l'electricitat. Se sap que si dos conductors elèctrics connectats se submergeixen en un camp magnètic i es mouen cap amunt i l'un contra l'altre, es genera un corrent elèctric. Així funcionen els generadors d'energia elèctrica o dinamos, però els conductors també es poden fer de plasmes i altres líquids. Seguint la mateixa idea, el vent solar i la magnetosfera són fluids conductors d'electricitat i són capaços de generar corrent elèctric, provocant un efecte d'aquest tipus de llum.
Com que els pols geogràfics i magnètics del nostre planeta no estan alineats en el mateix sentit, les regions aurorals no estan alineades amb el pol geogràfic. Els millors punts (punts coneguts d'alçada) per a l'observació d'aurores boreals són el Canadà i Escandinàvia. Per a aurores australs, el sud de l'illa de Tasmània i Nova Zelanda .

Font: Viquipèdia / ESA

dilluns, 19 de juny de 2017

MÉS EXOPLANETES!

L'equip del Telescopi Espacial Kepler de la NASA ha publicat una nova tongada de candidats a planetes amb 219 possibles nous sistemes solars, 10 dels quals podrien tenir planetes similars en grandària a la Terra orbitant a la zona habitable de la seva estrella.
El Kepler analitza simultàniament la brillantor d'uns quants centenars d'estrelles per a detectar si hi ha algun trànsit, és a dir, veure si alguna cosa passa per davant de les estrelles fent baixar la seva brillantor. Això de per sí no demostra l'existència de cap exoplaneta (les raons per a un canvi de brillantor en un estel són molt diverses) però ens dona una llista d'estrelles on podria haver-hi planetes, i això ja és molt. Llavors, es tracta de verificar una per una aquestes estrelles mitjançant observacions precises, per a veure si tenen planetes, quants en tenen i de quin tipus són.
Amb la publicació d'aquest catàleg, a l'actualitat hi ha 4.034 candidats a planetes identificats per Kepler, dels quals 2.335 s'han verificat ja com exoplanetes. Dels aproximadament 50 candidats de mida similar a la de la Terra i situats a la zona habitable, més de 30 han estat verificats.
"El conjunt de dades de Kepler és l'únic que mostra planetes amb aproximadament la mateixa mida i òrbita que la Terra", va dir Mario Perez, científic del programa Kepler a la divisió d'Astrofísica del Directori de Missions Científiques de la NASA. "La comprensió de la seva freqüència a la galàxia ajudarà a formar el disseny de futures missions de la NASA a altres mons semblants a la Terra", va afegir.
Però Susan Thompson, investigadora de Kepler per a l'Institut SETI, va anar més enllà: "Aquest catàleg serà la base per respondre directament a una de les preguntes més urgents de l'astronomia: Quants planetes com la Terra hi ha a la galàxia?".
Quan pensem que fa dues dècades es discutia si hi hauria planetes en altres estrelles i que avui ja en coneixem més de 2000 ens en adonem de l'excepcional període que ens està tocant viure. I el que vindrà, si seguim invertint en projectes com el Kepler! 
Quants planetes extrasolars més no descobrirem els propers anys? 
Quan els podrem veure en detall?
Quan trobarem el primer d'ells realment similar al nostre?
 
Trànsit