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

dimecres, 31 de maig de 2017

EL HUBBLE

El telescopi espacial Hubble és un telescopi robòtic localitzat a les vores exteriors de l'atmosfera, en òrbita circular al voltant de la Terra a 593 quilòmetres sobre el nivell del mar, amb un període orbital d'entre 96 i 97 minuts. Va ser posat en òrbita el 24 d'abril de 1990 com un projecte conjunt de la NASA i de la ESA. El telescopi pot obtenir imatges amb una resolució espacial major de 0,1 segons d'arc. Porta el nom de l'astrònom nord-americà Edwin Powell Hubble (1889 - 1953) qui, entre altres coses, va descobrir l'expansió de l'univers.
Acabat de llançar a l'espai, es va descobrir un error en el mirall primari del telescopi, cosa que produïa imatges lleugerament desenfocades a causa d'aberracions esfèriques. Popularment es va parlar de la "miopia" del costós telescopi. Això va obligar a enviar una missió de reparació molt complicada però que acabà sent un èxit rotund, en aconseguir instal·lar un sistema de correcció òptica capaç de solucionar el defecte.
L'avantatge de disposar d'un telescopi més enllà de l'atmosfera radica principalment en que d'aquesta manera es poden eliminar els efectes de la turbulència atmosfèrica, sent possible aconseguir el límit de difracció com a resolució òptica de l'instrument. A més, l'atmosfera absorbeix fortament la radiació electromagnètica en certes longituds d'ona (especialment en l'infraroig), disminuint la qualitat de les imatges i impossibilitant l'adquisició d'espectres en certes bandes caracteritzades per l'absorció de l'atmosfera terrestre. Els telescopis terrestres es veuen també afectats per factors meteorològics (presència de núvols) i la contaminació lumínica ocasionada pels grans assentaments urbans, el que reduïx les possibilitats d'ubicació de telescopis terrestres. Tot això li ha permès obtenir imatges d'una qualitat mai vista, fet que ha revolucionat el nostre coneixement del Cosmos.
Heus aquí alguns del seus èxits:
El Hubble proporcionà imatges impressionants de la col·lisió del cometa Shoemaker-Levy 9 amb Júpiter l'any 1994.
Les imatges obtingudes pel telescopi han certificat l'existència de planetes orbitant altres estrelles.
Algunes de les seves observacions han portat al model actual de l'univers en expansió, incloent proves a favor de l'existència de la matèria fosca de l'univers.
La teoria que la majoria de les galàxies allotgen un forat negre al seu nucli ha estat parcialment confirmada per nombroses observacions del Hubble.
Al desembre de 1995, la càmera de Camp Profund del Hubble va fotografiar la regió homònima de la grandària de l'entorn de trenta milions de parts de l'àrea del cel que conté diversos milers de galàxies. Una imatge semblant de l'hemisferi sud, coneguda com a Camp profund sud del Hubble, va ser presa el 1998 apreciant-se notables similituds entre ambdós, el que ha reforçat el principi que postula la isotropia de l'Univers (és a dir, que l'estructura de l'univers és independent de la direcció en la qual es mira).
El successor del Hubble, el Telescopi espacial James Webb, té previst el llançament el 2018. Serà altament superior al Hubble per a la majoria de programes de recerca astronòmica, però aquest només farà observacions en infraroig, de manera que complimentarà més que substituirà el Hubble, que seguirà amb l'observació en l'espectre visible fins que deixi de ser funcional, esperem que d'aquí molt de temps.



dilluns, 29 de maig de 2017

PER FI, EL RELLEU DEL HUBBLE!

Després de moltes traves i 8000 milions de dòlars, el nou Telescopi Espacial James Webb entra a la recta final!
Abans de sortir a l'espai però, les naus espacials es sotmeten a rigorosos assajos per confirmar que podran suportar les vibracions i sons de gran violència que es produeixen durant el llançament. 
Aquest és el cas del potent telescopi espacial James Webb (JWST), de 6,5 metres de diàmetre, que prendrà el relleu del mític Telescopi Espacial Hubble. Per tal de minimitzar els riscos durant el llançament d'un instrument tan delicat, s'efectuen llançaments simulats, cosa crucial per a confirmar que els seus sistemes òptics no es veuran afectats negativament durant el llançament real.
En un recent assaig 'pre-llançament', els enginyers van dur a terme una comprovació del centre de curvatura del mirall principal, prenent mesures molt precises de la seva forma.

Així, per a determinar amb tot detall la forma i la posició dels diferents segments del mirall, van observar com la llum es reflectia en ells. A continuació, van comparar les dades obtingudes amb una referència que representaria les característiques ideals del mirall. Aquesta tècnica permet identificar qualsevol diferència amb una precisió sorprenent, cosa que garanteix la perfecta alineació dels miralls. Una vegada que el telescopi ha experimentat les condicions de llançament simulades, l'assaig es repetirà vàries vegades per a confirmar que els sistemes òptics seran capaços de suportar el llançament.

El telescopi espacial James Webb és un projecte conjunt de la NASA, l'ESA i l'agència espacial canadenca CSA, i està previst que sigui llançat a bord d'un coet Ariane 5 des del Port Espacial Europeu de Kourou, a la Guaiana Francesa, l'octubre de 2018 .

Els diferents objectius d'aquest observatori inclouen detectar les primeres galàxies de l'Univers i seguir la seva evolució a través del temps còsmic, presenciar el naixement de noves estrelles i els seus sistemes planetaris, i estudiar els planetes del nostre Sistema Solar.
Però sobretot, com ja deveu suposar, el seu objectiu estrella seran els nombrosos exoplanetes que s'estan descobrint al voltant d'altres estrelles. Si el Hubble ha revolucionat el nostre coneixement del cosmos, imagineu el que farà aquest monstre!


Font: NASA

divendres, 31 de març de 2017

NGC 5033

NGC 5033 és una galàxia espiral situada a la constel·lació de Canes Venatici (Llebrers), visible amb telescopis d'aficionat i situada a una distància de 37 milions d'anys llum de la Via Làctia. Això vol dir que la llum que ara ens arriba va sortir d'allà quan aquí es van alçar l'Himalàia i els Andes, durant l'Eocè. Tot i això, algunes medicions donen una distància major, de l'ordre dels 60 milions d'anys llum.
Ha estat considerada per alguns astrònoms com una galàxia similar a la nostra, almenys pel que fa a les seves propietats i tipus morfològic tot i que, a diferència de la nostra galàxia, no estigui catalogada com a galàxia espiral barrada malgrat apuntar una petita barra al seu centre.
NGC 5033 és considerada una galàxia amb un nucli galàctic actiu, més concretament una galàxia del tipus Seyfert. Investigacions realitzades del nucli mostren que la seva posició no coincideix amb la del centre de la galàxia, sinó que està desplaçat d'aquest. Això podria indicar que en el passat es va produïr una col·lisió una altra gàlaxia, que va ser absorbida. A diferència d'altres galàxies Seyfert com M77, no sembla haver-hi un brot estel·lar associat amb aquest nucli actiu.
NGC 5033, finalment, forma una parella notable amb una altra galàxia espiral gran propera, la NGC 5005.



dilluns, 20 de març de 2017

EQUINOCCI

Avui a les 10:28 hores s'ha produït l'equinocci de primavera. La paraula equinocci ve del llatí aequinoctium i significa igualació amb la nit. Estem doncs en un dels dos moments de l'any en que el dia i la nit duren el mateix.
El moment que el Sol passa pels punts equinoccials es pot calcular amb exactitud i l'equinocci té lloc durant un instant particular en el temps: Com ja hem dit, aquest any ha estat avui a dos quarts d'onze del matí.

Cada any hi ha dos equinoccis:
L'equinocci de primavera (o equinocci vernal), que es produeix entorn del 20 de març quan el Sol travessa l'equador celeste, passant de l'hemisferi sud al nord. La declinació solar és zero, passant de negativa a positiva. A l'hemisferi nord marca el començament de la primavera.
L'equinocci de tardor, que es produeix prop del 23 de setembre quan el Sol travessa l'equador celeste passant de l'hemisferi nord al sud. La declinació solar és zero, passant de positiva a negativa. A l'hemisferi nord marca l'arribada de la tardor.
A l'hemisferi sud, aquests noms s'intercanvien.
Els equinoccis també es poden considerar com dos punts en el cel: Són els punts on l'equador celeste talla l'eclíptica. En astronomia, aquests punts són els nodes orbitals de la Terra. Es diuen punt Àries o punt vernal (l'equinocci de primavera) i punt Balança (l'equinocci de tardor).