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

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).


dissabte, 11 de març de 2017

LLUNES PASTORES

A només 133.583 km del planeta, Pan és la lluna més interna de Saturn i també la més estranya, tal com s'observa en les extraordinàries fotografies preses a menys de 25.000 km de distància per sonda Cassini el passat 7 de març de 2017 . La seva forma tan peculiar es deu al material dels anells de Saturn, que s'ha anat acumulant al seu voltant durant milers de milions d'anys formant una prominent cresta equatorial. A més de Pan, els anells de Saturn són controlats per altres llunes com Pandora, Prometeu, Mimas i Atlas.
Resultat d'imatges de LUNAS PASTORAS
Les "llunes pastores"són les encarregades de delimitar tant els anells com les seves divisions interiors: Aquestes llunes passen ben a prop dels anells i s'emporten qualsevol partícula que caigui al seu camp gravitatori, mantenint-los així ben polits. Però no només hi ha llunes pastores a Saturn:
Cordelia i Ofelia  s'encarreguen de polir l'anell Épsilon d'Urà, Metis i Adrastea un dels anells interiors de Júpiter (que també té anells, tot i que molt tènues) i Galatea sembla controlar també els anells de Neptú (sí, Neptú també en té).


Veient això, potser hauria estat més adient anomenar-les "llunes ribot", no creieu?

diumenge, 5 de març de 2017

L'ESTRELLA DEL DIMONI

Algol és, després de Mirfak, el segon estel de la constel·lació de Perseu, on representa el cap de la gorgona Medusa. És una de les binàries eclipsants millor conegudes, la primera d'aquest tipus a ser descoberta, i també una de les primeres estrelles variables conegudes. La magnitud d'Algol oscil·la regularment entre 2'3 i 3'5 amb un període de 2 dies, 20 h i 49 min.
Binària eclipsant vol dir que no és que l'estrella vagi brillant més o menys depenent del dia sinó que en realitat són dues estrelles que orbiten una al voltant de l'altra. A causa de que la Terra es troba en el seu pla orbital, l'estrella més feble (Algol B) passa davant de l'estrella més brillant (Algol A) una vegada per òrbita, així que la quantitat de llum que arriba a la Terra decreix temporalment i a nosaltres ens sembla que l'estel s'apaga una mica. Actualment però, sabem que Algol és un sistema estel·lar triple: La parella binària eclipsant està acompanyada d'una tercera estrella (Algol C) que es troba a una distància mitjana de 2,69 UA i les orbita cada 681 dies (1,68 anys). La massa total del sistema és d'aproximadament 5,8 masses solars.
La variabilitat d'Algol ja era coneguda des de l'antiguitat. Sembla bastant clar que els egipcis de fa 3 mil·lennis van estudiar tal variabilitat i van indicar que el període d'Algol era de 2,850 dies. Per raons religioses, els antics egipcis van registrar aquest període en un dels seus calendaris, que descriu aquests canvis repetitius. El Papir Caire 85637 és fins avui el testimoni històric més antic que conservem d'una estrella variable.
Quan els astrònoms van començar a estudiar atentament Algol, sorgí la "Paradoxa d'Algol" en la teoria d'evolució estel·lar: Sabem que els components d'un estel binari es formen simultàniament. També sabem que les estrelles, contra més massives són, més ràpidament cremen el seu hidrògen i més curta és la seva vida. Però quan s'estudià el sitema d'Algol es va observar que la més massiva (Algol A) està encara en la seva seqüència principal, mentre que la menys massiva (Algol B) és un estel subgegant que es troba en una fase més tardana del seu desenvolupament.
Com pot ser això?
L'explicació a la paradoxa no està clara, però s'apunta com a causa el mecanisme de transferència de massa: Quan l'estrella més massiva es va convertir en sub-gegant, va omplir el seu lòbul de Roche i la major part de la seva massa va ser transferida a l'altra estrella, que era més petita i jove però que així es va "engreixar" i va esdevenir més gran que l'altra. En algunes binàries semblants a Algol pot veure's un flux de gas entre els seus components, cosa que avalaria aquesta explicació.
Tot el sistema Algol està avui en dia a 92,8 anys llum del Sol, però fa només (a escala còsmica) 7,3 milions d'anys va passar a tan sols 9,8 anys llum del sistema solar. En aquell moment la seva magnitud aparent era al voltant de -2'5, considerablement més brillant que l'estrella Sírius actual, la més brillant del cel. Recòrrer 80 anys llum en 7 milions d'anys no està malament: La Voyager 1, que viatja a 16 km/segon, trigaria el doble.
Però d'aquest estel el més inquietant potser és el seu nom, ja que Algol deriva de l'àrab "Ras al-gul" que significa "estrella endimoniada" o "el cap del dimoni".
Per què? Doncs per que antigament es donava per fet que el cel era permanent, regular i immutable, en oposició al caòtic, canviant i perible món terrenal. I Algol distorsionava aquesta idea de l'estabilitat inalterable del cel. Els antics devien pensar que el fet que un estel pogués variar de magnitud, i encara més en cicles de gairebé exactament 68 hores i 49 minuts... només podia ser obra del Diable!


dijous, 16 de febrer de 2017

ELS 15 ESTELS MÉS BRILLANTS DEL NOSTRE CEL

A continuació us oferim un llistat dels 15 estels més brillants observables des de la nostra latitud.
Naturalment, hi són absents els estels més brillants de l'hemisferi sud: Canopus, Alfa Centaure A i B, Achernar, Hadar, Acrux i Becrux.

1. SIRIUS
A la constel·lació del Ca Major, és l'estrella més brillant del cel nocturn vista des de la Terra. Amb una magnitud aparent de −1,46, és pràcticament dues vegades més brillant que Canopus, la següent estrella més brillant (no visible des de la nostra latitud). El que l'ull nu percep com a una única estrella és en realitat una estrella binària, que consisteix en una estrella de seqüència principal blanca de tipus espectral A1V, anomenada Sírius A, i una nana blanca tènue de tipus espectral DA2, anomenada Sírius B.
El nom Sírius deriva del grec antic: "Σείριος,  Seirios" ('extremadament calorós'), possiblement perquè l'aparició de l'estrella estava associada amb la canícula de l'estiu. Una altra versió apunta a que Sírius era el nom del gos que seguia el seu amo, el caçador Orió, allà on anava. I, efectivament, les constel·lacions dels Cans Major i Menor van sempre darrera la d'Orió en el seu inalterable recorregut pel firmament.
Sírius brilla tant perquè té brillantor intrínseca elevada i perquè està a prop nostre. A una distància de 8,6 anys llum, el sistema de Sírius és un dels més propers a la Terra. Sírius A és unes dues vegades més massiva que el Sol i té una magnitud absoluta visual d'1,42. És 25 vegades més lluminosa que el Sol, però té una brillantor significativament menor que altres estrelles brillants com Canopus o Rigel. L'alçament helíac de Sírius marcava les inundacions del Nil a l'antic Egipte, i per als antics grecs marcava l'inici de la canícula. Per als polinesis, marcava l'hivern i era una estrella important de la navegació per l'oceà Pacífic. D'aquí 296 000 anys, la Voyager 2 passarà a mig camí de Sirius i el Sol. 

2. ARCTURUS  
L'alfa de la constel·lació del Bover és la segona estrella més brillant del nostre cel, amb una magnitud de -0.05. El nom de l'estel deriva del grec antic "Arktouros" que vol dir "Guardià de l'Ós", en una referència al fet que és l'estel més brillant de la constel·lació de Bootes, el Bover, que està a prop de les Ósses Major i Menor. Una manera senzilla de trobar Arcturus és seguir l'arc del mànec de l'Óssa Major. Prolongant la línia, també es pot trobar Spica, de la qual en parlarem més avall. Arcturus és 110 cops més lluminosa que el Sol, però això és subestimar la seva potència, ja que la majoria de la llum emesa està a l'infraroig: En realitat la potència total emesa és aproximadament 180 vegades la del Sol. Segons les mesures realitzades pel satèl·lit Hipparcos, Arcturus és a 36,7 anys llum de la Terra, i pel seu costat passen els protagonistes del film "Passengers" a bord de la nau Avalon.

3. VEGA  
És l'estel més brillant de la constel·lació de la Lira amb magnitud 0.03, i culmina el zenit a les latituds mitjanes de l'hemisferi nord durant l'estiu. És un estel proper, a només 25 anys llum de distància del Sol, mesura que va ser una de les primeres distàncies estel·lars descobertes mitjançant la paral·laxi. Vega és un dels vèrtexs del Triangle d'Estiu i el seu nom (encara que no ho sembli) prové del terme àrab "waqi", que significa «allò que cau», a través de la frase "an-nasr al-wāqi", traduïda com «l'àliga que cau en picat». En les representacions gràfiques de la constel·lació, Vega apareix com una joia incrustada al cos de la Lira. A Vega viatja Jodie Foster, catapultada per la gegantina màquina extraterrestre de la pel·lícula "Contact".  
Vega és tres vegades més massiva que el Sol i crema amb una potència cinquanta vegades superior. Donat que els estels més potents usen el seu combustible de fusió més ràpidament que els petits, la vida de Vega és només de 1.000 milions d'anys, una desena part que la del Sol.
A causa de la precessió dels equinoccis, cap a l'any 14000 Vega serà l'estrella que indicarà el nord, ocupant el lloc de l'Estrella Polar.

4. CAPELLA
Capella és l'estrella més brillant de la constel·lació de l'Auriga i es troba a 42'2 anys llum del Sol. És una estrella groga, que tradicionalment marca l'espatlla esquerra de l'auriga que dóna nom a la constel·lació. És més propera al pol nord celeste que qualsevol altra estrella brillant (Polaris és força dèbil en comparació) i per això ha jugat un paper significatiu en moltes històries mitològiques. Per exemple, el seu nom prové del llatí i significa "cabreta", car es relaciona amb el mite grec de la cabra Amaltea que alletà Zeus quan era un infant.
Astronòmicament, l'interès de Capella es troba el fet que és una estrella binària espectroscòpica no eclipsant que es pot estudiar fàcilment. Són dues gegants de classe G, amb lluminositats d'entre 50 i 80 vegades la del Sol que es troben separades per menys de 100 milions de km, amb un període orbital de 104,02 dies. Aquestes dues estrelles tenen una companya molt dèbil que, al seu torn, també és doble. D'aquesta manera Capella és en realitat un sistema quàdruple. Aquestes dues companyes dèbils són dues nanes roges de classe M situades a aproximadament un any llum de la parella principal.
Capella és una font de raigs X, probablement a causa de l'activitat magnètica superficial en una de les estrelles de la parella principal. Capella fou la primera estrella de la qual s'obtingueren imatges d'alta resolució mitjançant un interferòmetre òptic de base llarga, el COAST, l'any 1995.

5. RIGEL
És una de les integrants de l'espectacular constel·lació d'Orió, on tot i estar catalogada com l'estrella Beta, en realitat avui sabem que és més brillant que l'Alpha, Betelgeuse. Rigel és una supergegant blava, que brilla aproximadament amb una potència 40.000 vegades superior a la del Sol. És per molt l'estel més lluminós en aquesta regió local de la Via Làctia i caldria viatjar uns 3.300 anys llum fins a Deneb per a trobar un estel més potent. La seva distància de nosaltres es calcula entre 700 i 900 anys llum. En el món de la ufologia, Rigel és la pàtria d'uns homenets verds força malparits aficionats a les abduccions, els rigelians, que algú ens hauria d'explicar com aconsegueixen arribar fins aquí des de tan lluny. També surten rigelians a Star Trek i als Simpson. Hi ha molta gent per allà, es veu.
El nom de l'estel, com el de molts altres, prové de l'àrab i de la la seva posició al "peu esquerre" d'Orió. És una contracció de "rijl jauza al-yusra", que en àrab significa "peu esquerre de qui és al centre". Un altre nom àrab és "ar-rijl al-jabbār", "el peu del gegant", que també és l'origen d'un nom alternatiu de l'estrella: Algebar.


6. PROCYON
Procyon (α Canis Minoris) és una estrella binària de la constel·lació de Canis Minor situada a 11'4 anys llum de la Terra. El seu nom prové del grec "Prokyōn" i significa "abans del gos".
Això es deu al fet que Procyon, en la seva trajectòria pel cel nocturn, apareix abans que Sírius, la brillant estrella de la constel·lació del Ca Major de la qual hem parlat al principi.
L'estrella A d'aquest sistema binari és aproximadament 7,5 vegades més lluminosa que el Sol, a més a més de tenir unes dues vegades el seu radi i 1,5 vegades la seva massa. L'altra component del sistema estel·lar, Procyon B, en canvi, és una nana blanca de la mida de la Terra però amb 0'6 vegades la massa del Sol, així que un didalet de la seva matèria aquí pesaria com tota una muntanya. En astrologia, Procyon s'associa a la riquesa, la bona fortuna i fama.

7. BETELGEUSE
Anomenada també Alfa d'Orió (tot i que Rigel és més brillant), és una supergegant vermella i un dels vèrtexs del Triangle Hivernal. Marca l'espatlla dreta del gegant mitològic Orió (el caçador), encara que nosaltres la veiem a l'esquerra i a la part superior de la constel·lació, dominant el cel hivernal. La seva relativa proximitat a escala còsmica (427 anys llum), combinada amb la seva grandària, fan que sigui una de les poques estrelles de les quals es pot obtenir una imatge del seu disc. El seu nom és una corrupció de l'àrab "yad al-jawzā" ("la mà de qui està al centre"), que durant l'Edat Mitjana i el Renaixement, en les traduccions al llatí, es convertí en Betelgeuse.
Betelgeuse és de gran interès astronòmic. Va ser una de les primeres estrelles de les quals es va poder mesurar el seu diàmetre per mètodes interferomètrics i es va trobar que aquest era variable, entre 290.000.000 km i 480.000.000 km. En el màxim diàmetre, l'estrella s'estendria fins més enllà de l'òrbita de Mart si ocupés el lloc del Sol. Betelgeuse, a més, és una variable semiregular, de tipus SRc.
Els astrònoms estan segurs que Belegeuse esclatarà en una supernova de tipus II, però les opinions sobre quan tindrà lloc aquest fet són diverses. Alguns consideren que la variabilitat de l'estel és provocada pel fet que aquest ja està en la fase de cremar carboni, per tant la supernova és imminent i es produirà en els propers mil anys. Altres creuen que encara li queda molta vida i pot trigar uns quants milions d'anys més a esclatar. On sí coincideixen tots és en que tal supernova serà un esdeveniment astronòmic espectacular sense cap risc per al Sistema Solar, donada la immensa distància que ens separa. Durant la supernova Betelgeuse brillaria 10.000 vegades més que ara, amb una llum comparable a la de la Lluna creixent (alguns prediuen una magnitud aparent igual a la de la Lluna plena), que duraria alguns mesos i es veuria com un punt brillant, fins i tot de dia.

8. ALTAIR
Altair és l'estrella més brillant de la constel·lació de l'Àliga i la dotzena estrella més brillant del cel nocturn terrestre, la vuitena des de la nostra latitud. El seu nom prové del terme àrab que significa "volador", com l'àliga.
Juntament amb Deneb i Vega formen el Triangle d'Estiu. Es troba a 16,8 anys-llum (5,14 parsecs) de la Terra i és una de les estrelles visibles a ull nu més properes. Altair rota ràpidament, amb una velocitat a l'equador d'aproximadament 286 km/s, cosa que li atorga un període de rotació de només 9 hores (el Sol triga 25 dies). És un dels períodes de rotació més curts que es coneixen, només per sota de les estrelles de neutrons i les nanes blanques. A causa d'això Altair no és esfèrica sinó oval, doncs està aixafada pels pols i sobresurt a l'equador: El seu diàmetre equatorial és al voltant d'un 20% més gran que el seu diàmetre polar.
És una estrella de seqüència principal de classe A amb aproximadament 1,8 vegades la massa del Sol i 11 vegades la seva lluminositat.

9. ALDEBARAN 
Anomenada popularment la Cabra, la Mosca, o l'Ull de Bou, és l'estrella més brillant de la constel·lació de Taure.
Es tracta d'una estrella de classe K5 III, que significa que és taronja, gran, i que s'ha mogut de la seqüència principal utilitzant tot el seu combustible d'hidrogen. Actualment, Aldebaran crema principalment heli i s'ha expandit fins un diàmetre d'aproximadament 38 vegades el del Sol. El satèl·lit Hipparcos ha determinat la seva distància en 65,1 anys llum. Amb una magnitud aparent de 0,85, brilla amb 150 vegades la lluminositat del Sol. Aldebaran té una companya menor, una nana fosca de classe M2 i que orbita a uns quants cents d'UA. El 1997, es va detectar la possible presència d'un planeta (o d'una nana marró petita), amb una massa mínima d'11 júpiters, orbitant a una distància d'1,35 UA.
Aldebaran és una de les estrelles més fàcils de trobar en el cel nocturn, en part a causa de la seva brillantor i en part a causa de la seva relació espacial respecte un dels asterismes més evidents en el cel: Si hom segueix les tres estrelles del cinturó d'Orió d'esquerra a dreta, la primera estrella brillant que es troba continuant aquesta línia és Aldebaran.
El seu nom prové de l'àrab "ad-dabarān" que significa "el seguidor", una referència al fet que l'estrella sembla seguir les Plèiades en el seu viatge nocturn a través del cel. Aldebaran sembla ser el membre més brillant del cúmul obert de les Híades però en realitat no hi té cap relació: Simplement està situada en la línia de visió entre la Terra i el cúmul.
La sonda Pioneer 10 passarà prop d'Aldebaran d'aquí a 1.690.000 anys.

10. SPICA  
Spica (α Virginis) és un estel brillant de primera magnitud a la constel·lació de la Verge, a 262 anys llum del Sol. El nom prové del llatí "spica" (espiga), car l'estel és l'espiga de blat que la figura de Virgo porta a la mà.
Es creu que va ser l'estel que va donar a Hipparc les dades per a descobrir la precessió dels equinoccis. Heus ací: A l'antic Egipte, quan l'any 3200 aC. es va construir el temple de Tebes, aquest estava orientat aproximadament cap a Spica. Amb el temps però, la precessió va causar un canvi lent però apreciable en l'orientació de la Terra, així que en temps d'Hipparc Spica s'havia desplaçat notablement respecte al temple. En base a aquest desplaçament, Hipparc va poder fer els seus càlculs. I molts segles després, Copèrnic també va fer observacions de Spica per a les seves investigacions sobre la precessió.
Spica és una binària eclipsant, amb un període de 4,0142 dies. En aquest període té una variació de magnitud relativament petita, de +0,92 a +0,98. La seva situació propera a l'eclíptica, observada des de la Terra, fa que siguin relativament habituals els eclipsis per part de cossos del Sistema Solar. Una manera senzilla de trobar Spica és seguir l'arc de l'Óssa Major fins a Arcturus i després continuar la mateixa distància fins a Spica.

11. ANTARES
Arriba ara un dels meus estels preferits: La roja Antares, l'estel més brillant de la constel·lació d'Escorpí i el 16è estel més brillant del cel terrestre que, juntament amb Aldebaran, Spica i Regulus, és una de les quatre estrelles més brillants situades a la vora de l'eclíptica. Es tracta d'una supergegant vermella situada a uns 520 anys llum de nosaltres. És tan gran que, si ocupés el lloc del Sol, el seu volum arribaria fins més enllà de l'òrbita de Mart i la Terra seria uns 56 milions de quilòmetres dins seu. I parlant del planeta vermell, a ell li deu el nom, ja que en ser tots dos vermells, l'estel va semblar als antics una mena d'antagonista del planeta, un anti-Ares (nom grec de Mart) que es contragué en "Antares". Aquest color tan vermell n'ha fet un objecte d'interès per a diversos pobles al llarg de la història com els antics egipcis, molts temples dels quals estan orientats en base a la posició d'Antares.
Antares té una companya blava de classe B (Antares B) situada a unes 550 U.A. i que l'orbita cada 878 anys. És difícil d'observar a causa de la resplendor d'Antares A, però es pot veure a ull nu durant ocultacions lunars. De fet, es va descobrir durant una d'aquestes ocultacions el 13 d'abril de 1819.

12. PÒL·LUX
Pòl·lux (Beta Geminorum) és una de les dues estrelles principals de la constel·lació dels Bessons. Tot i que la seva designació de Bayer és "Beta", en realitat és més brillant que Alfa Geminorum (Càstor). Càstor i Pòl·lux són els dos "bessons celestes" que donen nom a la constel·lació. Curiosament però, les dues estrelles són totalment diferents: Càstor és un sistema quàdruple, mentre que Pòl·lux és la gegant taronja més propera al Sistema Solar. Està situada a uns 33,7 anys llum de nosaltres i té un diàmetre 8,3 vegades superior al del Sol.
L'any 2006 es va descobrir a Pòl·lux un planeta extrasolar anomenat Thestias, amb una massa de 2,9 vegades la de Júpiter i una òrbita de 1,6 anys.

13. FOMALHAUT 
Fomalhaut (Alpha Piscis Austrini) és un estel de magnitud aparent 1'16, la més brillant de la constel·lació del Peix Austral. El seu nom prové de l'àrab i significa "boca de la balena (o del  peix)". Es troba a uns 25 anys llum de la Terra i sembla ser un estel jove, de només 200 milions d'anys d'edat, amb una massa de 2,3 vegades la del Sol.
Fomalhaut és envoltada per un enorme disc de pols, la cara interior del qual comença a una distància equivalent a la del nostre Cinturó de Kuiper. Aquest cinturó semblava ser un núvol protoplanetari i, efectivament, el 13 de novembre de 2008 es va anunciar el descobriment d'un planeta extrasolar, anomenat Dagon, en òrbita al límit interior del disc. Va ser el primer planeta extrasolar observat en l'espectre visible gràcies al Telescopi Espacial Hubble. L'existència del planeta havia estat prèviament intuïda a causa del voral interior, agut i el·líptic, del disc de pols. S'estima que la massa del planeta no excedeix en tres vegades la massa de Júpiter, i és almenys tan massiu com Neptú. Això sí, com que orbita a molta distància de l'estel, necessita gairebé 900 anys per a completar una òrbita.

14. DENEB  
Aquest estel forma el vèrtex occidental del Triangle d'Estiu (asterisme format amb Vega i Altair). El seu nom prové d'una paraula àrab que significa "cua", ja que aquest estel dibuixa la cua de la constel·lació del Cigne. Els tres estels del Triangle d'Estiu són blancs, de la classe espectral A. Però hi ha dues grans diferències entre Deneb i les seves companyes: La distància i la mida. Altair és a 16 anys llum i Vega a 26. Però Deneb és, com a mínim, a 2600. Algunes estimacions l'arriben a situar fins a 3200 anys llum de nosaltres! 
Si comparem la seva aparença amb Altair, veurem que són més o menys igual de brillants. Això vol dir que, si Deneb és unes 160 vegades més lluny que Altair... ha de ser enorme per a que nosaltres les veiem iguals. I, efectivament, així és: Deneb és una supergegant blanca, la més gran d'aquesta categoria que fins avui hem vist a la nostra Galàxia, amb una envergadura d'aproximadament 200 vegades la mida del Sol. Si ocupés el seu lloc, arribaria fins a l'òrbita de la Terra.
Tot i així, Deneb no ostenta el rècord absolut, ja que hi ha estels molt més grans, això sí, d'altres categories: Antares per exemple, supergegant vermella de la qual ja hem dit que si ocupés el lloc del Sol arribaria fins l'òrbita de Mart.
Deneb sembla ser una estrella força antiga que ja ha deixat de fondre hidrògen al seu nucli. El seu destí segurament serà explotar en forma de supernova en algun moment dels propers dos milions d'anys. Fins i tot podria ser que ja hagués esclatat i que la llum d'aquesta explosió estigués viatjant en aquests moments cap a nosaltres, recorrent els milers d'anys llum que ens separen...

15. REGULUS 
Regulus és l'estrella més brillant de la constel·lació del Lleó, amb una magnitud aparent d'1,36 i està situada a uns 77,5 anys llum del sistema solar. El seu nom en llatí significa 'reietó' o 'príncep'. És una de les quatre «estrelles reials» mesopotàmiques, amb Aldebaran, Antares i Fomalhaut.
Es tracta d'una estrella relativament jove, de només uns pocs centenars de milions d'anys, amb una massa unes tres vegades superior a la solar. Com Altair, gira sobre si mateixa molt ràpidament, en només unes 15'9 hores, cosa que provoca que tingui una forma considerablement ovalada i que els pols siguin força més calents i brillants que l'equador. Cal destacar que, si giravoltés només un 16% més ràpid, la seva pròpia gravetat no seria capaç d'evitar que es desintegrés.
Regulus A és binària i està acompanyada per dues estrelles que formen per si mateixes un altre sistema binari: Regulus B (de magnitud 8,1) i Regulus C (de magnitud 13), separades unes 100 UA de l'estrella principal. En total, el que nosaltres veiem com un únic punt de llum són en realitat quatre estels diferents.

Sirius, Procyon, Rigel i Betelgeuse.



diumenge, 5 de febrer de 2017

RATICULÍN

Zeta Reticuli és una estrella binària de la constel·lació austral de Reticulum, situada a 39,5 anys llum de la Terra. Visualment, la separació entre les dues components és de 310 segons d'arc, per la qual cosa poden ser resoltes a simple vista. Les dues components del sistema tenen una brillantor similar (magnituds +5,54 i +5,24) i, de fet, són estrelles molt semblants. Zeta 2 Reticuli brilla amb una lluminositat pràcticament idèntica a la lluminositat solar mentre que Zeta Reticuli brilla una mica menys, l'equivalent a un 90% del Sol.
Betty i Barney Hill van ser un matrimoni nord-americà que va aconseguir certa fama afirmant haver estat segrestats per suposats éssers extraterrestres provinents de Zeta Reticuli entre el 19 i el 20 de setembre de 1961. La història narrada per la parella és habitualment anomenada "l'abducció dels Hill" o "l'incident Zeta Reticuli" i va ser el primer cas àmpliament publicitat d'un suposat segrest extraterrestre. Segons el relat de Betty, els extraterrestres li van dibuixar un sistema d'estrelles que en aquell moment els astrònoms no van saber identificar. Anys més tard, al descobrir-se que Zeta Reticuli es tractava d'un sistema binari, va resultar que l'esbós de Betty coincidia amb el nou descobriment.
Segurament Carlos Jesús / Cristopher / Micael devia sentir alguna cosa d'això mentre muntava camions a la Pegaso de Mataró, abans de la descàrrega eléctrica...

Zeta Retículi


dissabte, 4 de febrer de 2017

ELS 30 ESTELS MÉS BRILLANTS

La següent taula mostra els 30 estels més brillants visibles des de la Terra en ordre de magnitud decreixent.
Recordem que, a menys magnitud, més brillantor, de manera que alguns dels estels més brillants tenen fins i tot una magnitud negativa.

diumenge, 29 de gener de 2017

RIGEL

Aquesta preciositat blavosa és Rigel, la setena estrella més brillant del cel. És una de les integrants de l'espectacular constel·lació d'Orió, on tot i estar catalogada com l'estrella Beta, en realitat avui sabem que és més brillant que l'Alpha, Betelgeuse. Rigel és una supergegant, que brilla aproximadament amb una potència 40.000 vegades superior a la del Sol. És per molt l'estel més lluminós en aquesta regió local de la Via Làctia i caldria viatjar uns 3.300 anys-llum fins a Deneb per a trobar un estel més potent. La seva distància de nosaltres es calcula entre 700 i 900 anys-llum. L'estimació més aproximada podrien ser uns 773 anys-llum, però en aquest rang de distàncies l'error pot ser bastant gran.
Al ser tan brillant, i al moure's en una regió de nebulositat, no és una sorpresa que Rigel il·lumini alguns núvols de pols en el seu veïnatge. Rigel està relacionada amb la Nebulosa d'Orió, que està aproximadament al doble de distància de la Terra (encara que té la mateixa alineació que l'estel respecte al Sol). Malgrat la diferència en la distància, observant el camí seguit per Rigel a través del temps resulta que el porta molt a prop de la nebulosa. Així, Rigel es classifica de vegades com un membre perifèric de l'Associació Orió OB1, de la mateixa manera que moltes altres estrelles brillants en aquella regió del cel.
Es creu que Rigel podria ser en realitat un estel triple. L'estel principal seria orbitat per dues altres companyes menors, Rigel B i Rigel C, que orbitarien una al voltant de l'altra a una distància de 28 UA i a la vegada orbitarien Rigel conjuntament, a una distància d'aproximadament 2.000 UA.
És també un estel variable, a la manera lleu i irregular habitual de les supergegants. El rang de variabilitat va de 0,03 a 0,3 magnituds, de tres al trenta per cent, en uns 25 dies de mitjana. Algú ha proposat explicar el canvi de brillantor afegint un quart estel al sistema, però normalment es considera que això és degut a una mala interpretació de la variabilitat de l'estel principal, que pot ser causada per una pulsació física de la seva superfície.
El nom de l'estel, com el de molts altres, prové de l'àrab i de la la seva posició al "peu esquerre" d'Orió. És una contracció de "rijl jauza al-yusra", que en àrab significa "peu esquerre de qui és al centre". Un altre nom àrab és "ar-rijl al-jabbār", "el peu del gegant", que també és l'origen d'un nom alternatiu de l'estrella: Algebar.