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.

NGC 7027

NGC 7027 és una jove nebulosa planetària de la constel·lació del Cigne, a uns 3000 anys llum de distància de la Terra. Va ser descoberta l'any 1878 per Edouard Jean-Marie Stephan.

Tot i ser una de les nebuloses planetàries més petites (mesura només 0.2 x 0.1 anys llum, mentre que la mida típica d'una nebulosa planetària és d'1 any llum), la seva proximitat la fa molt brillant i per això ha estat estudiada de manera exhaustiva

Com hem vist en altres nebuloses planetàries, estem davant l'explosió d'una estrella que va esclatar fa uns 600 anys, una estrella de la mida del nostre Sol. La imatge sembla congelada, però l'expansió de l'explosió continua. El que passa és que en ser tan gran, la seva expansió només s'observa amb el pas dels anys. Inicialment, l'expulsió de les capes exteriors de l'estrella, quan aquesta era una gegant vermella, es va dur a terme a un ritme pausat, donant lloc a uns núvols concèntrics de forma esfèrica. Això va culminar amb l'expulsió final de totes les capes romanents, donant lloc a les regions interiors més brillants de la imatge, en un episodi que va produir núvols de pols amb forma no-esfèrica. El que queda de l'estrella és una nana blanca que apareix com un puntet blanc al centre de la nebulosa.

Molt probablement el Sol patirà aquest mateix final d'aquí 5000 milions d'anys.

HOMENATGE AL VELL SOHO

En una època en que les noves missions d'exploració del Sistema Solar acaparen les portades, és de justícia recordar la feina realitzada per les sondes més veteranes, algunes en funcionament des de fa ja molts anys, com el SOHO.
El Solar and Heliosferic Observatory (SOHO, Observatori Solar i Heliosfèric) és una sonda espacial llançada el 2 de desembre de 1995 amb la missió d'estudiar el Sol en un projecte conjunt entre l'ESA i la NASA. Encara que originalment es va planejar com una missió de només dos anys, el SOHO continua en funcionament després de més de deu anys a l'espai. Disposa de dotze instruments principals, cada un capaç d'observar de manera independent el Sol o alguna de les seves parts i actualment és la font principal de dades del Sol en temps real, unes dades vitals per a la predicció del temps espacial. Per dir-ho ras i curt, el SOHO monitoritza l'activitat de la nostra estrella les 24 hores del dia i així podem estar al corrent de tot el que hi passa.
En condicions normals el SOHO transmet contínuament, a una velocitat de 200 kbps, fotografies i altres mesures de l'activitat solar que es reben a través de les antenes de la Xarxa d'Espai Profund de la NASA. Entre moltes altres coses, les dades d'activitat solar del SOHO s'usen per a predir les flamarades solars, que tan perjudicials poden resultar per als satèl·lits i altres aparells en òrbita terrestre.
El 2003 l'ESA va comunicar la fallada d'un dels motors necessaris per reorientar l'antena cap a la Terra per transmetre les dades, fet que causa entre dues i tres setmanes de bloqueig de dades cada tres mesos. De tota manera, els científics de l'ESA i la Deep Space Network usen l'antena de baix guany juntament amb les antenes més grans de les estacions terrestres de la DSN per evitar la pèrdua de cap dada, amb només una lleugera reducció del flux de dades una vegada cada tres mesos.
Com a conseqüència de la seva observació ininterrompuda del Sol, el SOHO ha descobert diversos cometes que passaven per davant seu o a les seves proximitats. De fet, aproximadament la meitat dels cometes coneguts actualment han estat descoberts pel SOHO.
I on està situat? Doncs a prop del punt de Lagrange L1, una zona d'equilibri gravitatori entre la Terra i el Sol ideal per a situar-hi observatoris en una òrbita estable i lliure d'eclipsis.
Donem gràcies a aquesta sonda i esperem que segueixi vigilant la nostra estrella fins que una de millor li atorgui la merescuda jubilació!

Aquí podeu accedir a la galeria d'imatges obtingudes pel SOHO:
https://sohowww.nascom.nasa.gov/gallery/

PRÒXIMA b

El sistema d'Alpha Centauri és el sistema estel·lar més proper al Sol, situat aquí mateix, a uns 4'36 anys llum. Només és visible des de l'hemisferi sud, i esdevé el quart estel més brillant de tot el cel nocturn... tot i que que en realitat consta de 3 estels que, sense un potent telescopi, es veuen com un sol astre.
Els dos estels principals són Alpha Centauri A i B, el primer una mica més gran que el Sol i el segon una mica més petit. Ambdós constitueixen una estrella binària i orbiten cada 80 anys entorn un mateix punt intermig. La màxima aproximació entre elles equival a la distància del Sol a Saturn.
Però això no és tot! Entre aquests dos estels i nosaltres n'hi ha un tercer, una petita nana roja. Aquesta diminuta estrella sembla ser que orbita, a molta distància, les altres dues de manera que, avui en dia, està uns 0'21 anys llum més a prop de nosaltres que elles. D'aquí el seu nom: Pròxima Centauri, que tot i ser la nostra veïna és tan petita que només es pot veure mitjançant un telescopi.
En els darrers anys s’ha produït un autèntic allau de descobriments de planetes extrasolars en estels distants, així que un grup d’astrònoms liderats pel català Guillem Anglada-Escudé ha monitoritzat Pròxima, amb l’esperança de descobrir-ne algun. I sí que n’han trobat! Almenys un, Pròxima b. És un planeta amb una massa mínima de 1,27 masses terrestres (un 27% més massiu que la Terra), un període orbital d’11,186 dies i situat a un 7,5 milions de quilòmetres de Pròxima Centauri, quedant així dins la zona habitable d’aquella estrella. Però no ens emocionem més del compte: La “zona habitable” d’un estel és aquella distància en la qual un planeta teòricament podria mantenir aigua líquida a la superfície. Després, caldrà veure si n’hi ha d’aigua, o d’atmosfera o oxígen o el que sigui. Mart i Venus també són a la zona habitable del Sol i ja veieu que no són gaire habitables, almenys per als organismes terrestres…
De moment, Pròxima b només es detecta per mitjans indirectes, encara no l’hem vist. Però no patiu: Des d’ara mateix els grans telescopis terrestres i espacials tenen un objectiu prioritari, i aviat el podràn captar, ni que sigui precàriament. Per que la seva distància és poca comparada amb altres estels, però enorme a escala humana: La nau més ràpida feta per l'ésser humà és la sonda espacial Helios II, que ha viatjat a 70,2 km/s. A aquesta velocitat, trigaríem 18.000 anys a arribar-hi!
El nou sistema de propulsió VASIMR, encara en projecte, possiblement seria capaç d'arribar als 300 km/s, una velocitat que faria possible l’exploració del Sistema Solar però que necessitaria 4.200 anys per a arribar a Pròxima.
Haurem de confiar en el progrés tecnològic humà… si és que la nostra espècie aconsegueix preservar el planeta uns quants segles més. Ho aconseguirem?

NEBULOSA DE LA ROSETA

La Nebulosa de la Roseta (Caldwell 49) és una regió circular de la Via Làctia situada a l'extrem d'un núvol mol·lecular gegantí de la constel·lació de Monoceros (l'Unicorn). El cúmul obert NGC 2244 (Caldwell 50) hi està íntimament relacionat, ja que les seves estrelles s'han format a partir de la matèria de la nebulosa.

El conjunt té les següents designacions al catàleg NGC:

    NGC 2237 – Part de la nebulosa (tot i que habitualment designa la nebulosa completa)

    NGC 2238 – Part de la nebulosa

    NGC 2239 – Part de la nebulosa (descoberta per John Herschel)

    NGC 2244 – El cúmul obert situat dins la nebulosa (descobert per John Flamsteed el 1690)

    NGC 2246 – Part de la nebulosa

El cúmul i la nebulosa es troben a una distància aproximada de 5.000 anys llum de la Terra i pertanyen, doncs, a la nostra galàxia. La nebulosa amida 130 anys llum de diàmetre, cosa que fa que la seva extensió aparent al cel sigui de més d'1 grau (5 cops l'extensió de la lluna plena). La radiació de les estrelles joves del cúmul excita els àtoms, els quals emeten radiació i fan visible aquesta nebulosa d'emissió. S'estima que la matèria continguda a la nebulosa equival a unes 11.000 masses solars. El cúmul obert és visible amb binocles i fàcil d'apreciar amb petits telescopis, la nebulosa en canvi és més difícil d'observar visualment i requereix cels foscos i un bon equip. La Nebulosa de la Roseta és fàcil de retratar i aquesta és l'única manera de captar el seu color vermellós, no apreciable a ull nu.

Una imatge de la nebulosa en raigs X ha permès descobrir nombroses estrelles acabades de néixer incrustades dins d'un dens núvol mol·lecular. Són aproximadament unes 2.500 estrelles, com per exemple HD 46223 i HD 46150, estrelles de gran massa i classe O. Aquestes estrelles són principalment les que causen el creixement d'una gran bombolla de gas ionitzat. La majoria de l'activitat de formació d'estrelles ocorre dins aquest dens núvol mol·lecular situat al sud-est d'aquesta bombolla.

S'observa també una brillantor difusa en raigs X a la bombolla que s'ha atribuït a un plasma que es troba a gran temperatura (entre 1 i 10 milions de graus Kelvin).

THARSIS

Imatge captada per la sonda Mars Express, on es poden veure els grans volcans de la regió marciana de Tharsis, un gran altiplà volcànic situat a la zona equatorial del planeta, a la vora occidental de Valles Marineris. L'Olympus Mons està situat en primer terme i, darrera seu, apareixen els tres Tharsis Montes: De dalt a baix són Arsia Mons, Pavonis Mons i Ascraeus Mons.

La regió engloba l'anomenat «bony de Tharsis», resultat d'una enorme acumulació de lava en un radi superior als 1.000 km, i on es localitzen alguns dels volcans més grans del Sistema Solar. El bony de Tharsis s'eleva uns 10 quilòmetres per sobre de les terres circumdants, i abasta uns 30 milions de quilòmetres quadrats, una cinquena part de la superfície del planeta. Es pensa que es formà durant un període d'uns 100 milions d'anys aproximadament, durant l'era noaica.
Olympus Mons, la muntanya més alta del Sistema Solar, és un volcà extint de 22000 mts. d'alçada... gairebé el triple que l'Everest! L'exemple terrestre de volcà més similar seria el conjunt de volcans de les illes Hawaii (com el Mauna Loa). La gran alçada de l'Olympus Mons és possiblement el resultat de la manca de processos de tectònica de plaques a Mart, que permet que l'escorça planetària es mantingui fixa durant molt temps sobre un punt calent, de manera que aquest pugui continuar expulsant lava ininterrompudament sobre un mateix lloc.
En quant als tres Tharsis Montes, Arsia Mons és el volcà més meridional, i possiblement el més antic. La seva altura és de 9000 mts. i és el més gran quant a volum dels tres. La seva caldera fa 110 km de diàmetre!
Pavonis Mons és la muntanya central, amb una alçada de 7000 mts. Presenta extenses calderes, provocades pel col·lapse, en diferents moments, de la càmera magmàtica després del buidat del magma. Alguns trets evidents d'aquest fenomen són les depressions circulars que hi ha al cim.
Ascraeus Mons és la muntanya més septentrional del conjunt, ubicada al sud-est. La seva altura absoluta és d'11000 metres, i la base fa uns 320 km de diàmetre. Està format per colades successives de lava molt líquida, i possiblement és el volcà més jove de tots tres.

LA GALÀXIA SOMBRERO

La Galàxia Sombrero (Messier 104, M104 o NGC 4594) és una galàxia espiral no barrada, situada a la constel·lació de Verge i distant uns 30 milions d'anys llum de la Terra. Charles Messier va escriure una nota manuscrita sobre aquest objecte, juntament amb cinc més en la seva llista personal d'objectes coneguda ara com a catàleg Messier, però no hi va ser inclòs oficialment fins al 1921 com a M104.
Aquesta galàxia té un bulb central inusualment gran i una prominent banda de pols en el seu disc, que des de la nostra posició veiem inclinat. La fosca banda de pols i el bulb donen a aquesta galàxia l'aparença d'un barret mexicà, i pèr això va rebre el nom de "Galàxia Sombrero" que és el nom amb què es coneix aquest tipus de barret mexicà en llengua anglesa (si l'haguéssin descobert astrònoms de les nostres contrades, potser l'haurien anomenat "Galàxia del Guiri mamat de sangria"...)
El 1910, Vesto Slipher va descobrir que l'espectre d'algunes galàxies, incloent-hi la Galàxia del Sombrero, es desplaçava cap al vermell degut a l'Efecte Doppler de la llum, la qual cosa indicava que s'estàven allunyant de nosaltres a gran velocitat. El desplaçament cap al vermell de la galàxia del Sombrero es va calcular en 1.100 km/s. L'espectre de Slipher va ser una de les primeres observacions de l'expansió de l'univers, una de les peces clau per a provar la teoria del Big Bang. Slipher també va detectar una rotació dins l'espectre de la galàxia del Sombrero, la qual cosa indica que gira sobre ella mateixa.
El 1990, un grup de recerca conduït per John Kormendy va demostrar que un forat negre supermassiu estava present dins la galàxia M104. Usant dades espectroscòpiques del telescopi espacial Hubble i del CFHT, el grup va mostrar que la velocitat de rotació de les estrelles del centre de la galàxia no es podria mantenir llevat que en el seu centre hi hagués un objecte amb una massa de mil milions de vegades la del Sol. Aquest seria el forat negre més massiu dels mesurats en galàxies properes a la nostra.
La galàxia M104 es troba a 11.5° a l'oest de l'estrella Spica i a 5.5°al nord-est d'Eta Corvi. És visible amb binoculars de 7x35 i telescopis d'aficionat de 100 mm.