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.

COR CAROLI

Cor Caroli (o Alfa Canum Venaticorum) és l'estrella més brillant de la constel·lació de Canes Venatici o Llebrers. És molt fàcil de localitzar al nostre hemisferi, ja que es troba molt a prop del mànec de l'Òssa Major. El seu nom significa "El cor de Carles", i fou anomenada així per l'astrònom Edmond Halley tant en honor de Carles I d'Anglaterra, que fou executat, com de Carles II d'Anglaterra, el seu fill, que va ser restaurat com a rei després de l'interregne que seguí a la mort del seu pare. Segons la llegenda, aquest estel augmentà sobtadament de brillantor el 29 de maig de 1660, la nit abans que el rei Carles II arribés a Anglaterra provinent de l'exili i per això Halley la va rebatejar. Òbviament, l'estel havia tingut molts altres noms al llarg de la història.
A simple vista Cor Caroli sembla una sola estrella... però amb un petit telescopi descobrirem que, en realitat, és un preciós estel doble situat a uns 110 anys-llum de la Terra. Els dos estels estan separats unes 650 UA i orbiten el centre comú de masses aproximadament cada 7900 anys.
L'estrella principal, Alfa Canum Venaticorum, és un estel blanc 83 vegades més lluminós que el Sol i 2'8 vegades més massiu. Aquest estel també és el prototip de la classe d'estrelles variables anomenades "variables α² Canum Venaticorum". Segons es pensa, aquestes estrelles tenen un camp magnètic molt intens que produeix erupcions estel·lars d'enorme extensió. Degut a aquestes erupcions la seva brillantor varia considerablement durant la seva rotació: La magnitud aparent d' Alfa Canum Venaticorum varia entre +2'84 i +2'94 amb un període de 5'47 dies. El seu tipus espectral és A0.
La seva companya, α¹ Canum Venaticorum', és del tipus espectral F0 i està considerada més feble que la seva companya: Se li calcula una magnitud de +5'5, és 1'6 vegades més massiva que el Sol i 5 vegades més lluminosa.

EL DESCOBRIMENT DE NEPTÚ

El descobriment de Neptú va ser un dels monuments més impressionants erigits per l'intel·lecte humà.  

Veiem com es va produïr...

Ens hem de remuntar al descobriment d'Urà per part de William Herschel l'any 1781. Urà va ser el primer planeta descobert gràcies a l'astronomia, ja que sense telescopi és molt difícil de distingir des de la Terra. Però quan els astrònoms van estudiar la seva òrbita, van descobrir que Urà es desviava molt de les posicions que els càlculs li pronosticaven. Només hi havia dues explicacions: Que les equacions de Newton fossin errònies o que Urà fos influït per la gravetat d'un altre planeta desconegut, més llunyà.
Partint d'aquesta segona suposició, en teoria era possible, mitjançant les lleis de Newton, calcular on es podia trobar aquest hipotètic planeta que pertorbaba l'òrbita d'Urà. Si bé el resultat dels càlculs molt probablement no donaria un resultat exacte, almenys podria donar una posició aproximada on cercar el misteriós planeta. Si més no, sempre seria millor començar a buscar tenint una certa idea d'on mirar que començar a rastrejar el cel sense cap pista. El problema era la complexitat dels càlculs a realitzar, en una època en la qual no hi havia ordinadors ni calculadores. Aquell qui s'atrevís a calcular la posició del misteriós planeta hauria d'estar disposat a omplir incomptables pàgines de complicades matemàtiques amb la sola ajuda del seu cap. I tot això amb una possibilitat força alta de que les pertorbacions d'Urà tinguessin una altra causa i el suposat planeta en realitat no existís...

Hi hauria algun voluntari disposat a fer el pas?

J. C. Adams

A Cambridge, el jove i brillant matemàtic John Couch Adams (1819-1892) va decidir abordar el problema en les seves estones lliures. L'any 1843, amb 24 anys d'edat,  Adams ja havia calculat una posició per al planeta desconegut, però no va acabar de precisar els seus càlculs fins setembre de 1845. Segons el seus resultats, el planeta estaria en cert punt de la constel·lació d'Aquari l'1 d'octubre de 1846.

Adams va contactar de seguida amb el director de l'Observatori de Cambridge, James Challis. Aquest no va quedar gaire impressionat i el va derivar a l'astrònom reial de l'Observatori de Greenwich, Georg Biddell Airy. Però quan Adams va anar a veure'l, no el va trobar. Va tornar a provar-ho un altre dia, però tampoc hi era. Diuen que a la tercera visita sí que hi era però que no el van deixar entrar per que Airy estava sopant...

Adams tan sols va poder deixar-li els seus càlculs per a que se'ls mirés quan pogués o volgués fer-ho.

Mentrestant, a París, el matemàtic Urbain-Jean Joseph Leverrier (1811-1877) també treballava en el misteriós planeta, totalment al marge de la feina d'Adams. Va acabar els seus càlculs uns mesos més tard que Adams, i la posició del planeta trans-uranià que va obtenir era molt semblant a la d'aquell. 

Les prediccions de Leverrier van arribar també a les mans d'Airy, qui llavors es va decidir a actuar. Però Airy va considerar que la recerca del planeta desconegut no era una feina adequada per al Reial Observatori de Greenwich i es va limitar a demanar a Challis que realitzés la recerca des de Cambridge. No obstant això, allà ni tan sols posseïen mapes estel·lars de la zona que havien d'examinar i Challis es va prendre el treball amb molta calma.

U. J. Leverrier

Leverrier va provar llavors una altra via: Va enviar les seves prediccions a l'Observatori de Berlín, a veure què passava. Afortunadament, els alemanys es van prendre el francès molt més seriosament que els britànics i l'astrònom Johann Galle (1812-1910) va decidir seguir les seves indicacions. Casualment, Galle disposava d'unes noves i excel·lents cartes estel·lars de la zona on havia de cercar el planeta. El 23 de setembre de 1846 va començar la primera nit de feina: Galle mirava pel telescopi, cantant la posició dels estels que veia, i el seu ajudant H. L. D'Arrest (1822-1875) comprovava la seva posició a les cartes. Quan portaven una hora d'observació, Galle va citar un estel de la 8a magnitud... que no estava al mapa. Era el planeta! I estava situat a menys d'un grau de la posició calculada per Adams i  Leverrier!

Immediatament va sorgir la controvèrsia entre britànics i francesos sobre qui tenia el mèrit de la descoberta i quin nom rebria el nou astre. Actualment tothom coincideix en atorgar el mèrit de la descoberta a Adams i Leverrier ex aequo. I en quant al nom, el propi Leverrier proposà el nom del déu de la mar, Neptú, a causa del color blavós que presentava el planeta. 

Quan s'anuncià la notícia, Challis va revisar les seves anotacions i va comprovar, estupefacte, que havia vist el planeta en quatre ocasions, sense adonar-se del que estava veient. I no va ser l'únic: Neptú havia estat ja observat i confós amb una estrella molt abans! El mateix Galileu el va observar els anys 1612 i 1613, segons consta en alguns dels seus dibuixos. Una altra observació curiosa data de 1795, quan l'astrònom francès J.J. de Lalande el va observar en dies successius i va creure que havia anotat malament la posició d'una humil estrella. En realitat l'estrella s'havia mogut, per que era el planeta Neptú.

Els descobriments d'Urà i de Ceres havien estat 'accidentals', és a dir, es van realitzar quan els seus descobridors estaven realitzant observacions d'estrelles que no anaven encaminades a la recerca de cap planeta. Però el descobriment de Neptú va tenir una naturalesa molt diferent, ja que va ser una de les primeres vegades que es va realitzar un descobriment físic seguint les prediccions d'uns càlculs matemàtics.  

Algú va dir que Adams i Leverrier van ser "homes que van descobrir un planeta amb un paper i un llapis". I una intel·ligència descomunal, afegiríem.

BCN DE NIT, DES DE LA ISS

ELS PUNTS BRILLANTS DE CERES

La revista Nature publica dos articles basats en les observacions de la sonda Dawn de la NASA que  desvetllen alguns importants misteris de Ceres, el membre més gran del Cinturó d'Asteroides, catalogat actualment com a planeta nan. Ceres mantenia intrigats els astrònoms a causa d'una sèrie de misteriosos punts brillants escampats per tota la seva superfície. Fins i tot alguns il·luminats havien parlat de possibles bases extraterrestres... 

Al primer estudi, els científics han identificat aquest material brillant com una mena de sal. El segon estudi suggereix la detecció d'argiles riques en amoníac, cosa que planteja nous interrogants sobre la formació de Ceres.
Ceres té més de 130 àrees brillants, i la majoria d'elles estan relacionades amb cràters d'impacte. Els autors de l'estudi (dirigits per Andreas Nathues, de l'Institut Max Planck) escriuen que el material brillant sembla ser un tipus de sulfat de magnesi anomenat hexahidrita. A la Terra existeix un tipus similar de sulfat de magnesi: L'anomenada "sal d'Epsom", tradicionalment utilitzada com a sal de bany. Nathues i els seus col·legues, utilitzant imatges de la càmera d'enquadrament de la Dawn, suggereixen que aquestes àrees riques en sal es van crear quan en el passat s'evaporà el gel d'aigua a causa dels impactes de petits asteroides. 

"La naturalesa global dels punts brillants de Ceres suggereix que aquest món té una capa al subsòl que conté gel d'aigua salada", va dir Nathues. Una nova i prometedora mostra de la fins fa poc inesperada abundància d'aigua al Sistema Solar.

+ info a: http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?feature=4785