Aquesta nova imatge presa amb el telescopi espacial Spitzer de la NASA, ens mostra una turbulenta regió de formació d’estrelles, on els rius de gas i els vents estel·lars erosionen les concentracions de material polsegós.

La imatge ens proporciona alguns dels millors exemples de tot això: ondulacions de gas, o ones de xoc en forma d’arc, formades al voltant de les estrelles, com si fossin unes agitades aigües còsmiques.

“Les estrelles són com els còdols que rodolen dins d’un riu”, comentava en Matt Povich, membre de la Universitat de Wisconsin. “Els forts vents que surten de les estrelles més massives del centre del núvol, produeixen un potent flux de gas en expansió. Llavors aquest gas s’ajunta amb la pols d’altres vents procedents d’altres estrelles i que tenen diferents direccions”. Matt Povich, és el responsable de l’article d’aquesta recerca, que ha estat publicat el dia 10 de desembre en la revista Astrophysical Journal.

El telescopi Spitzer, ha observat en radiació infraroja una tempestuosa regió, anomenada M-17, o nebulosa del Gigne. Aquesta nebulosa està situada en la constel·lació de Sagitari, a uns 6.000 anys llum de la Terra.

Dominant el centre de la nebulosa del Gigne, hi ha un grup d’estrelles massives (situades dins del cercle groc), que poden tenir una massa cadascuna al voltant de 40 vegades la del Sol. Aquestes estrelles centrals, disposen d’una brillantor superior al Sol i que varia entre 100.000 i un milió de vegades més i que alhora emeten potent vents estel·lars, carregats de partícules que viatgen a una velocitat aproximada de 7,2 milions de quilòmetres per hora. La potencia d’aquest vent, és capaç de foradar una profunda cavitat en el centre de la nebulosa, una prova de la erosió que poden provocar els naixements estel·lars.

El creixement d’aquesta cavitat empeny el gas enfront dels vents d’altres estrelles provocant d’aquesta manera les estructures en forma d’arc, tres dels quals es poden observar en aquesta imatge.

“Les estructures en forma d’arc, s’assemblen a unes aspes del temps interestel·lar, indicant la direcció dels vents dins de la nebulosa”, comenta en Povich.

“El gas que il·lumina aquestes regions de formació estel·lar, sembla molt fràgil i tènue, però aquests aspectes ens poden enganyar”, comenta en Robert Benjamin, coautor d’aquesta recerca i membre també de la Universitat de Wisconsin. “Aquestes estructures en forma d’arc, serveixen de recordatori per saber que les noves estrelles, no neixen en unes guarderies silencioses, si no que estan batudes per potents vents, més forts que els que tenim a la Terra”.

Si voleu més informació, premeu aquest enllaç.

Com un remolí de brillants flocs de neu dins d’un globus, el telescopi espacial Hubble ens ofereix una ullada a les desenes de milers d’estrelles que és mouen en el cúmul globulars conegut com a M-13, un dels més brillants del hemisferi nord. Aquesta metròpoli de brillants estrelles, és observable fàcilment en el cel d’hivern en la constel·lació d’Hercules, inclús amb un cel relativament fosc el podem veure a ull nu.

M-13 és una residència d’unes 10.000 estrelles, que estan situades a uns 25.000 anys llum de nosaltres. Tota aquesta família, forma una esfera d’uns 150 anys llum de grandària. Aquestes estrelles es passaran tota la seva vida girant unes al voltant de les altres.

A prop del nucli, la densitat d’estrelles és aproximadament de 100 vegades superior al de la concentració d’estrelles al voltant del Sol.

En aquest cúmul, les estrelles més brillants vermelloses, són estrelles gegantines i velles. Aquestes antigues estrelles, s’han expandit unes quantes vegades els seus diàmetres originals i s’han refredat. Les estrelles blau-blanquinoses són les més calentes en aquest cúmul.

Aquests cúmuls globulars és poden localitzar al voltant de la nostra galàxia. M-13 és un dels 150 cúmuls globulars que envolten a la  nostra galàxia, la Via Làctia.

Els cúmuls globulars, contenen segurament les estrelles més velles de tot l’univers. Probablement varen formar part del primer disc estel·lar de la nostra galàxia, fent-les les més antigues de la Via Làctia. Per tant, estudiant els cúmuls globulars, podrem saber més sobre la història de la nostra galàxia.

Aquesta imatge és una combinació de les dades d’Un arxiu de les càmeres Wife Filed Planetary Camera 2 i de l’Advanced Camera for Surveys. Imatges preses en diferents dates: novembre 1999, abril 2000, agost 2005 i abril 2006. Les imatges recullen informació de diferents filtres de longitud d’ona, en llum blava, visible i infraroja.

Si voleu més informació, premeu aquest enllaç.

Uns astrònoms han descobert una evidència sobre la formació de les nanes marrons. Utilitzant el Smithsonian Submillimeter Array (SMA), han detectat molècules de monòxid de carboni emès per l’objecte conegut com Oph 102 ISO. Aquestes emissions moleculars, provenen típicament d’estrelles joves o protoestrelles. Tanmateix, aquest objecte és creu que té una massa aproximada de 60 vegades la del planeta Júpiter, és a dir amb prou massa per ser una petita estrella. Per aquest motiu els astrònoms la han classificat com una nana marró.

Les nanes marron, estan en la línia divisòria entre els grans planetes i les estrelles, tenen unes masses que varien entre les 25 i 75 vegades la de Júpiter (la massa mínima teòrica perquè una estrella sostingui la fusió nuclear està en 75 vegades la de Júpiter). Com a resultat d’això les nanes marrons s’anomenen també estrelles fallides. Encara no és coneix si la seva formació és com a conseqüència d’un esfondrament gravitacional de núvols de gas, o si és formen com a planetes, aglomerant material rocós fins que tenen prou massa per recollir gas al seu voltant.

Una estrella és forma quan un núvol de gas interestel·lar s’ajunta a través de la gravetat, fent-se cada cop més dens i calent, fins que la fusió l’encén. El núvol de gas incial comença a girar i aquest s’accelera fins a col·lapsar cada cop més material al seu interior. Per recollir cada vegada més material, la jove protoestrella a de perdre aquell moment angular, ja que aixó fa sortir material en una direcció bipolar.

Una nana marró és menys massiva que una estrella, això fa que hagi menys gravetat disponible per formar-la. Com a resultat, els astrònoms consideraven que una nana marró podia formar-se per si mateixa. Les observacions prèvies han proporcionat la informació necessària per donar una sortida de la matèria a Oph 102 ISO, la primera evidència a favor de la formació d’una nana marró degut a un esfondrament gravitacional.

“Creiem que aquest procés seria massa dèbil per poder-lo observar amb els instruments actuals i que hauríem tingut que esperar a la propera incorporació del Atacama Large Millimeter Array (ALMA)”, comenta en Ngoc Phan-Bao, responsable de la publicació d’aquesta recerca. “Ha estat una gran sorpresa trobar aquesta sortida molecular, alhora que podem comprovar les extraordinàriies capacitats de recerca del SMA”.

Cal tenir present que la ejecció d’aquest material, és d’unes 1000 vegades menys que una estrella típica.

“Aquests descobrimentes suggereixen que una petita nana marró i les estrelles no són gaire diferents en els seus processos de formació”, indica en Paul Ho, astrònom del Harvard-Smithsonian Center of Astrophysics. “Si una nana marró i una estrella normal comperteixen els mateixos processos de formació aparentment, només depèn que sigui una cosa o una altre, la quantitat de material disponible”.

Si voleu més informació, premeu aquest enllaç.

Cometes ?……Els cometes són “boles de neu bruta”, com a conseqüència de gasos barrejats amb pols. Els raigs X provenen del plasma supercalent. Què és el que tenen els freds cometes en comú amb les explosions de les estrelles o el naixement dels forats negres ?.

“Varem tenir una gran sorpresa l’any 1996, quan en la missió Europea i de la NASA de la sonda ROSAT, va detectar l’emissió de raigs X del cometa Hyakutake“, comenta en Dennis Bodewits, membre del Goddard Space Flight Center de la NASA. “Després d’aquella descoberta, els astrònoms en buscar entre els arxius del ROSAT, varen observar que la majoria dels cometes emeten raigs X, quan arriben a una distància aproximada de tres vegades la distància entre la Terra i el Sol”.

Bodewits està treballant en l’equip de recerca del telescopi Swift i amb les dades dels satèl·lits Ultraviolet/Optical Telescope (UVOT) i el X-Ray Telescope (XRT). “El Swift ens ofereix una excel·lent plataforma per estudiar els processos dinàmics en els cometes”.

Les longituds d’ona ultraviolada deixen identificar als astrònoms la composició química de l’atmosfera del cometa, observar l’estructura d’emissió de la pols, alhora que permet identificar la rotació del nucli glacial del cometa. Els raigs X, mostren l’estructura del gas i l’estat del vent solar; una corrent de partícules que flueix del Sol a una velocitat de 1.500.000 quilòmetres per hora.

El UVOT adosat al Swift, va capturar una sorprenent seqüència que mostra una emissió de pols d’un cometa. A primers de maig de l’any 2006, el fragment més gran del cometa 73P/Schmassmann-Wachmann 3 (SW3), va pasar a prop de la Terra i el Swift va poder observar-lo.

El fragment C, l’objecte principal d’aquest cometa és va començar a esmicolar l’any 1995. L’any 2006, els astrònoms en contaven 66 fragments d’aquest cometa. Els telescopis, incloent-hi el Hubble i el Spitzer, varen observar les condensacions de pols que arrosegaven els fragments de pedres. El fragment C, no mostrava canvis inusuals, excepte a l’ull ultraviolat del Swift. “Els núvols observats en ultraviolat pel Swift, va observar la pols i els fragments de pedres, que no veia ningú més”, comenta en Immler.

L’UVOT porta incorporat uns instrument que combina uns prisma i una xarxa de difracció per la llum ultraviolada.”Aquest instrument del Swift, abraça les longituds on la radiació d’ona compren les molècules del carboni i les del hidroxil, que són més actives. Això proporciona una visió única als tipus i quantitats de gas que produeixen els cometes i donar pistes sobre el seu origen i també del Sistema Solar.

Mentre la superfície d’un cometa s’escalfa al acostar-se al Sol, el gel gira i s’escampa el seu gas en una tènue atmosfera anomenada coma, que pot mesurar centenars de milers de quilòmetres.  El vent solar fa retrocedir aquest gas formant una cua de gas que fa brillar el cometa. L’emissió de raigs X, és un efecte secundari d’aquesta interacció.

Si voleu més informació, premeu aquest enllaç.

Els que no varen poder gaudir de la espectacular ocultació de Venus per part de la Lluna, del passat dia 1 de desembre de 2008 en directa, en pogut observat segurament una multitud d’imatges d’aquest esdeveniment, en diferents mitjans de comunicació.

L’inici de la ocultació a mitja tarda, va coincidir amb la presència en algunes zones de núvols o boires, que van oferir imatges artístiques com les que podem observar en aquesta pàgina.

Nosaltres varen tenir la sort de poder seguir tota la ocultació i fotografiar tant l’immersió, a través d’una fina boira, amb un telescopi refractor de 102 mm de diàmetre i 1.000 mm de distància focal, amb l’ajut d’una lent de barlow X2.

Així com la posterior emersió del planeta per la sud de la Lluna.

També hem rebut algunes imatges de persones que assabentats d’aquesta ocultació a través de la nostra noticia. En aquesta imatge, podem observar tot el conjunt format per el planeta Júpiter en la part superior, la lluna i a sota el planeta Venus.

 La fotografia està presa per en Oscar Zamora Soto, amb una càmera digital Fujifilm model finepix 5700 amb un zoom òptic 10X a F 3,5.

Amb un pàl·lid color groc observariem amb els nostres ulls, el que va observar la sonda Venus Express amb llum infraroja i ultraviolada l’atmosfera del planeta que geològicament és més semblant a la Terra. Les noves imatges preses pels instruments de la sonda Venus Express de l’ESA, ens acosten a la turbulenta atmosfera del nostre planeta veí.

La sonda utilitza aquests instruments, que observen en diferents longituds d’ona, per donar molta informació als científics, per tal d’estudiar les condicions físiques i de dinàmica atmosfèriques de Venus.

Observada en llum ultraviolada, l’atmosfera de Venus ens mostra els grans contrastos de les seves regions més altes. La causa d’una distribució no homogènia, correspon a algun producte químic misteriós situat en l’atmosfera i que absorbeix la llum ultraviolada, creant les regions brillants i fosques.

La llum ultraviolada ens mostra l’estructura dels núvols i les seves condicions dinàmiques, mentre que la llum infraroja ens proporciona la informació de la temperatura i altitud de la par superior d’aquests núvols.

Amb les dades de la Venus Express, els científics s’han assabentat que les regions equatorials a Venus i que semblen més fosques a la llum ultraviolada, són regions de temperatura relativament més alta, on la intensa convecció remou aquest material fosc. Per contrast les brillants regions de les latituds mitjanes, són àrees on la temperatura atmosfèrica disminueix ràpidament. La temperatura arriba al seu mínim en la part superior del núvol.

Les observacions en infraroig, s’han utilitzat per fer el mapa d’altitud dels núvols. Sorprenentment, els núvols situats en els tròpics de color fosc i els de latituds mitjanes, estant situats al voltant de la mateixa alçada, aproximadament uns 72 quilòmetres.

A 60º de latitud sud, les regions superiors dels núvols comencen a enforsar-se, arribant a un mínim d’aproximadament 64 quilòmetres i formar d’aquesta manera un enorme huracà en el pol sud.

Si voleu més informació, premeu aquest enllaç.

El cometa 96/p Machholz 1, s’està mostrant amb unes característiques de composició extremadament anòmales, la qual cosa esta generant tres possibles orígens diferents. En David Schleicher, astrònom planetari de l’Observatori Lowell, ha mesurat les abundors de cinc composicions moleculars, en les comes de 150 cometes i ha descobert que el cometa 96/P Machholz 1, té una química extremadament inusual. La causa exacta d’aquesta anomalia química encara roman desconeguda i això fa que pugui ser explicada amb una des les tres possibles teories del seu origen. Aquest estudi ha estat publicat en l’exemplar del mes de novembre de la revista Astronomical Journal.

La descoberta d’aquesta composició anòmala a Machholz 1, indica la possible existència d’una nova classe de cometes. Els astrònoms havien identificat dues classes de cometes durant els anys 1990. El Machholz 1, sembla que ha exhaurit unes varietats de carboni, C2 i C3, que provoca l’anomalia a la molècula del cianogen, CN. Aquesta anomalia, està per sobre tant sols d’un 1 per cent de la mitja dels cometes. “Aquesta manca de CN, és el més gran observat fins ara”, comenta en David Schleicher.

Una possible explicació sobre aquest fet, seria que el Machholz 1, no s’hagués creat en el nostre Sistema Solar, sinó en el d’una altre estrella. Aquesta teoria, indica que possiblement el disc protoplanetari d’aquella estrella, hauria tingut un percentatge més baix de carboni. “Una fracció important de cometes del nostre Sistema Solar, s’han escapat cap a l’espai interestel·lar, així que de la mateixa manera haurien pogut arribar cometes d’altres estrelles”.

Una altre explicació possible per el Machholz 1, per explicar l’anomalia de al seva composició, seria que s’hauria format en una regió molt allunyada del Sol, en un ambient molt més fred del que hem estudiat fins ara. Si hagués estat així, llavors l’escassetat d’aquest material hauria explicar la seva pre`sència.

Per intentar resoldre aquesta misteriosa composició, els astrònoms esperan el proper acostament del cometa durant l’any 2012.

Si voleu més informació, premeu aquest enllaç.

Brillant com una estrella de magnitud 3,7 i una grandària aparent com la lluna plena en el cel nocturn del hemisferi sud, Omega Centaure és visible a ull nu en un cel relativament fosc. Fins i tot amb un petit telescopi, és possible observar una increïble i densa esfera poblada per milers d’estrelles.

Ara bé, els astrònoms necessiten utilitzar totes les millors eines dels telescopis per descobrir els grans secrets que encara envolten a aquest cúmul globular.

Aquesta imatge es basa en les dades recollides amb el Wide Field Imager (WFI), instal·lat en el telescopi Max-Planck de l’ESO de 2,2 metres de diàmetre, situat en el desert d’Atacama a Xile. Omega Centaure té unes dimensions aproximades de 150 anys llum i és el més massiu de tots els cúmuls globulars de la Via Làctia. Conté aproximadament 10 milions d’estrelles !.

Aquest cúmul globular ha estat observat durant tota la història de l’astronomia. Des de el gran astrònom Tolomeu que el va observar com una estrella, fins en Johann Bayer que el va catalogar com un cúmul. Encara que no va ser fins a començament del segle 19, que l’astrònom anglès John Frederick William Herschel (fill del descobridor d’Urà) que s’adonà que Omega Centaure, era de fet un cúmul globular. Els cúmuls globulars són les agrupacions d’estrelles més antigues que envolten a les galàxies, com aquest cas a la Via Làctia. Es creu que Omega Centaure, té una edat de 12.000 milions d’anys.

Les recents observacions, suggereixen que en el mig d’aquesta agrupació d’estrelles, podria haver un gran forat negre. Les observacions fetes amb el Telescopi Espacial Hubble i l’Observatori Gemini, indiquen que les estrelles és mouen d’una manera inusual, a causa de la possible presència d’un forat negre massiu, amb una massa aproximada de 40.000 vegades la del Sol.

La presència d’aquest forat negre, és nomes una de les raons per la qual alguns astrònoms creuen que Omega Centaure és un impostor. Alguns creuen que de fet, és el cor d’una galàxia nana, que és va destruïr en trobar-se amb la Via Làctia. Una altre evidència, assenyala que aquest cúmul disposade varies generacions d’estrelles, una circumstància atípica en un cúmul globular, ja que normalment tots els cúmuls tenen una mateixa generació d’estrelles.

Si voleu més informació, premeu aquest enllaç.

Enceladus, una lluna de Saturn podria ocultar dipòsits d’aigua subterrània. Segons indiquen els científics que varen estudiar els guèisers que varen expulsar vapor d’aigua i gel, quan els va observar la sonda Cassini. “En tres llocs del Sistema Solar, sabem o sospitem que hi ha aigua en forma líquida a prop de la seva superfície”, comenta en Joshua Colwell, membre de l’equip de recerca de la Cassini i de la Universitat Central de Califòrnia. “Aquests tres llocs són: la Terra, Europa (un satèl·lit de Júpiter) i Enceladus (un satèl·lit de Saturn).

L’aigua és l’ingredient fonamental per la vida i si n’hi ha a Enceladus, tindà moltes complicacions per mantenir-se, encara que si és confirma l’escalfament d’aquest satél·lit per les forces de marea de Saturn, que són les responsables dels guèisers, podrà suggerir que pot ser una circumstància comuna en altres sistemes sistemes planetaris.

Utilitzant la informació rebuda per l’Espectrògraf d’Imatges en Ultraviolat (UVIS), l’equip científic ha trobat les probes que donarien versemblança a aquesta teoria, la qual afirma que els guèisers estant produïts per una profunda font d’aigua a l’interior d’Enceladus. Un cas anàleg el trobem en el llag Vostok situat a l’Antàrtida, on existeix aigua líquida per sota d’una densa capa de gel.

Els científics suggereixen que en el cas d’Enceladus, els trossos de gel podrien formar-se a partir del vapor d’aigua i  sortir a través de les esquerdes de l’escorça de gel, abans de projectar-se cap a l’espai. Això és el que possiblement varen detectar els instruments de la Cassini els anys 2005 i 2007 i que va servir de base per l’equip de recerca.

L’equip també suggereix una altre hipòtesis menys probable. Aquesta teoria indica, que els guèisers de gas i pols observats, estarien produïts per la vaporització del gel sublimat al estar expolsat en el mateix moment que Saturn produeix les forces de marea. Encara que l’equip de recerca, va detectar aquests mateixos guèisers l’any 2007, en un període on aquestes forces de marea eren menors.

Si voleum més informació, premeu aquest enllaç.

Aquesta imatge formada per dades de diferents instruments, ens mostra a M-84, una massiva galàxia el·líptica situada en el Cúmul de la Verge, a uns 55 milions d’anys llum de nosaltres. El gas calent que envolta a M-84, està enregistrat per l’Observatori de Raigs X Chandra, en color blau. Les senyals de ràdio provenen del Very Large Array en color vermell. La imatge que serveix de fons, correspon al Sloan Digital Sky Survey, en colors blanc i groc.

Podem observar un cert nombre de bombolles de gas calent, visibles en color blau en l’emissió de raigs X. Aquestes bombolles poden haver estat reventades, per les partícules relativistes generades pel forat negre supermassiu, que hi ha en el centre de M-84. Aquestes partícules viatgen cap enfora en forma de doble raig. Degut que les bombolles més petites, es troben dins de bombolles més grans, dona la impressió de les figures de les nines Russes, on les nines més petites es troben dins de les més grans. Aquestes bombolles superposades, evidencien els esclats que surten del forat negre central.

Les simulacions amb supercomputadors indiquen les interaccions dels forats negres supermassius amb el gas circumdant, que poden explicar com és formen aquestes “nines Russes”.

Les simulacions ens mostren les bombolles superposades, associades amb el final dels raigs i la seva complexa interacció amb el gas circumdant. Una mica semblant a les bombolles efervescents del cava dins d’una copa.

La dissipació de l’energia per so i ones de xoc generades per aquests esclats, així com els moviments addicionals que és generen, són els responsables d’escalfar el gas que envolta a M-84. Això alenteix el refredament del gas i suprimeix la formació de noves estrelles. Llevat que un forat negre experimenti un únic però extremadament increment d’activitat, els esclats múltiples són necessaris per suprimir la formació de noves estrelles i mantenir un equilibri entre el refredament i escalfament de llargs períodes de temps.

Les observacions també indiquen que la primera bombolla ha esclatat i el gas calent (mostrat en color vermell), s’està escampant pel seu entorn. La barreja d’aquest gas calent i el gas més fres de la galàxia, és una mostra d’un escalfament del gas circumdant dels forats negres supermassius, que encara no s’havia observat tant clarament fins ara.

Si voleu més informació, premeu aquest enllaç.