dimecres, 13 de novembre del 2024

GALÀXIA D'ANDRÒMEDA MESIER 31 o NGC 224 

https://joandalmaujuscafresa57.blogspot.com/


Enllaç amb informació:

La galàxia d'Andròmeda, Messier 31, M31 o NGC 224, és una galàxia espiral gegant catalogada per Charles Messier el 1764. És l'objecte visible a ull nu més allunyat de la Terra. És a 2,5 milions d'anys llum (775 parsecs (kpc) en direcció a la constel·lació d'Andròmeda. Fa part del grup local de galàxies, que inclou una gran quantitat de galàxies petites més les tres grans galàxies espirals: Andròmeda, la Via Làctia i la Galàxia del Triangle.

Té una massa calculada d'entre 300.000 i 400.000 milions de masses solars (aproximadament una vegada i mitja la massa de la Via Làctia) i un diàmetre d'uns 220.000 anys llum. Dins la classificació de Hubble es considera del tipus Sb.

Amb les millores en els mesuraments i les dades obtingudes, alguns científics consideren que la Via Làctia conté molta més matèria fosca i podria ser més massiva que M31. Tot i així, observacions recents del Telescopi espacial Spitzer van revelar que la M31 conté un bilió (1012) d'estels, excedint per molt el nombre d'estels de la nostra galàxia.

La galàxia s'acosta a nosaltres a uns 140 quilòmetres per segon i es creu que d'aquí a aproximadament 3.000 milions a 5.000 milions d'anys podria col·lidir amb la nostra galàxia i fusionar-s'hi amb la formació d'una galàxia gegant el·líptica.

Andròmeda té un paper important en els estudis galàctics, ja que és la gegant espiral més propera. El 1943 Walter Baade va ser el primer a resoldre estels dintre de la regió central de la galàxia. EdwinHubble hi va identificar per primera vegada en fotografia estels variables Cefeida en aquesta galàxia, la qual cosa va permetre de determinar la distància de nosaltres.

Robin Barnard, de l'Open University, ha detectat fonts de raigs X en la Galàxia d'Andròmeda emprant observacions de l'observatori orbital XMM-Newton de l'Agència Espacial Europea. La seva hipòtesi és que poden ser possibles candidats a forats negres o estels de neutrons, que escalfen el gas entrant a milions de graus, el qual emet raigs X. L'espectre dels estels de neutrons és el mateix que el dels suposats forats negres, però es distingeixen per les seves masses.

El 1991 la Càmera Planetària del Telescopi Espacial Hubble va fotografiar el nucli d'Andròmeda. Va sorprendre a tothom que presenti una doble estructura, amb dos punts nuclears calents separats per uns pocs anys llum. Observacions terrestres posteriors han dut a especular que, a més d'existir dos nuclis, aquests es mouen l'un respecte de l'altre i que un dels nuclis està desfent l'altre, que podria ser el romanent d'una galàxia més petita "empassada" per M31. Se sap que els nuclis de moltes galàxies són llocs bastant violents i sovint es proposa l'existència de forats negres supermassius per a explicar-los.

Scott Chapman, del Califòrnia Institute of Technology, i Rodrigo Ibata, de l'Observatoire Atronomique de Strasbourg a França, van anunciar el 2005 les seves observacions amb els telescopis Keck, que mostren que la lluentor tènue d'estels que s'estén cap a fora de la galàxia és, en realitat, part del mateix disc. Això significa que el disc espiral d'estels en Andròmeda és tres vegades més llarg de l'estimat fins ara. És una evidència que hi ha un vast disc estel·lar que fa que la galàxia tingui un diàmetre de més de 220.000 anys llum. Els càlculs previs estimaven el diàmetre d'Andròmeda entre els 70.000 i els 120.000 anys llum.

Recents investigacions han demostrat l'existència d'una barra en el centre de M 31, la qual cosa la converteix en una galàxia espiral barrada igual que la Via Làctia.

L'any 2020, els científics que treballen amb el telescopi espacial Hubble van cartografiar l'halo galàctic d'Andròmeda, un immens embolcall de gas que l'envolta. Els va sorprendre la seva magnitud, aquest halo, molt tènue, gairebé invisible, abasta un 1,3 milions d'anys des de la galàxia, aproximadament arriba fins a la meitat de la distància que hi ha fins a la nostra Via Làctia. I en algunes direccions arriba a 2 milions d'anys llum, el que significa que l'halo d'Andròmeda ja està col·lidint amb el de la nostra galàxia.

Estimacions de la seva massa i lluminositat

La massa total de la galàxia d'Andròmeda és difícil de calcular, trobant-se a la literatura valors que van des del voltant de 4×1011 masses solars fins a 1,37×1012 masses solars; en un estudi recent s'ha calculat una massa total per a aquesta galàxia d'aproximadament 1,3×1012 masses solars, distribuïda de la manera següent: 1,2×1012 masses solars de matèria fosca i 1,4×1011 masses solars en forma de matèria bariònica, alhora distribuïdes en 1,3×1011 masses solars en forma d'estels i 7,7×109 masses solars en forma de gas (hidrogen i heli).

Alguns científics creuen que la Via Làctia conté molta més matèria fosca i podria ser més massiva que M31. No obstant això, observacions recents del telescopi espacial Spitzer van revelar que la M31 conté un bilió d'estrelles (1012), excedint per molt el nombre d'estrelles a la nostra galàxia. 

Alguns autors postulen que és la segona galàxia intrínsecament més brillant en un radi de 10 megaparsecs al voltant de la nostra galàxia, i alguns estudis suggereixen que és la segona galàxia intrínsecament més brillant en aquesta regió, després de M104, només superada per la galàxia del Sombrero (encara que potser NGC 253 també la superi en brillantor); no obstant això, és difícil determinar amb precisió la seva lluminositat total a causa de l'extinció de la seva brillantor causada per la pols interestel·lar en veure's de cantell. La magnitud absoluta d'Andròmeda varia segons el model emprat, però en general es considera que és més lluminosa que la Via Làctia, amb una magnitud absoluta en el blau de –20,89, que amb l'índex de color corregit donat en ell (0,6) dóna una magnitud absoluta d'aproximadament -21,5, encara que en general s'està d'acord que Andròmeda és més lluminosa que la Via Làctia.

Estimacions recents de la seva distància

És interessant saber que els mètodes utilitzats per mesurar la distància a aquesta galàxia han evolucionat amb el temps i s'han tornat cada cop més precisos. El mesurament de la distància a través de les cefeides va ser un pas important en la comprensió d'aquesta galàxia, però tenia un cert marge d'error a causa de la incertesa en la distància la Gran Núvol de Magalhäes.

No obstant això, els mètodes més recents utilitzats per mesurar la distància a la galàxia d'Andròmeda, com la brillantor superficial de les seves estrelles gegants vermelles més lluminoses i les variacions de brillantor dels seus estels dobles eclipsats, han permès una major precisió en l'estimació de la distància. Amb aquests mètodes més avançats, s'ha determinat que la distància mitjana a la galàxia d'Andròmeda és d'uns 775 kiloparsecs, cosa que equival a aproximadament 2,5 milions d'anys llum.

Aquesta estimació nova de la distància a la galàxia d'Andròmeda és important perquè ens ajuda a comprendre millor l'estructura i l'escala de l'univers. També pot tenir implicacions en la manera com modelem l'evolució i el comportament de les galàxies a l'univers.

Observació

La Galàxia d'Andròmeda va ser observada en l'any 964 per l'astrònom persa Abd Al-Rahman Al Sufí, que la va descriure com un "petit núvol". La primera descripció basada en observacions telescòpiques la devem a Simon Marius (1612) a qui sovint s'atribueix erròniament el descobriment.

En 1885 una supernova (coneguda com a "S Andromedae”) va ser vista en la Galàxia d'Andròmeda, la primera i l'única observada fins ara en aquesta galàxia: va aparèixer a l'agost d'aquest any amb magnitud pròxima a la 6ª, va ascendir fins a la 5,4ª cap al 17 d'aquest mes per a anar perdent lluentor a poc a poc; va deixar de veure's al febrer de 1886: encara l'1 de febrer d'aquest any va poder mesurar-la AsaphHall amb el gran refractor instal·lat a Washington, amb una magnitud 16ª. S'ha calculat que la seva magnitud absoluta va ser de -18.2ª.

La Galàxia d'Andròmeda és fàcilment visible a ull nu sota un cel veritablement fosc; aquest cel sols el podem trobar en bastants pocs llocs, normalment zones aïllades lluny dels nuclis de població i fonts de contaminació lumínica. A primera vista sembla bastant petita, car només la part central és prou lluent per a ser apreciable per l'ull humà, però el diàmetre angular complet de la galàxia és en realitat de set vegades el de la Lluna plena. El 1950, els astrònoms anglesos R. Hanbury-Brown i C. Hazard van descobrir que aquesta galàxia emetia ones electromagnètiques en la banda dels 158,8 MHz, cosa que la va fer ser la primera galàxia descoberta que emetia ones electromagnètiques.

La vista de l'univers des de la galàxia d'Andròmeda

La nostra galàxia vista des d'Andròmeda s'assemblaria a com veiem nosaltres aquesta última, encara que amb un angle una mica més obert i menys brillant (sent, així i tot, també apreciable sense problemes a simple vista). No obstant això, es veuria molt propera al pla galàctic (a només 13°; l'angle respecte a l'equador amb què nosaltres veiem Andròmeda), la qual cosa dificultaria el seu estudi des d'allà en estar enfosquida per la pols que abunda en aquesta zona, i de fet si "estiguéssim" darrere del bulb i/o hi hagués mala sort de tenir a prop un núvol de pols interestel·lar podria ser fins i tot invisible en l'òptic; el mateix li passaria al Cúmul de Verge i a moltes altres galàxies brillants ben visibles des de la nostra, que es veurien pitjor que des de la Via Làctia, algunes de les quals fins i tot sent invisibles en l'òptic en estar a l'equador galàctic.

Triangle (M33), es veuria força major i més brillant que des de la nostra galàxia, i a la zona d'un dels pols galàctic els quals estan situats a les constel·lacions de Coloma i Hèrcules, però gairebé de cant, i finalment les majors galàxies satèl·lits (M 32 i M110) es veurien molt bé, sobretot la primera que en el pitjor dels casos es veuria com un cúmul globular gegant; la M 110 recordaria en grandària i lluminositat el Petit Núvol de Magalhäes.






*************************************************
Altres enllaços amb informació:




*************************************************











divendres, 8 de novembre del 2024

NEBULOSA CARINA - ETA CARINAE - NGC 3372 

https://joandalmaujuscafresa57.blogspot.com/

Enllaç amb informació:

https://en.wikipedia.org/wiki/Carina_Nebula

Nicolas-Louis de Lacaille va descobrir la nebulosa el 25 de gener de 1752. Les seves dimensions són 120×120 minuts d'arc centrats en les coordenades d'ascensió recta 10 h 45 m 08,5 s i declinació −59° 5 ′ 04″. 

La Nebulosa Carina o Nebulosa Eta Carinae (catalogada com NGC 3372; també coneguda com la Gran Nebulosa Carina és una gran i complexa àrea de nebulositat brillant i fosca en la constel·lació de Carina, ubicada al Braç Carina-Sagitari de la galàxia Via Làctia. La nebulosa es troba aproximadament a 8.500 anys llum (2.600 pàrsecs) de la Terra.

La nebulosa té dins dels seus límits la gran associació Carina OB1 i diversos cúmuls oberts relacionats, incloent nombroses estrelles de tipus O i diverses estrelles Wolf-Rayet. Carina OB1 abasta els cúmuls estel·lars Trumpler 14 i Trumpler 16. Trumpler 14 és un dels cúmuls estel·lars més joves coneguts amb mig milió d'anys i conté estrelles com la supergegant O2 HD 93129A. Trumpler 16 és la llar de moltes estrelles extremadament lluminoses, com WR 25 i el sistema estel·lar Eta Carinae. Trumpler 15, Collinder 228, Collinder 232, NGC 3324 i NGC 3293 també es consideren membres de l'associació. NGC 3293 és el més antic i el més allunyat de Trumpler 14 , el que indica una formació estel·lar seqüencial i en curs.

La nebulosa Carina és una de les nebuloses difuses més grans del nostre cel. Encara que és quatre vegades més gran i més brillant que la famosa Nebulosa d'Orió, la nebulosa Carina és molt menys coneguda a causa de la seva ubicació al cel austral. Va ser descoberta per Nicolas-Louis de Lacaille en 1752 des del Cap de Bona Esperança.

La Nebulosa Carina va ser seleccionada com un dels cinc objectes còsmics observats pel Telescopi Espacial James Webb, com a part de la publicació de les seves primeres imatges científiques oficials. Es va fer una imatge detallada d'una regió de formació estel·lar primerenca de NGC 3324 coneguda com els Penya-segats Còsmics. 































*************************************************

Altres enllaços amb informació:






*************************************************







divendres, 18 d’octubre del 2024

NEBULOSA DEL BABUÍ FURIÓS NGC 6727

https://joandalmaujuscafresa57.blogspot.com/ 




Enllaços amb informació:


Aquesta regió polsegosa està formant estrelles. Forma part d'un complex de núvols moleculars en expansió que, per a alguns, s'assembla a un babuí embogit. La regió està relativament a prop, a 500 anys llum de distància, en direcció a la constel·lació de Corona Australis. Això és aproximadament un terç de la distància de la guarderia estel·lar més famosa coneguda com la Nebulosa d'Orió. Barrejats amb nebulositats brillants, els núvols de pols marró bloquegen eficaçment la llum de les estrelles de fons més distants a la Via Làctia i amaguen de la vista les estrelles incrustades que encara estan en procés de formació. Els ulls de la criatura de pols a la imatge destacada són en realitat nebuloses de reflexió blaves catalogades com NGC 6726, 6727, 6729 i IC 4812, mentre que la boca vermella brilla amb llum emesa per gas hidrogen. Just a l'esquerra superior del cap del babuí hi ha NGC 6723, un cúmul globular d'estrelles a gairebé 30.000 anys llum de distància.

*****************************************************



OLYMPUS MONS 

MUNTANYA I VOLCÀ A MART

https://joandalmaujuscafresa57.blogspot.com/

L’Olympus Mons és el volcà més gran conegut al Sistema Solar. Ubicat al planeta Mart, s'eleva aproximadament 22 km sobre la superfície, gairebé tres vegades l'alçada de la Muntanya Everest. Té un diàmetre al voltant de 600 km, cosa que ho fa de la mida aproximada de l'estat d'Arizona. Aquest volcà és un tipus anomenat “volcà en escut”, caracteritzat per la seva forma ampla i els pendents suaus, formades per fluxos de lava molt fluids. La baixa gravetat de Mart i l'absència de plaques tectòniques van permetre que la Olympus Mons creixés a una mida tan impressionant, ja que la lava podia acumular-se al mateix lloc durant milions d'anys.

Enllaç amb informació:

https://ca.wikipedia.org/wiki/Olympus_Mons

L'Olympus Mons és una muntanya i volcà d'escut del planeta Mart, situada a 18º N. 226ª E.. Es tracta de la muntanya més alta coneguda del sistema solar, amb una altura de 22.000 metres sobre el nivell mitjà de la superfície de Mart. Abans que les sondes espacials d'exploració revelessin la seva naturalesa de muntanya era coneguda com a Nix Olympica ('Neus de l'Olimp', denominació actualment desestimada en favor de l'oficial Olympus Mons).

Descobriment

Malgrat la seva descomunal grandària, el mont Olimp no era suficientment gran com per ser vist i interpretat correctament pels observadors telescòpics anteriors a l'era d'exploració amb naus espacials. A vista d'un telescopi del segle xix, l'Olimp semblava poc més que una gran taca fosca a la superfície del planeta. No obstant això, sí es va detectar alguna cosa estranya en aquest lloc del planeta vermell.

De vegades, els observadors veien aquí una taca blanca, que destacava en gran manera enmig del terreny ataronjat-vermellós de Mart. Per aquesta raó, l'astrònom italià Giovanni Schiaparelli li va posar el nom de Nix Olympica (Neus de l'Olimp), nom que va resultar ser una gran premonició, doncs es va prendre el nom del mont Olimp a Grècia, l'estatge dels déus olímpics el cim dels quals estava habitualment coberta de neu. No obstant això, això no significa que Schiaparelli necessàriament interpretés Nix Olympica com una muntanya.

Durant dècades, Nix Olympica va seguir veient-se com una taca brillant i variable. El 1951, l'observador aficionat japonès Tsuneo Saheki va albirar un centelleig brillant en el lloc, que en qüestió de mitja hora es va il·luminar fins a rivalitzar amb el casquet de gel polar i que després es va esvair al cap d'una altra mitja hora. Els astrònoms discutien sobre el significat d'aquelles observacions, creient-se que podrien ser reflexos del gel, erupcions volcàniques i fins i tot senyals enviats per una presumpta civilització marciana.

La taca brillant anomenada Nix Olympica va resultar deure's als núvols que solen formar-se sobre l'Olympus Mons. És un fenomen atmosfèric que també existeix en la Terra, i que és anomenat «núvols orogràfics», és a dir, núvols massius de curta durada.

Ja en èpoques de l'exploració espacial, el 1971, la nau Mariner 9 va orbitar al voltant de Mart durant una tempesta de pols global. Els primers objectes a ser visibles després d'anar retirant-se la pols en suspensió van ser precisament els cims superiors dels volcans de Tharsis, demostrat que l'altitud d'aquests era, en gran manera, superior a la de qualsevol muntanya terrestre. Les observacions que la Mariner 9 va realitzar sobre la superfície de Mart van confirmar que Nix Olympica no era solament una muntanya, sinó un volcà. Va ser a partir d'aquí quan els científics van començar a conèixer al volcà com a Olympus Mons.

Descripció general

El mont Olimp està situat a la regió de Tharsis, una gran elevació de la superfície de Mart que també conté altres volcans importants, com els volcans d'escut Arsia Mons, Pavonis Mons i AscraeusMons.

L'edifici volcànic principal arriba a 27 km d'alçada per sobre de la seva base i a 25 km per sobre del nivell de la superfície mitjana del planeta. Té una amplada de 540 km, amb penya-segats força verticals en els trams més baixos. La caldera té un diàmetre de 60 km i una profunditat de 3.000 m, amb diversos cràters sobreposats. Malgrat que al cim la pressió atmosfèrica només és el 2% de la pressió atmosfèrica a la superfície, la densitat de l'atmosfera és suficient per a formar-hi núvols de gran alçària de diòxid de carboni però no de vapor d’aigua.

El mont Olimp és un volcà escut, resultat del flux de lava molt fluida a través de xemeneies volcàniques durant un llarg període. Per això, el pendent de la muntanya és poc pronunciat, excepte en els penya-segats de la part baixa.

Activitat volcànica

El mont Olimp és un volcà en escut en forma de caldera, format com a resultat de fluxos de lava molt poc viscosa durant llargs períodes, i és molt més ample que alt; la pendent mitjana de la muntanya és molt suau. El 2004, la sonda Mars Express obtingué imatges de fluxos de lava als vessants del volcà que semblen tenir una edat de només 2 milions d'anys (recents, en un context geològic). Això suggereix que la muntanya encara podria tenir una certa activitat volcànica.

L'exemple terrestre de volcà més similar al mont Olimp seria el conjunt de volcans de les illes Hawaii (com el Mauna Loa). La gran alçada del mont Olimp 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.

Entorn

El mont Olimp es troba a l'altiplà de Tharsis, un terreny elevat en la superfície marciana que conté altres formacions volcàniques. Entre elles hi ha una cadena de volcans en forma de caldera més petits, com és el cas de les muntanyes Arsia, Pavonis i Ascraeus, els quals són petits en comparació de l'Olimp. La regió que envolta immediatament al mont Olimp és una depressió de 2 km de profunditat.

El volcà està envoltat per una regió coneguda com la aurèola, amb enormes goles i muntanyes que s'estenen a 1.000 m del cim, i que mostren l'evidència d'una antiga activitat glacial. 

Aquí es mostra un mosaic digital de l’Olympus, el volcà més gran conegut al Sistema Solar, pres per la sonda Viking 1. Té 27 quilòmetres d'alçada, més de 600 quilòmetres a la base, i està envoltat per un escarpí ben definit de fins a 6 quilòmetres d'alçada. Els fluxos de lava cobreixen l'escarpí en alguns llocs. Gran part de les planes que envolten el volcà estan cobertes per l’aureola" estriada i estriada de l’Olympus Mons. L'origen de l'aurèola és controvertit, però pot estar relacionat amb el lliscament per gravetat dels flancs d'un volcà ancestral. La caldera del cim (depressió central) té gairebé 3 quilòmetres de profunditat i 25 quilòmetres d'amplada. Probablement es va formar a partir d'un col·lapse recurrent després del drenatge del magma resultant de les erupcions dels flancs.


Aquesta imatge de la sonda Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) de la NASA mostra blocs de terreny estratificat dins de l'aurèola de la Muntanya Olimpa. L'aurèola és una gegantina plataforma de material caòtic al voltant del volcà, formada potser per enormes despreniments de terra dels flancs del gegantí volcà.

Aquests blocs de material estratificat han estat erosionats pel vent formant el paisatge escènic.



El mont Olimp. Imatge presa el 19 d’octubre de 1998 per la Mars Global Surveyor. 


Caldera de l'Olympus Mons



Vora de l'Olympus Mons

Aquesta imatge cobreix la vora nord del volcà més gran del sistema solar, la Olympus Mons a Mart. La vora de l’Olympus Mons està definida per un enorme penya-segat de molts quilòmetres (diverses milles) d'alçada. En aquest lloc té gairebé 7 quilòmetres (23.000 peus) d'alçada. El penya-segat exposa les entranyes del volcà, revelant capes dures i toves intercalades. Les capes dures són lava i les capes toves poden ser pols (de grans tempestes de pols) o cendra volcànica.


Lava de l'Olympus Mons

Aquesta imatge mostra un canal de lava, que es troba just a l'est del volcà més gran del sistema solar: el mont Olimp. 

El canal sembla discontinu, és a dir, desapareix diverses vegades al llarg de la seva longitud, però en realitat és probable que el canal continuï sota terra com un tub de lava. 

Es tracta de característiques relativament comunes a centres volcànics terrestres, com la Gran Illa de Hawaii. Sembla que el canal s'ha omplert amb pols i sorra, per la qual cosa l'entrada a una cova de lava ja no és visible en aquest lloc en particular; sortosament, això s'ha observat en altres llocs de Mart.


*********************************************

Enllaços amb informació:







*********************************************