L'ASTRONÒMICA

Conferència de l'Astronòmica de Sabadell. Gemma Busquet, 7 de maig de 2025.

---

Farem un recorregut a través de la radioastronomia, des dels seus inicis amb el descobriment d'una zona radio provinent de la galàxia, per part de Karl Jansky, fins al futur, el que ens espera de la radioastronomia en els propers deu anys. És un futur relativament pròxim.

Primer, per motivar una mica la xerrada, el 1995 es va descobrir el primer planeta fora del nostre Sistema Solar, que orbitava entorn d'una estrella. Avui en dia coneixem més de 5.000 planetes. Tots aquests sistemes planetaris són diferents els uns dels altres i són diferents també del nostre Sistema Solar. A més a més, amb la particularitat que la Terra, de moment, és l'únic planeta que coneixem on hi ha vida. Llavors, què origina aquesta varietat de sistemes planetaris? La radioastronomia aquí ens pot ajudar, ens pot portar tota una sèrie de claus per entendre com s'originen aquests sistemes planetaris.

Quan observem el cel, veiem les estrelles però també veiem unes regions fosques en l'òptic que semblen com uns forats en el cel,  són els núvols moleculars, els llocs on neixen les estrelles. I, mentre que en l'òptic no es pot veure res, és ben fosc, les ones de ràdio penetren en el seu interior, amb elles sí que podem veure què hi ha a dins, i podem intentar respondre les preguntes de com neixen les estrelles i els planetes al seu voltant.  

En el procés de naixement de les estrelles, sempre podem veure un disc de gas i pols al seu voltant on es va formant un sistema planetari. Hem pogut veure que hi tota una sèrie d'estructures: anells i forats, que ens indiquen la possible presència de planetes naixent en aquest disc.

Avui en dia tenim grans radiotelescopis, grans radiointerferòmetres, com el d’Atacama, el  Large Millimiter Array (ALMA), que ens proporciona una visió molt global d'aquests discos. Amb ells podem obtenir algunes de les seves propietats com la massa, com s'està movent el gas entorn en aquest disc, o fins i tot veure aquestes estructures que ens indiquen aquesta presència de planetes en formació. Però, per arribar fins aquí, la ciència ha hagut de fer un llarg recorregut, tot partint del descobriment accidental d'ones ràdio provinents de la galàxia. I això va ser gràcies a Karl Jansky.

Karl Jansky va començar a treballar d'enginyer de telecomunicacions en els laboratoris telefònics de Bell, i l'objectiu de la seva feina era identificar les fonts d'interferència, les fonts de soroll en les telecomunicacions de ràdio de llarga distància. Aleshores, ell va construir una antena giratòria que rebia ones ràdio a 20,5 MHz de freqüència, que es correspon a 14,5 metres en longitud d’ona, amb un diàmetre total de 30 metres de llargada i una alçada de 6 metres. Després de molt temps fent observacions, va identificar tres tipus de senyals: un senyal que corresponia a tempestes properes, un altre senyal que corresponia a tempestes més llunyanes i un tercer senyal que era constant, dèbil, del qual no coneixia el seu origen i que, a més a més, no canviava de posició amb el temps.

La primera cosa que va pensar Jansky va ser que provenia del Sol. Però, al llarg del temps, i de fer més i més observacions, va veure que aquest senyal s’anava repetint cada 23 hores i 56 minuts, i aquest és el període que correspon al dia sideral. No és a les 24 hores que triguem a fer la volta al Sol, sinó que és el temps que triga la Terra a fer tota una rotació respecte de les estrelles. El que havia descobert Jansky era les ones d’emissió ràdio provinents del cor de la Via Làctia. I, evidentment, aquest descobriment es va publicar en els diaris, com ara el New York Times. He volgut destacar un petit paràgraf del diari, el qual deia: “no hi ha cap indicació que aquests resultats siguin la forma d'una intel·ligència a la recerca de comunicació intergalàctica”. Això va obrir una nova finestra en la observació del cel. Fins aleshores, tota l’observació era en òptic, i l'òptic és una part molt petita de l'espectre electromagnètic. Descobrir l'emissió d'ones ràdio provinent de la Via Làctia va fer que es comencessin a fer més observacions i a intentar entendre quin era el seu origen, si només hi havia emissió ràdio provinent del centre de la galàxia o si hi havia també altres objectes celestes que també produïen emissió ràdio.

Això va ser el que va fer Grote Reber. Ell, de fet, va ser el primer radioastrònom vocacional. Era un enginyer i es va construir la seva pròpia antena en el pati de casa seva a Illinois, Estats Units. Va ser la primera antena parabòlica. Tenia 9 metres de diàmetre i a dalt, a 8 metres sobre del plat, va col·locar el receptor. Inicialment, ell sabia que per intentar entendre la naturalesa d'aquesta zona ràdio necessitava fer observacions a dues longituds d'ona diferents.

Figura 1. El radiotelescopi de Grote Reber.

Inicialment, va fer unes observacions a 3,3 GHz i a 6 GHz, però no va detectar res. Després va canviar els receptors, va utilitzar-ne de més baixa freqüència, a 160 i a 400 MHz, i va poder fer el primer mapa ràdio del cel. Va descobrir que existien altres fonts molt brillants en ràdio, com per exemple en el Cigne o a Cassiopeia, que són dues de les fonts més intenses que coneixem.

A partir d'aleshores, la radioastronomia va evolucionar i ara faré una pinzellada de quatre o cinc fites que jo considero que són de les més importants que ha aportat la radioastronomia per entendre el cosmos.

La primera és al 1951, on es va detectar per primera vegada la línia de l'hidrogen atòmic, a una longitud d’ona de 21 centímetres. Aquesta és una línia que produeix l'àtom d'hidrogen, on només hi ha un protó i un electró. Aquestes partícules tenen una orientació (espín) i els dos espins  poden estar orientats de forma paral·lela o antiparal·lela. De forma antiparal·lela l’àtom té menys energia que de forma paral·lela, i quan es fa aquesta transició de canvi d’espín, es produeix l’emissió d'un fotó, el qual es correspon a una longitud d’ona de 21 centímetres.

La predicció d'aquesta línia s'havia fet un any abans per un grup d'holandesos, i el 1951 als Estats Units, Harold Irving i Edward Mills Purcell van aconseguir detectar aquesta línia. Avui en dia tenim el mapa de l'hidrogen atòmic neutre de la nostra galàxia i, tot i que està concentrat en el pla galàctic, també omple tot el seu volum.

Una altra de les grans fites va ser el descobriment de la radiació còsmica de fons de microones per Arno Penzias i Robert W. Wilson, l’any 1964. També va ser un altre descobriment per casualitat, perquè ells tenien la seva antena i volien mirar la brillantor de les galàxies, però  obtenien que sempre hi havia com un soroll de fons. El cel estava més calent del que s'esperaven. No estaven a zero graus, sinó a 3,7 K, aproximadament. Aquest soroll de fons no és res més que una radiació que prové de 380.000 anys després del Big Bang.

Més endavant, també al 1968, va haver-hi una altra descoberta important, que en aquest cas també va donar lloc a un premi Nobel –no a la Jocelyn Bell, sinó al seu director de tesi– però Jocelyn Bell va ajudar a construir l'antena, va estar fent les observacions, i ella va ser qui es va adonar que hi havia uns senyals molt forts que es repetien molt ràpid. Va ser el descobriment dels púlsars. Un púlsar és una estrella de neutrons que gira molt ràpidament i que va produint aquests flaixos de llum ràdio, com si fos un far. Al principi, els hi van posar el nom de petits homenets verds, perquè semblava un senyal extraterrestre –evidentment fent una mica de broma–, però al cap d'un temps ja es va poder donar la correcta interpretació d'aquestes pulsacions.

A partir dels anys 60 –1963 i endavant– es van començar a detectar molècules a l'espai. Les primeres molècules van ser molt simples, com el monòxid de carboni, però més endavant, als anys 70, es va detectar la primera molècula orgànica complexa, el metanol, i més recentment, glicines i altres molècules que són precursors de la vida.

El 2015 ens vam quedar tots parats al veure aquesta imatge d’HL Tau (Figura 2), que és una estrella molt jove, amb un disc de pols. El que es veu és l’emissió tèrmica de la pols del seu voltant. Ens vam quedar molt parats de veure aquesta estructura, amb aquests nivells de detall, amb anells i forats, i això no s'havia pogut veure mai. Vam començar a veure que la formació de planetes començava molt abans del que els models deien. I fins i tot també, gràcies a radiotelescopis com ALMA, hem pogut començar a fer imatges de planetes en formació, de protoplanetes, com el punt petitet de la imatge dreta de la Figura 2.

Figura 2. Discs protoplanetaris observats per ALMA.

Finalment, es van obtenir les primeres imatges de forats negres, primer el del forat negre supermassiu de la galàxia M87 i després el del forat negre supermassiu que tenim a la nostra galàxia, Sgr A*. Tot això és només una pinzellada d'algunes de les fites de la radioastronomia.

Actualment en el món hi ha molts radiotelescopis, tot i que altres ja han deixat de funcionar, com per exemple el d’Arecibo, que seria semblant al radiotelescopi FAST que hi ha ara a la Xina. Tenim diversos telescopis que tenen una única antena, que treballen en els rangs mil·limètrics o centimètrics, i també tenim els radiointerferòmetres. Un exemple n’és el Karl Jansky Very Large Array (VLA), que està a Nou Mèxic, i té 27 antenes de 25 metres. Però també tenim telescopis més recents, com ASKAP a Australia, o Merkat a Sud Àfrica, que són precursors de futurs radiotelescopis. En els Alps francesos tenim NOEMA, que té 12 antenes de 15 metres, o a Hawai el Submillieter Array, amb 8 antenes de 6 metres. Aquests dos treballen en el mil·limètric i submil·limètric.

El gran radiotelescopi mil·limètric i sub-mil·limètric és ALMA, l'Atacama Large Millimeter/submillimeter Array. Evidentment és un projecte molt gran i per tant aquí participen molts països diferents: Canadà, Estats Units, Taiwan, Europa, també Àsia i evidentment Xile, que és el país on està instal·lat el radiotelescopi. Es troba al desert d’Atacama, a una altura de 5.000 metres, i consta de tres interferòmetres diferents. Per una banda, el principal, amb 50 antenes de 12 metres cadascuna. Aquestes antenes es poden moure, poden estar més juntes o més separades, i això ens permet veure diferents tipus d'objectes o tenir més resolució per veure detalls tan importants com els anells o els forats en els discos. Hi ha un altre interferòmetre que és més petit i més compacte (ACA), amb 12 antenes de 7 metres cadascuna. I després hi ha 4 antenes de 12 metres (TP, de Total Power) que serveixen per veure com és l'emissió més extensa i que els altres interferòmetres no poden veure. Poden treballar separadament o conjuntament, és molt flexible. ALMA ens dona una resolució angular impressionant ja que arriba a 0,015 segons d'arc. Això és molt, és una resolució que no s'havia pogut aconseguir fins ara. I, a més a més, cobreix un rang de l'espectre molt ampli perquè té deu receptors diferents en el mil·limètric i submil·limètric, des de 35 GHz fins a 950 GHz, permetent veure tot tipus de fenòmens diversos.

Figura 3. Main Array del gran radiointerferòmetre ALMA, a Xile.

Per veure aquests bressols estel·lars hem d'utilitzar aquests radiotelescopis i mirar què hi ha en els forats foscos que comentàvem abans (les nebuloses). Aquests forats foscos són brillants quan els mirem en ràdio. Són regions de formació estel·lar i quan els observem amb una antena, ens apareixen brillants. Formen part del que anomenem el medi interestel·lar, que és el material que hi ha entre les estrelles. Jo em centraré en els núvols moleculars, que són les regions més denses i fredes que hi ha del medi interestel·lar i és on es formen les estrelles. La majoria del gas és hidrogen molecular, però també hi ha altres molècules com amoni, monòxid de carboni, aigua... A més, en aquests núvols, els fotons d'estrelles externes s'absorbeixen a la seva superfície i no arriben a penetrar, de manera que les molècules del seu interior poden sobreviure. Això és molt important perquè així es produeix tota una sèrie d'evolució química que és vital per entendre el nostre origen.

Aquests núvols contenen molècules i partícules de pols, són molt freds i són les regions més denses del medi interestel·lar (tot i que molt menys que les densitats a les que estem acostumats). Si ho comparem amb els núvols de la nostra atmosfera, hi ha similituds perquè també hi ha molècules i pols, però mentre que aquí les densitats són de 10^-3 g/cm³, en aquests núvols les densitats són de tan sols 10^-18 g/cm³ .

La formació de les estrelles, de forma bàsica, la podem atribuir a la hipòtesi nebular proposada per Immanuel Kant i Pierre-Simon Laplace, de forma independent. Segons aquests físics, existia un material bàsic al principi de totes les coses que ocupava tot l'espai de l'univers. En aquell temps encara no s'havia descobert el medi interestel·lar, ni el gas molecular, ni el gas atòmic, ni res de res; però ja començaven a pensar que havia d'existir un cert material per poder formar el Sol i els planetes. La gravetat va provocar la contracció d’aquest material i també la formació d’un disc al seu voltant. La major part del gas va anar a parar al centre i va acabar formant una estrella, mentre que el disc del voltant va acabar formant un sistema planetari.

De fet, per explicar el procés de formació d’estrelles —i també de planetes— cal entendre què passa al llarg de tota aquesta evolució, ja que implica canvis enormes en les propietats físiques del medi. Com passem, doncs, de núvols moleculars que tenen dimensions de diversos parsecs —és a dir, molt extensos— a una estrella amb un radi comparable al del Sol? Estem parlant de canvis de 7 o 8 ordres de magnitud. També en temperatura: comencem amb un núvol fred d’uns 10 K i acabem amb una estrella que pot arribar a milions de kelvins. Per tant, el canvi de temperatura és també molt significatiu. El mateix passa amb la densitat: hi ha una diferència de fins a 20 ordres de magnitud entre la densitat del material original i la de l’estrella ja formada.

Què provoca, doncs, aquest naixement de les estrelles? Sabem que coexisteixen amb el gas, però per tal que es formin cal que es produeixi un col·lapse gravitatori. Aquest col·lapse no es produeix espontàniament: cal que alguna cosa l’origini. Podem identificar tres causes principals. La primera és la col·lisió entre dos núvols moleculars, que genera una compressió que pot iniciar el col·lapse. La segona és l’impacte d’una ona de xoc procedent d’una supernova. I la tercera és una compressió induïda pel pas del núvol a través dels braços espirals de la galàxia, com a conseqüència de la seva dinàmica i cinemàtica. Aquesta seria una versió simplificada centrada només en la gravetat.

Ara bé, hi intervenen molts altres factors importants. D’una banda, hi ha la gravetat, que tendeix a fer col·lapsar el gas cap al centre. Però els núvols també roten, i això implica la presència de moment angular. A més, el gas té una certa temperatura, i per tant una pressió interna que s’oposa a la contracció. També hi ha pressió externa al núvol, i cal tenir en compte la turbulència i els camps magnètics. Per tant, la imatge senzilla de la hipòtesi nebular, tot i ser vàlida en tant que la gravetat hi juga un paper dominant, queda matisada per la presència d’aquests altres agents.

En un primer moment, el col·lapse és isotèrmic, i l’energia generada per la contracció es dissipa fàcilment en forma de radiació, principalment en l’infraroig llunyà. Però arriba un punt en què, al centre, la densitat augmenta tant que el material esdevé opac a la radiació. La radiació ja no pot escapar fàcilment, la temperatura augmenta i també ho fa la pressió interna, cosa que fa aturar el col·lapse en la zona central. Així es forma un nucli protoestel·lar que es troba en un estat gairebé d’equilibri hidroestàtic.

Al voltant d’aquest nucli s’hi acumula un embolcall de gas i pols que continua en caiguda lliure, dominat per la gravetat. Però el material no cau directament sobre el nucli, ja que la rotació del sistema fa que es formi un disc al seu voltant. El material cau cap al disc i, des d’allà, es transfereix al nucli. Alhora, es produeixen fenòmens d’ejecció de material a gran velocitat pels pols.

A partir d’aquí, la protoestrella continua evolucionant. El material de l’embolcall es va acumulant progressivament en el disc i en l’estrella, mentre que una part s’ejecta o es dispersa per efecte dels mateixos processos d’ejecció. Al final, el que queda és una estrella molt jove, en fase de pre-seqüència principal, envoltada per un disc de gas i pols: el disc protoplanetari, on es formaran els planetes.

Finalment, el sistema evoluciona fins a convertir-se en un sistema planetari, com el nostre Sistema Solar. I tot això passa en només uns pocs milions d’anys. Pot semblar molt, però, a escala còsmica, és un procés ràpid. De fet, totes aquestes etapes han estat observades amb diversos instruments. Evidentment, durant tot aquest procés també es produeix una evolució química.

Figura 4. Observacions d’una protoestrella.

L’evolució de la química en aquest procés és fonamental per entendre com és la química al nostre planeta, per què hi ha vida a la Terra i si podria haver-n’hi en altres planetes. A l’inici, en aquests núvols moleculars on comença el col·lapse, hi trobem molècules molt simples, de dos o tres àtoms, no gaire més. Com que són regions molt fredes, aquestes molècules es dipositen sobre els grans de pols, formant un mantell de gels. Aquests grans tenen un nucli sòlid de silicats, i al seu voltant es genera aquest embolcall gelat.

Quan el nucli protoestel·lar comença a formar-se, la temperatura interna augmenta. Aquest augment fa que moltes de les molècules que inicialment es trobaven en fase sòlida o congelades s’evaporin, passin a fase gasosa i es puguin detectar. Aquestes regions es coneixen com a nuclis calents (hot corinos). En aquests nuclis, les altes temperatures permeten l’evaporació de molècules, algunes ja complexes, i alhora possibiliten noves reaccions químiques que generen molècules encara més complexes.

És important, doncs, entendre quin camí segueix aquesta evolució química. Quina és la química que hi trobem en els discos on es començaran a formar els planetes? En aquests discos, també hem detectat diverses molècules, algunes de les quals són complexes. Perquè es formin planetes rocosos com la Terra, els grans de pols han de patir un procés de creixement: s’han d’agregar, ajuntar i evolucionar fins a formar cossos cada cop més grans. Però, a més, també cal que la química resultant s’acabi incorporant als planetes.

En cometes i meteorits s’han detectat moltes d’aquestes molècules, que també es troben en regions molt joves, durant la formació estel·lar. Això indica que una part d’aquesta química és heretada directament de la nebulosa original. També hi ha, probablement, una part que és reprocessada posteriorment. L’objectiu és entendre tots aquests ingredients per esbrinar com podria haver sorgit la vida.

S’han detectat diverses molècules prebiòtiques en el medi interestel·lar. Una especialment rellevant és el glicoaldehid, precursor de la ribosa, que és un component essencial de l’ARN. Aquestes molècules són molt interessants d’estudiar, ja que totes elles s’han detectat en el medi interestel·lar, molt abans de la formació dels planetes.

Com sabem que s’està formant una estrella o, si més no, una protoestrella? Disposem d’imatges en l’infraroig que ens mostren estrelles molt joves, similars al Sol. Les primeres senyals que captem en infraroig són les ejeccions de material a gran velocitat —més de 100 km/s— que generen xocs. Tanmateix, no podem observar què passa al seu interior. Per això cal anar al radiotelescopi, ja que les ones de ràdio sí que penetren aquestes regions opaques. A través d’aquestes observacions, podem veure el disc i les parts més pròximes a la protoestrella on es produeixen les ejeccions.

Els discos protoplanetaris solen ser més grans que el nostre Sistema Solar. Amb el temps, una part del disc es transformarà en material planetari, mentre que una altra part formarà un disc de deixalles, com observem al Sistema Solar amb el núvol d’Oort, el cinturó d’asteroides o el cinturó de Kuiper. Observem discos molt diversos: amb anells i forats, estructures espirals, braços espirals, anells brillants o asimètrics... En definitiva, una gran varietat.

Un cas destacat és el d’HL Tauri, una estrella d’aproximadament un milió d’anys. La Figura 2 mostra la imatge obtinguda amb ALMA a 1,3 mm, on es poden veure clarament anells i forats. El més sorprenent és que els planetes s’hi estan formant molt abans del que preveien els models. Aquest descobriment va obligar a revisar la teoria i va motivar noves observacions amb altres telescopis. Amb el Very Large Array (VLA), a 7 mm, es va poder estudiar la part més interna del disc, on es va identificar una concentració de material en un dels anells, possiblement un indici de planeta en formació.

Ara bé, encara no sabem del cert si els planetes es formen dins dels anells o en els forats. Potser es formen en els anells i després migren, obrint els forats mentre orbiten l’estrella. És una pregunta oberta que esperem poder respondre gràcies a ALMA i altres radiointerferòmetres en els pròxims anys.

Els discos estan formats per gas i pols. Els grans de pols, en el medi interestel·lar, tenen una mida al voltant d’una micra o menys. Per arribar a formar planetes rocosos, aquests grans han d’experimentar un creixement de 12 ordres de magnitud: des de partícules microscòpiques fins a cossos planetaris. Entendre aquest procés és un dels grans reptes actuals, i aquí és on la radioastronomia hi juga un paper clau.

En un treball recent que hem dut a terme a la regió de la Nebulosa d’Ofiüc, hem estudiat un sistema vist de costat i un altre sistema binari amb una tercera estrella en formació propera. Amb observacions del Very Large Array i d’ALMA a diferents longituds d’ona, hem començat a investigar si ja ha començat el creixement dels grans de pols en aquestes estrelles molt joves, encara invisibles en infraroig i òptic perquè estan totalment envoltades de gas.

Analitzant com varia el flux amb la longitud d’ona, podem comparar les observacions amb els valors esperats per al medi interestel·lar. Allà, el valor típic és de 3,8. Nosaltres hem trobat valors més baixos, la qual cosa indica que els grans de pols ja han començat a créixer. Estimem que la mida d’aquests grans és ja d’aproximadament un mil·límetre: han crescut diversos ordres de magnitud.

Amb els discos protoplanetaris, ALMA ens proporciona una visió detallada principalment de les regions situades entre deu unitats astronòmiques i les zones més externes del disc. No obstant això, no podem observar directament què ocorre en les zones més pròximes a la protoestrella, és a dir, a menys de deu unitats astronòmiques. Aquí és on el telescopi espacial James Webb esdevé un complement excel·lent, ja que té la capacitat de detectar la composició química dels discos més interns i pròxims a la protoestrella.

ALMA, però, no només ens permet observar l’emissió de la pols, sinó també la de diferents tipus de molècules. Això és clau perquè ens ajuda a estudiar els moviments del gas dins del disc, cosa essencial per comprendre-ne l'evolució.

La gran pregunta que ens plantegem és: com passem d’aquests discos protoplanetaris als sistemes planetaris que coneixem? Quines característiques o propietats tenen aquests discos que determinen la gran diversitat de sistemes planetaris que observem? Evidentment, encara no ho sabem, però segurament, en el futur, avançarem a poc a poc cap a una millor comprensió d’aquest procés.

Si representem tots els exoplanetes coneguts en un diagrama que mostra la massa del planeta en funció del seu semieix major orbital, observem que les dades obtingudes amb ALMA es concentren en una regió concreta del diagrama. Amb la nova generació d’instruments, com el Next Generation Very Large Array (ngVLA), podrem ampliar aquest rang observacional i millorar l’estadística. Això ens permetrà explorar si hi ha alguna connexió entre el tipus d’estructura dels discos protoplanetaris i el tipus de planetes que finalment s’hi formen. Aquest és un dels grans reptes de futur que tenim al davant.

Figura 5. Diagrama de la massa dels planetes descoberts en funció del semieix major orbital.

Us comentaré breument també alguns aspectes sobre les estrelles més massives, ja que presenten algunes diferències importants respecte a les estrelles com el nostre Sol. En general, el seu procés de formació és semblant: parteixen del col·lapse gravitatori d’un núvol molecular, es forma un disc i s’observen ejeccions de material. Però, a causa de la seva gran massa, aquestes estrelles emeten una quantitat molt elevada de fotons, que ionitzen ràpidament el medi que les envolta.

A més, les estrelles massives solen formar-se en cúmuls estel·lars, fet que implica possibles interaccions i col·lisions amb altres estrelles que poden alterar l’entorn circumdant. Per tant, hi ha diversos factors addicionals que cal tenir en compte. La intensa radiació de raigs X i UV i la dinàmica pròpia dels cúmuls poden afectar el procés de formació tant d’estrelles com de planetes. En alguns casos, fins i tot, es poden observar ejeccions de material que no segueixen els eixos polars habituals, sinó que tenen forma explosiva.

Un exemple rellevant és la regió d’Orió, la més propera a nosaltres que conté estrelles massives, amb més de 700 estrelles molt joves. Actualment, estem duent a terme un gran projecte d’observació amb el Very Large Array (VLA), que cobreix no només la nebulosa d’Orió, sinó també zones adjacents. Aquest projecte, anomenat VOLS (The VLA Orion A Large Survey), encara està en curs i té assignades 306 hores d’observació. Es tracta d’una col·laboració internacional amb la participació de 44 investigadors i investigadores de diverses institucions d’arreu del món.

El nostre objectiu és mapar tota la part nord del núvol d’Orió A, que inclou la nebulosa d’Orió, amb una sensibilitat 20 vegades superior als estudis previs. Orió és un lloc ideal per estudiar la formació estel·lar, ja que hi trobem una gran varietat d’estrelles: des de similars al Sol fins a estrelles molt massives. També s’hi formen cúmuls densos i poblacions disperses, i hi ha una forta interacció amb estrelles joves de tipus O i B. A més, tenim l’avantatge que molts projectes previs, com els d’Spitzer, Herschel i altres, han observat aquesta regió amb molt de detall.

Nosaltres no podem cobrir tota la regió, però sí la part nord, que és la més rica en objectes. Fem observacions a dues freqüències diferents. Les primeres, a 6 centímetres, es van completar el 2022, amb un total de 83 hores d’observació. A la Figura 6 es poden veure els punts blancs que corresponen als objectes estel·lars joves coneguts. Per cobrir tota l’àrea, hem fet 115 apuntats, cadascun repetit dues vegades durant 3 hores, i aquestes observacions es repeteixen 26 vegades, obtenint així 26 èpoques diferents que ens permeten estudiar la variabilitat de l’emissió des d’escales d’hores fins a mesos.

A l’altra freqüència, de 2 centímetres, hem hagut de fer 752 apuntats, dividint la regió en diferents bandes. En aquest cas tenim assignades 225 hores, de les quals ja se n’han completat 170; la resta s’esperen completar al llarg de 2025.

Us avanço algunes primeres dades dels resultats a 6 centímetres. A la Figura 6, sobre un fons d’emissió submil·limètrica observat amb ALMA, es mostren els contorns en negre de l’emissió a 6 cm del projecte VOLS. S’hi pot observar material ejectat, ben col·limat, i estructures que corresponen a discs i radiojets. En alguns objectes, l’emissió és compacta; en d’altres, s’estén de manera allargada. També hem detectat una notable variabilitat: la intensitat de la radiació canvia de manera significativa entre èpoques. Això ens permet mesurar corbes de llum i estudiar l’evolució temporal de la seva lluminositat.

Figura 6. Un dels primers resultats del projecte VOLS.

Una altra de les coses interessants que podem fer amb aquests projectes és explorar molts tipus diferents de ciència. Per exemple, a M43 hi trobem una estrella de tipus espectral B, anomenada NU Ori. Amb el telescopi espacial James Webb, hem pogut observar aquesta estrella i un objecte anomenat proplyd. Un proplyd és un disc protoplanetari ionitzat externament per una estrella propera, i per això presenta una característica forma amb una mena de cua. En aquest cas, detectem emissió de ràdio tant de la regió de gas ionitzat que envolta l'estrella B com del disc que s’està fotoevaporant.

Per acabar, parlaré breument del futur de la radioastronomia, que és realment prometedor. Hi ha dos grans projectes en construcció: d’una banda, el Square Kilometre Array (SKAO), i de l’altra, el Next Generation Very Large Array (ngVLA).

Comencem pel ngVLA, del qual ja s’ha construït una antena de prova. Aquest nou radiotelescopi estarà ubicat als Estats Units, principalment a Nou Mèxic, i constarà de 244 antenes de 19 metres de diàmetre cadascuna, distribuïdes per diverses parts del país, inclòs Mèxic. Serà deu vegades més sensible que el Very Large Array actual i que ALMA. Operarà principalment en longituds d’ona centimètriques, però també arribarà fins als 3 mil·límetres. Les seves línies de base —és a dir, les distàncies màximes entre antenes— arribaran fins als 1.000 km, amb la possibilitat d’estendre’s fins als 5.000 km si s’instal·len antenes addicionals a llocs com Hawaii. Això permetrà assolir resolucions angulars de mil·lisegons d’arc, una precisió mai vista fins ara. Algunes antenes també estaran ubicades a Mèxic, i esperem que la col·laboració internacional es mantingui estable per garantir la seva inclusió, ja que són essencials per a la xarxa.

L’altre gran projecte és el Square Kilometre Array (SKA), una iniciativa global en què Espanya participa com a membre des del 2019. La seu central és al Regne Unit, però els dos grans radiotelescopis es construeixen en llocs diferents: un a Austràlia (per a observacions de baixa freqüència) i un altre a Sud-àfrica (per a freqüències mitjanes). A diferència d’altres telescopis, les antenes del SKA no són parabòliques sinó de tipus dipol. En total, hi haurà més de 130.000 antenes, amb línies de base de fins a 74 km.

Aquest passat mes de març, es va obtenir la primera imatge del SKA a baixa freqüència (163 MHz), mostrant un camp de 5x5 graus —unes 25 vegades la mida aparent de la Lluna plena— en què es van detectar 85 galàxies brillants, només amb 1.024 antenes, una petita fracció del total previst. A partir d’això, les simulacions preveuen que quan s’arribi a 17.000 antenes (cap al 2026-2027) es podran detectar unes 45.000 galàxies, i amb el telescopi completament operatiu el 2030, aquest nombre s’elevarà a més de 600.000 galàxies només en aquest camp de visió.

Pel que fa al SKA-Mid, el telescopi situat a Sud-àfrica (el que personalment em resulta més interessant, ja que cobreix les freqüències més adequades per estudiar la formació estel·lar), estarà format per 197 antenes amb una separació màxima de 150 km. Serà un interferòmetre molt flexible, que permetrà fer observacions amb només una part de les antenes, segons les necessitats. Cobrirà un rang de freqüències entre 300 MHz i 15 GHz, amb la possibilitat d’arribar fins a 24 GHz si es finança la incorporació de nous receptors, cosa que milloraria encara més les prestacions.

Per acabar, voldria fer un petit resum del passat, present i futur de la radioastronomia. Des del descobriment fonamental de Karl Jansky, que va obrir la porta a observar l’Univers amb una nova mirada, cada nova generació de radiointerferòmetres ens ha apropat a respostes cada cop més profundes. Ens permeten abordar preguntes fonamentals com: d’on venim? Com s’ha originat la vida? Poden existir altres planetes amb vida en altres sistemes?

Aquest futur pròxim, que abasta els propers 10 o 15 anys, es presenta prometedor i apassionant.

Col·loqui

Els proplyds s'acabaran evaporant o formaran un sistema planetari?
Doncs no se sap. Hauríem de prendre moltes imatges, però nostra escala de temps és molt diferent. En principi la idea és que sí, que s'acabin evaporant, donat que tenen una estrella molt propera i amb una radiació molt intensa, doncs que aquesta acabi escombrant tot. Ara, pot quedar algun residu... Clar, nosaltres quan els veiem, veiem aquest senyal característic que indica aquesta fotoevaporació externa, també per als rajos X, però és externa i no interna.

De la nebulosa d’Orió, quin seria el resultat que més estàs esperant del projecte que has presentat?
L'objectiu és estudiar de forma estadística, perquè allà podem tenir deteccions de milers d'objectes, la relació que hi ha entre els processos d'ejecció de material i d'acumulació de material. Quina relació hi ha? No ho fem només amb les observacions ràdio, sinó que també ho complementem amb observacions d'òptic, infraroig i amb altres instruments, ja sigui de treballs anteriors i que existeix a la literatura que ja hi ha les publicacions, o nostres. Llavors, és veure aquesta connexió entre l'ejecció i l'acumulació de material, quina dependència hi ha amb l'entorn, si hi ha una dependència amb el tipus d'objecte, si és menys massiu o més massiu, en l'estat d'evolució, etcètera. Aquesta seria la idea principal.

Nosaltres estem acostumats a telescopis òptics. Per mi, aquest món de la radioastronomia és completament desconegut. Com obteniu aquestes imatges a partir d'una antena? Què és el que es capta?
Hi ha tot un procés d'ordinadors, evidentment. S'ha de combinar. Primer el que tens és la senyal de moltes antenes diferents. I a més, la senyal no arriba al mateix moment a cada una de les antenes. Per tant, s'ha d'aplicar una correcció per poder-ho calibrar com si tot arribés al mateix moment. I després d'aquí es converteix aquest senyal, que seria com una potència elèctrica, en una imatge a través de tot un procés matemàtic. No vull entrar en molts detalls, però és tot un procés matemàtic que fa amb els teus punts que tu observes diferents del cel, fas una inversa de Fourier i després fas el procés de netejat –perquè s'ha de netejar la imatge– i al final queda així. No és com posar una CCD allà i captes els futons. Sí que es capten els fotons, però en aquestes longituds d’ona són molt poc energètics. Aleshores, per això també necessites tenir aquestes àrees col·lectores tan grosses i tot un procés més d'enginyeria, d'amplificadors, etc. Després tota una màquina et fa la correlació de la senyal de les diferents antenes perquè tinguis com una única senyal al final.

Els que ens dediquem a fer astrofotografia amb telescopis òptics, acumulem moltes imatges d'un mateix objecte per tenir una bona relació senyal-soroll. No sé si amb radioastronomia també això es produeix o no és necessari capturar moltes imatges per minimitzar aquest soroll aleatori que produeixen els sensors en aquest cas.

No, no és necessari. Difícilment en radioastronomia satures una imatge. En radioastronomia no cal, tu pots observar durant una hora, dues hores, tres hores, i no tens cap problema en això. Vull dir, fins i tot típicament hi ha observacions que duren tota la nit i poden durar vuit hores i estàs vuit hores observant l'objecte. Però no només el teu únic objecte d'interès científic, perquè has de calibrar-ho, llavors has d'observar també fonts properes que et serveixen de calibradors, però vas fent aquests canvis. El teu calibrador, observes la teva font durant deu minuts, quinze minuts i després tornes a observar el calibrador i després tornes a observar la font. Llavors no són vuit hores seguides sobre la teva font, perquè necessites poder-ho calibrar.

Les instal·lacions d’un observatori de radioastronomia necessiten les mateixes condicions que els òptics o no? Perquè hi ha alguns llocs que sembla que coincideixen en deserts i coses d'aquestes.

Pels radiotelescopis mil·limètrics i submil·limètrics, aquestes longituds d'ones sí que són molt sensibles a l'atmosfera i el seu vapor d'aigua. Llavors necessites instal·lar-los en llocs elevats per intentar tenir menys gruix de l'atmosfera i que sigui també més estable. Però pels centimètrics, hi ha una antena a Alemanya –i Alemanya no té muntanyes–. No requereix unes condicions especials, no requereixen que estiguin superaïllats i es pot observar de dia, per exemple, en el centimètric. En el submil·limètric no, però en el centimètric podem observar de nit i de dia. De fet, l'únic que cal és apagar els telèfons mòbils i tots aquests tipus de connexions que poden fer interferències amb les observacions. Però la resta no, és molt diferent en aquest sentit.