L'ASTRONÒMICA

Conferència de l'Astronòmica de Sabadell. Josep Miquel Girart, 1 d'octubre de 2025.

---

Per a mi és un repte explicar-vos els camps magnètics. Per a mi és molt més fàcil explicar-vos els núvols moleculars i la formació estel·lar, perquè hi ha imatges molt boniques i  els processos poden explicar-se de manera senzilla.

La Via Làctia

Comencem amb una mirada de la nostra galàxia. Aquesta és una imatge de la nostra galàxia a partir d’imatges obtingudes pel satèl·lit Gaia (figura 1), on bàsicament tot el que brilla són estrelles. Es tracta d’una imatge molt semblant al visible tal com la veuríem nosaltres.

Figura 1. La Via Làctia amb imatges de Gaia

I ara us mostro unes altres imatges de la Via Làctia però en diferents longituds d’ona (figura 2), des del radi fins als raigs gamma.

Figura 2. Via Làctia en múltiples longituds d’ona

Com es pot percebre, a cada longitud d’ona la galàxia té una forma diferent, però curiosament es veu que els menys energètics (ràdio) i els més energètics (raigs gamma) tenen una similitud molt important. Això vol dir que les dues longituds d’ones estan traçant el mateix tipus de regions. Quan anem als raigs X destaquen certes regions molt brillants que amb llum visible no es veuen. I quan anem a l’infraroig destaca molt el pla de la galàxia.

Els components del medi interestel·lar

Ara anem a veure els components del medi interestel·lar. Per posar un exemple, comencem amb una analogia d'escales. Suposem que el Sol és una petita canica. A aquesta escala, la Terra estaria a uns dos metres de distància, més o menys a la segona o tercera filera d'aquest auditori. El nostre sistema solar s'estendria molt més enllà d'aquest edifici, fins al final del parc. I si el Sol té aquesta mida, l'estrella més propera —Pròxima Centauri— estaria a Madrid. Això us dona una idea del vast espai buit entre estrelles. Per tant, el medi interestel·lar és una regió immensa amb una densitat d'estrelles extremadament baixa.

Què hi ha, doncs, en aquest espai entre el Sol, el sistema solar i Próxima Centauri, que es troba a uns 4 o 5 anys llum? Les components del medi interestel·lar es poden classificar en diversos tipus. En primer lloc la matèria ordinària: bàsicament gas i partícules de pols. Després hi ha la matèria fosca, de la qual me n'oblidaré avui, perquè no sabem què és. Sabem que és molt important, especialment a grans distàncies de la galàxia —de fet, representa el 90-95 % de la massa total de la Via Làctia—, però com que no la podem detectar directament, no en parlaré en aquesta xerrada. Després tenim els raigs còsmics, que explicaré més endavant. També estem banyats constantment per fotons i, finalment, els camps magnètics, que són el tema central d'avui. Però per entendre els camps magnètics, primer hem de conèixer les diferents components del medi interestel·lar.

El primer que ens ve al cap quan parlem de fotons és la radiació de fons còsmica. És isotròpica, està present a tot arreu i és molt abundant en l'infraroig llunyà, el submil·limètric i fins als 50 GHz —és a dir, longituds d'ona de diversos mil·límetres. Estem immersos en aquesta radiació completament uniforme.

Figura 3. Radiació de fons còsmica

Tornem ara a la mirada multifreqüència de la nostra galàxia. Com que ja he introduït els components del medi interestel·lar, puc explicar-vos què traça cada longitud d'ona: El visible, l'infraroig proper i el mitjà tracen principalment la component estel·lar de la galàxia.  Per estudiar el medi interestel·lar, hem d'utilitzar fotons d'alta energia (raigs X, raigs gamma) o de baixa energia (infraroig llunyà, mil·limètric, ràdio). Així tenim un ampli espectre electromagnètic per explorar-lo.

Per entendre per què veiem el medi interestel·lar de manera diferent a cada freqüència, hem d'introduir el concepte de cos negre. La física ens diu que qualsevol cos a una temperatura determinada emet fotons, i el rang principal d'emissió depèn de la temperatura. Així doncs, les estrelles, amb temperatures superficials de milers de graus, emeten principalment en el visible, i els cossos més freds emeten en l'infraroig. Com més baixa sigui la temperatura, més cap a l'infraroig llunyà es desplaça el pic d'emissió. 

Això ens dona una idea clau: el rang electromagnètic és, a primera aproximació, un termòmetre. La llei de Wien ens diu que la longitud d'ona màxima d'emissió és inversament proporcional a la temperatura.

Figura 4. Llei de Wien

Així doncs, els Raigs gamma i X tracen el medi interestel·lar més calent (10⁴ a >10⁶ K), l’Ultraviolat i visible tracen superfícies estel·lars (~10⁴ K), i l’Infraroig i més enllà traça el medi interestel·lar més fred. L’excepció és l'emissió en ràdio, que no segueix la llei del cos negre. A uns 0,3 cm, un cos negre emetria com si estigués a ~1 K, però la temperatura mínima de l'univers és ~2,7 K (radiació de fons). Per tant, l'emissió en ràdio prové de processos energètics no tèrmics.

Ara passem a la segona component: la matèria. Les abundàncies al medi interestel·lar són similars a les del sistema solar. El més abundant és l'hidrogen, seguit de l'heli (format al Big Bang). Elements com carboni, nitrogen, oxigen, magnesi o ferro són molt menys abundants —menys d'una mil·lèsima part de l'hidrogen. Tret de l'hidrogen i l'heli, tots els elements de la taula periòdica es van formar dins d'estrelles, via nucleosíntesi estel·lar o supernoves, i van ser expulsats al medi interestel·lar per vents estel·lars o explosions.

Anem ara a les diferents components del medi interestel·lar, el qual no és uniforme, sinó que el podem dividir en tres grans components:

1. Gas ionitzat calent (>10⁴ K), on l'hidrogen està ionitzat, i altres elements també parcialment.  Dins d’aquesta categoria hi ha tres subtipus:

• Regions intranúvols calentes: extremadament calentes, difuses, ocupen ~50 % del volum galàctic, però tenen poca massa.
• Regions HII: Són regions molt més denses, amb temperatures d’uns 10.000 K, ocupen poc espai i tenen una massa total d’uns 50 milions de masses solars.
• Gas ionitzat calent: Té una temperatura d’uns 8000 K, una densitat d’unes 100.000 partícules per litre, ocupa el 25 % del volum de la galàxia, i la seva massa total és d’uns 3000 milions de masses solars.

Us mostro una imatge del centre de la nostra galàxia com a exemple, on cada taca que es veu és la resta d’una supernova (figura 5).

Figura 5. Centre de la nostra galàxia en ones de ràdio

2. Gas atòmic (H neutre): ocupa bàsicament l’1 % del volum galàctic, i conté la mateixa massa que el gas ionitzat (2000 milions de masses solars). La seva densitat és d’uns 50 milions de partícules per litre (encara extremadament baixa comparat amb l'aire terrestre), i la seva temperatura és d’uns 100 K.

3. Gas molecular (núvols moleculars): ocupen molt menys de l’1 % del volum, però tenen uns 1000 milions de masses solars (similar als altres components).  Es un gas molt més dens (10 vegades més que el gas atòmic) i extremadament fred (10-30 K).  Són els bressols de la formació estel·lar (exemple: núvols foscos).

A més, tenim les partícules de pols, especialment abundants en núvols moleculars i regions atòmiques. Estan fetes de carboni, silici, magnesi, ferro i elements pesants. Es formen en les últimes etapes de l'evolució d'estrelles de baixa i mitjana massa. Són extremadament petites: de dècimes de micròmetre a un micròmetre; i la seva emissió tèrmica com a cos negre, emet sobretot en infraroig llunyà, per això calen satèl·lits com Planck o Herschel per veure’l.

Finalment hi ha els raigs còsmics: protons i electrons accelerats a velocitats relativistes, originats en supernoves o regions d'alta energia. Tenen una densitat d'energia comparable a la del camp magnètic i el gas. Són clau per ionitzar lleugerament els núvols moleculars (1 part per milió), permetent l'acoblament amb el camp magnètic.

I això ens porta al camp magnètic interestel·lar, el protagonista de la xerrada. Des dels anys 40 sabem que el medi interestel·lar està banyat per uns camps magnètics, quan els astrònoms van començar a fer servir polaritzadors de la llum i van veure que hi havia regions on la llum estel·lar estava polaritzada. Les estrelles emeten com cossos negres i la seva llum no està polaritzada, però la pols que es troben pel camí, si no és exactament esfèrica, pot polaritzar la llum. Però què feia que la pols estigués alineada en unes direccions concretes? El camp magnètic interestel·lar.

Figura 6. Camp magnètic interestel·lar

La figura 6 és una imatge feta pel satèl·lit Planck, on es pot veure la polarització de la llum de la Via Làctia. Quanta més pols hi ha en una zona de la galàxia més bé es veu la polarització de la llum, que a la vegada depèn del camp magnètic galàctic. La pols és un traçador per estudiar el camp magnètic. Com es pot veure a la imatge, el camp magnètic està alineat en el pla de la galàxia mentre que en allunyar-nos, a vegades és paral·lel i a vegades perpendicular.

Ens podem preguntar quin és l’origen d’aquest camp magnètic. La seva intensitat és molt feble, de només desenes de microgauss. La veritat és que el seu origen no és coneix exactament. Hi ha la hipòtesi que pot ser un romanent del camp magnètic primordial del propi Big Bang; o també que pot ser degut a les explosions de supernoves; o també potser degut a la rotació diferencial de la galàxia. No ho sabem encara.

Com es pot detectar el camp magnètic interestel·lar

Anem a les emissions de ràdio per estudiar els camps magnètics, i hi ha dos mecanismes principals d’emissió d’ones de ràdio: l’emissió tèrmica lliure-lliure, i l’emissió sincrotró.

L’emissió tèrmica lliure-lliure és produïda per gas ionitzat dens a 10.000 K. En aquest plasma, quan un electró s’acosta a un protó pot frenar-se i emetre l’energia sobrant en forma de fotó (tipus ràdio). Però aquesta emissió no està polaritzada, per tant ja ens en podem oblidar.

L’emissió sincrotró és deguda als electrons que giren al voltant de camps magnètics una mica intensos. En girar emeten llum en forma de ràdio, i aquesta sí que està polaritzada. Per tant, una manera d’estudiar els camps magnètics és a través de l’emissió sincrotró. El problema és que així només podem estudiar els camps magnètics quan tenim radiació molt intensa amb xocs molt intensos, per tant en zones de la galàxia molt localitzada.

Una altra possibilitat és estudiar l’emissió de pols. Aquestes partícules mesuren unes 10 micres i perquè emetin llum polaritzada cal que no siguin esfèriques, sinó allargades, tinguin inclusions ferromagnètiques, i que girin ràpidament. En aquestes condicions seran sensibles al camp magnètic i s’alinearan amb ell. Quan la llum travessa una zona amb pols alineada es polaritza, i per tant, l’observador veurà llum polaritzada. De la mateixa manera, aquestes partícules de pols, emetran llum que també serà polaritzada. Tota aquesta polarització ens permet estudiar el camp magnètic.

Us mostro l’exemple d’un estudi del camp magnètic d’una zona de la galàxia (figura 7). Les línies mostren la polarització de la llum que es deriva del camp magnètic.

Figura 7. Camp magnètic d’una zona de la Via Làctia

Una altra eina per estudiar els camps magnètics interestel·lar és la molècula de cianur (CN). Es tracta d’una molècula força abundant dins les nebuloses. Les molècules giren de forma quàntica, és a dir, que no poden girar de qualsevol manera, sinó d’unes maneres discretes, quantitzades, i en passar d’un nivell de rotació a un altre, emeten llum d’una energia molt concreta. Es a dir que emeten unes línies d’emissió. Si es troben en un camp magnètic, aquestes línies canvien, de fet apareixen subnivells, pel que s’anomena efecte Zeeman.

Com que ja sabem que hi ha camp magnètic, anem a fer física. Agafem les equacions de la magneto-hidrodinàmica i les apliquem a la galàxia. Es tracta d’unes matemàtiques extremadament complexes. El magnetisme és molt complicat.

La formació estel·lar

La formació estel·lar es produeix en les regions del medi interestel·lar que són gravitacionalment més inestables. El gas ionitzat és extremadament tènue i presenta una temperatura molt alta. En aquestes condicions, la pressió tèrmica fa que la gravetat —l’autogravetat— no sigui rellevant. En canvi, en les regions més fredes i denses dels núvols moleculars, la gravetat pot esdevenir suficient per provocar el col·lapse i la formació d’estrelles.

Aquests núvols moleculars són molt compactes. Per exemple, un glòbul de Bok pot tenir una massa comparable a la del Sol, i en col·lapsar donar lloc a una estrella semblant al nostre astre. Per il·lustrar-ho, podem comparar les seves propietats amb les de la nostra atmosfera: tot i que els anomenem “núvols”, són molt diferents. Els núvols terrestres reflecteixen la llum visible, mentre que els núvols moleculars bloquegen gran part d’aquesta radiació i només són detectables en longituds d’ona infraroges o de ràdio.

La seva composició és dominada per l’hidrogen molecular (H₂), però també contenen molècules com el monòxid de carboni (CO), l’amoníac (NH₃), el metanol (CH₃OH) o l’etanol (C₂H₅OH), algunes de les quals també trobem a la Terra. En canvi, els núvols atmosfèrics terrestres estan formats principalment per aigua, nitrogen i altres components gasosos. Les gotes dels núvols terrestres tenen un diàmetre típic d’uns 10 micròmetres, mentre que les partícules de pols interestel·lar fan aproximadament una micra (1 μm).

A mesura que es forma una estrella, aquestes partícules poden créixer i formar petits grumolls o còdols. Les diferències de densitat són enormes: en un núvol molecular hi pot haver menys d’un mil·ligram de matèria per quilòmetre cúbic, mentre que a la nostra atmosfera hi ha aproximadament un mil·ligram de massa per litre. Les temperatures també són extremadament baixes —fins a uns 260 °C sota zero—, molt per sota dels valors mínims terrestres, que rarament superen els −40 °C.

Per tant, la temperatura, la densitat i la composició són els trets que diferencien els núvols moleculars dels núvols terrestres. Un altre element clau són les partícules de pols, que juguen un paper essencial en la formació estel·lar i en els processos magnètics. Aquestes partícules actuen com una cortina que bloqueja la radiació visible i altres tipus d’energia. Això explica per què molts d’aquests núvols apareixen foscos: la seva pols absorbeix la llum de les estrelles situades al darrere. Només la radiació d’alta energia, com els raigs còsmics, pot penetrar fins a l’interior del núvol.

La radiació ultraviolada, en canvi, no pot ionitzar el gas. L’únic mecanisme d’ionització possible és la col·lisió dels raigs còsmics amb les molècules del gas. Això fa que una petita fracció —aproximadament una milionèsima part— del gas estigui ionitzada. Tot i ser una proporció minúscula, aquests ions i electrons permeten que el gas sigui sensible als camps magnètics, ja que només les partícules carregades hi responen. El gas neutre, per ell mateix, no hi és sensible, però pot estar acoblat al camp magnètic a través de col·lisions amb els ions generats pels raigs còsmics. Per això, tot i ser bàsicament neutres, aquests núvols moleculars responen al camp magnètic, i això és fonamental per entendre’n la dinàmica.

A més, com que el gas més abundant és l’hidrogen molecular, quan un raig còsmic hi impacta pot arrencar-ne un electró i generar reaccions químiques ràpides que formen molècules com l’ion H₃⁺, que és molt brillant i mesurable. La seva presència és una evidència directa que el gas d’aquests núvols està parcialment ionitzat i que, per tant, és sensible al camp magnètic.

Observats en el rang mil·limètric o infraroig, aquests núvols —que semblen foscos en la llum visible— es mostren extremadament brillants, ja que la seva pols emet radiació tèrmica de cos negre a temperatures d’entre 20 i 30 kelvins. El monòxid de carboni, per la seva banda, és una molècula molt útil per traçar-ne les propietats físiques.

Finalment, aquestes regions són tan denses que la seva pròpia gravetat esdevé prou forta perquè, davant una petita pertorbació, el núvol deixi d’estar en equilibri i col·lapsi. Si la gravetat no fos prou important, el gas es mantindria estable gràcies a la seva temperatura i pressió interna; però quan la gravetat domina, comença el col·lapse gravitatori que donarà lloc al naixement d’una nova estrella.

Quan parlem del col·lapse d’un núvol molecular, la pressió juga un paper fonamental. La pressió s’oposa a la gravetat. Aquesta pot tenir diferents components:

• Pressió tèrmica, deguda a la temperatura del gas.
• Pressió turbulenta, causada pels moviments interns del gas i la seva agitació.

Per tant, hi ha un cert equilibri de forces entre la gravetat, que tendeix a fer col·lapsar el núvol, i la pressió del gas, que intenta impedir-ho. Si la gravetat és prou intensa per superar aquesta pressió, el núvol començarà a col·lapsar i a formar una estrella.

A més de la pressió, cal considerar un altre component físic important: el moment angular. Els núvols moleculars no són sistemes perfectament estàtics; solen tenir un cert moviment de rotació. Quan un cos que gira es contrau, experimenta l’efecte “ballarina de patinatge”: si una patinadora gira amb els braços oberts i després els tanca, augmenta la seva velocitat de rotació. Això és la conservació del moment angular.

El mateix passa amb un núvol que es contrau: a mesura que el seu radi disminueix, la seva velocitat de rotació augmenta. Aquesta rotació té una conseqüència directa sobre el procés de formació estel·lar. Un núvol inicialment gairebé esfèric, en començar a girar més de pressa, experimenta una força centrífuga que s’oposa al col·lapse en la direcció perpendicular a l’eix de rotació. Això provoca que el núvol s’aplani i formi una estructura discal. Aquesta és la llavor dels discos protoplanetaris, d’on sorgiran els planetes.

La conservació del moment angular és, per tant, essencial per explicar l’existència de sistemes planetaris com el nostre. No obstant això, si calculem el moment angular d’un núvol molecular típic, observem que és molt superior al del nostre Sistema Solar. Això implica que, durant el col·lapse, cal que es perdi gran part del moment angular. Aquí és on intervenen els camps magnètics.

Imaginem un núvol esfèric immers en un camp magnètic uniforme. Tenim la gravetat, la pressió i el camp magnètic. Encara que el gas és majoritàriament neutre, conté una petita fracció d’ions. Quan el núvol comença a col·lapsar, aquests ions, acoblats al camp magnètic, arrosseguen amb ells les línies del camp cap a l’interior, creant una estructura amb forma de rellotge de sorra (o “hourglass”).

El camp magnètic, però, genera tensió magnètica, com una corda tibant: com més s’estira, més s’oposa al moviment. Aquesta tensió frena el col·lapse en la direcció perpendicular al camp magnètic i pot donar lloc a una estructura més aplanada, encara que no sigui un disc protoplanetari (ja que aquí no hi ha moment angular significatiu).

Quan afegim rotació al sistema, el col·lapse del gas cap al centre interacciona amb el camp magnètic. El gas neutre, acoblat als ions, deforma les línies de camp, generant un camp magnètic molt tensionat. Aquesta tensió s’oposa a l’increment de rotació i produeix un fenomen conegut com a frenada magnètica (magnetic braking). El camp magnètic actua com un fre que extreu moment angular del sistema.

En condicions ideals, aquest mecanisme pot ser tan eficient que elimina pràcticament tot el moment angular del núvol. En aquest cas, no es formaria cap disc protoplanetari, perquè la rotació s’hauria dissipat completament. Això és el que s’anomena la catàstrofe magnètica: el camp magnètic, tot i ser necessari per transportar moment angular cap enfora, pot arribar a ser tan eficient que impedeixi la formació dels discos on naixeran els planetes.

Tanmateix, sabem que hi ha planetes —el nostre sistema solar n’és una prova, i hem detectat milers d’exoplanetes al voltant d’altres estrelles. Per tant, el fre magnètic no pot eliminar el moment angular del tot. Els models teòrics recents incorporen processos dissipatius que redueixen l’acoblament entre el gas neutre i el gas ionitzat. En aquests models, el gas neutre pot continuar col·lapsant sota la gravetat, mentre que el gas ionitzat roman més lligat al camp magnètic.

Aquests processos inclouen fenòmens com la difusió d’Ambipolar o la dissipació òhmica, però encara són molt mal coneguts. No sabem amb precisió quins són els paràmetres físics que els governen ni fins a quin punt afecten el col·lapse. És una línia de recerca activa en l’astrofísica actual.

En resum: el camp magnètic elimina moment angular, però no del tot; deixa prou rotació perquè es pugui formar un disc protoplanetari. A més, en les regions més internes del disc —molt properes a l’estrella, a distàncies comparables a les òrbites de Mercuri o la Terra—, el gas està fortament ionitzat i el camp magnètic és molt intens. En aquestes zones, el camp pot canalitzar part del gas cap a fora, creant jets o vents estel·lars molt col·limats.

Aquests jets protostel·lars són una observació directa del paper del camp magnètic en la transferència de moment angular. Gràcies a aquest mecanisme, el gas pot seguir caient sobre l’estrella central mentre part del moment angular és expulsat cap a l’exterior, permetent així que el sistema evolucioni fins a formar una estrella amb el seu disc protoplanetari.

Figura 8. Jet estel·lar

Un altre procés en què el camp magnètic és fonamental durant la formació d’estrelles és la fragmentació. Si no existís camp magnètic i només hi hagués gravetat, pressió tèrmica i pressió turbulenta, els núvols moleculars es fragmentarien molt més.

Quan un núvol col·lapsa sota la seva pròpia gravetat, si el procés no és completament isotrop, tendeix a fragmentar-se en diverses parts més petites, cadascuna de les quals pot donar lloc a una estrella. El moment angular també hi contribueix, ja que la rotació pot afavorir o dificultar aquesta fragmentació.

Tanmateix, la presència d’un camp magnètic intens pot reduir la fragmentació: la tensió magnètica estabilitza el gas i impedeix que es divideixi en múltiples fragments. Això fa possible la formació d’estrelles molt massives, que sense camp magnètic es desintegrarien en moltes estrelles de baixa massa.

Dificultats per estudiar els camps magnètics

Els camps magnètics són essencials en la formació estel·lar, però també són molt difícils d’estudiar i d’observar. Per detectar-los, s’utilitzen tècniques com la polarització de la llum emesa per la pols, l’efecte Zeeman o la polarització de la radiació sincrotró procedent dels jets de gas ionitzat.

El problema és que el senyal de polarització és molt dèbil, habitualment d’un 1 % respecte a la radiació total. Això vol dir que, si necessitem tres hores per detectar l’emissió total, per observar la polarització necessitem un temps cent vegades més llarg (perquè el senyal és cent vegades més feble). En la pràctica, això significa desenes d’hores d’observació per obtenir dades útils.

Per aquest motiu, els astrònoms que estudiem camps magnètics sovint hem de demanar als comitès d’observació 10 o 30 vegades més temps que altres projectes. És una tasca complexa i competida, ja que els senyals són molt febles i costen molt d’obtenir.

Conclusions

Per acabar, deixeu-me resumir les idees principals:

1. La formació estel·lar es produeix en les zones més denses del medi interestel·lar, els núvols moleculars, que són molt freds i compactes. A la llum visible es veuen com taques fosques al cel.
2. En aquests núvols, el gas és majoritàriament neutre, però una petita fracció està ionitzada pels raigs còsmics. Aquesta fracció és clau perquè el camp magnètic es mantingui acoblat al gas.
3. Gràcies a aquesta interacció, el camp magnètic pot extreure moment angular del núvol durant el col·lapse i permetre la formació de discos protoplanetaris d’una mida similar al nostre Sistema Solar.
4. El camp magnètic s’observa mitjançant la polarització de la radiació tèrmica de la pols, tot i que aquesta és molt feble.
5. Els processos magnètics més importants són:
   • el frenament magnètic, que redueix el moment angular;
   • la inhibició de la fragmentació, que afavoreix la formació d’estrelles massives;
   • i el control del col·lapse que condueix a la formació de protostrelles.

En resum, sense camps magnètics no podríem explicar ni la formació d’estrelles ni la dels discos protoplanetaris on neixen els planetes.

Per acabar, voldria recomanar-vos una lectura: al volum de la Història Natural dels Països Catalans —que, tot i tenir ja uns anys, continua sent molt vàlid— hi trobareu un capítol dedicat a la formació estel·lar, que vaig escriure conjuntament amb l’Aina Palau i en Robert Estalella.

Col·loqui

Es coneix l’origen dels raigs còsmics?
Sí, els raigs còsmics s’originen principalment en supernoves, on les ones de xoc acceleren partícules a altíssimes velocitats. També es produeixen en entorns molt energètics, com els nuclis galàctics actius on el material cau sobre el forat negre central i hi ha camps magnètics intensos i col·lisions violentes.

Aquest procés que has explicat és important per a tot tipus d’estrelles, o només per a les més massives? És igual de rellevant per a estrelles com el Sol o per a les més petites?
El camp magnètic és especialment important en la formació d’estrelles massives, ja que ajuda a acumular gran quantitat de gas sense que el núvol es fragmenti. En aquests casos, el camp magnètic permet que el col·lapse sigui més eficient. En cúmuls on es formen centenars o milers d’estrelles de baixa massa, el paper del camp magnètic potser no és tan dominant a les vores, però al centre del núvol continua sent essencial. Per a estrelles com el Sol, que es formen de manera aïllada, el camp magnètic també és rellevant, sobretot per controlar el moment angular i la formació del disc protoplanetari.

En una de les diapositives has mostrat un pla on les línies de polarització apareixien totes orientades igual. Com és possible això? Si ho veiéssim de costat, també es veuria igual?
Sí, això és correcte. La imatge que mostres és de la nebulosa de la Pipa, on hi ha gas i pols. En la llum visible, la pols absorbeix part de la radiació de les estrelles que hi ha darrere, i aquesta absorció està alineada amb el camp magnètic. Per això la llum que ens arriba està polaritzada en una direcció concreta. Les estrelles del fons ens permeten veure aquesta polarització: les que estan darrere del núvol ens mostren llum polaritzada, mentre que les que estan davant no. Amb dades de Gaia, podem saber quines estrelles estan davant o darrere i, així, mesurar la distància del núvol i la seva estructura tridimensional.