L'ASTRONÒMICA

Conferència de l'Astronòmica de Sabadell. Josep M. Trigo, 22 de gener de 2026.

---

Avui us parlaré de la recerca que fem sobre cometes gràcies a l’Observatori del Montsec, on tenim el telescopi Joan Oró, i que ens dona una oportunitat científica enorme. Esperem que molt aviat tinguem un telescopi encara més gran i, per tant, puguem abastar objectes més febles i reptes majors.

Pràcticament tothom, fa unes setmanes, estava parlant del cometa ATLAS, que és el segon cometa i el tercer objecte interestel·lar descobert fins ara. En aquesta xerrada us parlaré d’aquests dos cometes, i per començar us mostro una imatge del cometa ATLAS feta amb el telescopi Joan Oró (figura 1).

Figura 1. Cometa ATLAS fotografiat amb el telescopi Joan Oró

Cal tenir en compte que és un telescopi de 80 centímetres, el més gran de Catalunya fins ara, però també que aquests objectes són febles, difusos i difícils de captar. Per exemple, la primera imatge que vam fer del cometa ATLAS, es va prendre pràcticament tres dies després d’haver-se descobert i va ser tot un repte. Van ser moltes hores per trobar l’objecte i per poder facilitar al Minor Planet Center l’astrometria precisa del cometa. Hem de tenir en compte que era una zona molt poblada d’estrelles i que aquí només tenim aproximadament un 5 % de la mida de la imatge original.

La gran família del Sol

Quan comencem a interpretar i estudiar el sistema solar, parlem del Sol i dels planetes. El Sol és molt més gran i massiu que els planetes: caldrien unes 330.000 masses terrestres per crear un Sol, i, per tant, la massa de la resta de cossos és inferior a l’1 % de la massa total continguda en el sistema solar. Després veiem que hi ha dues famílies molt diferents de planetes: els més propers al Sol són rocosos i els més llunyans gasosos.

Inicialment es pensava que es podia identificar un cert patró en la formació de cossos planetaris en altres sistemes estel·lars, però avui dia, gràcies al descobriment continu de milers de sistemes planetaris, podem dir que no: que això és una peculiaritat del nostre sistema solar i que, a priori, aquesta dicotomia de planetes rocosos propers al Sol i planetes gasosos més distants no s’ha de donar necessàriament de manera sistemàtica.

A més de tots aquests cossos n’hi ha d’altres que són significativament més petits: els asteroides i els cometes. Els asteroides es van formar a partir de cossos encara més petits, inicialment de mida mètrica, que es van anar agregant per formar el que anomenem planetesimals. Els cometes es van formar a partir d’objectes gelats, una barreja de materials: potser un terç de cada component, material orgànic, gels —no només aigua, sinó també metà, amoníac i molts altres tipus de gels— i petites partícules minerals, molts silicats cristal·lins que es van formar a prop del Sol.

Els asteroides no diferenciats tenen una gran importància perquè contenen els primers materials sòlids de tot el Sistema Solar. Això és relativament fàcil d’explicar: en un entorn on els objectes s’anaven acumulant, quant més lluny estaven del Sol més lentament es movien, i els seus encontres no eren gaire energètics, això va fer que naixessin amb estructures poroses. Van anar creixent a partir de col·lisions mútues i acumulant-se els uns amb els altres.

Els seus components depenien fonamentalment de la seva distància al Sol. En primer lloc cal tenir en compte que la lluminositat del Sol primitiu - no només en el visible sinó també en l’infraroig, l’ultraviolat, etcètera- era immensament més energètica, amb una capacitat radiativa cinc o sis vegades superior a la del Sol actual.

En un entorn radiatiu tan intens, tot el que estava a prop del Sol era pràcticament vaporitzat de manera instantània. Durant el seu naixement, a mesura que es produïa el col·lapse de l’estrella van tenir importants esclats energètics que van anar escombrant progressivament el núvol de gas —hidrogen i heli— de la qual s’estava formant. A més, quan el Sol va entrar en ignició, va començar a fusionar deuteri i després hidrogen, i va generar un vent solar intensíssim, el vent solar de la fase T Tauri, que va escombrar literalment el gas del seu voltant.

Com a conseqüència d’aquesta fase, els materials que romanien al voltant del Sol van començar a condensar, a causa de la baixada dràstica de la temperatura. Mentre hi ha gas dens, les col·lisions entre hidrogen, heli i altres elements químics mantenen l’escalfor; però quan aquesta densitat de gas decreix, la temperatura baixa i és aleshores quan apareix la química. És la química de la condensació de les partícules sòlides, dels primers minerals sòlids del sistema solar, independentment del fet que també hi van entrar partícules procedents d’estrelles properes.

Avui dia, gràcies a l’estudi dels meteorits -especialment les condrites- sabem que el Sol es va formar en un entorn amb moltes estrelles. No sabem si era un cúmul o una associació estel·lar, però sí que hi havia una elevada densitat d’estrelles, i es van incorporar alguns grans presolars formats en les capes externes d’aquestes estrelles, més enllà de la fotosfera, on es condensen petites partícules amb anomalies isotòpiques molt peculiars de les seves atmosferes.

Tot això va quedar incorporat en els materials que, alhora, es van anar condensant i acumulant fins a formar els cossos que coneixem del nostre sistema solar, en particular els meteorits que anomenem condrites.

Avui dia, i gràcies al telescopi James Webb, s’han identificat dos tipus principals de discos protoplanetaris (figura 2). D’una banda, els discos més compactes, on hi ha un continu de material i una deriva dels sòlids cap a l’interior a través del disc protoplanetari a causa de la fricció interna. En aquests entorns, la majoria dels elements ja es troben en forma sòlida -han format petits grans minerals- que estan en col·lisió contínua entre si. A més, hi ha un gas residual que també es produeix per aquestes col·lisions, amb processos de vaporització associats; el disc compacte és, en bona part, conseqüència d’aquests mecanismes.

Més enllà de la línia de gel, els petits grans minerals -típicament de mida micromètrica, acumulen gels al seu voltant, ja que les temperatures són molt baixes. Aquests petits objectes pateixen col·lisions que generen fricció, a causa de la qual, i en escales temporals que poden anar de centenars a desenes de milers d’anys, anirien caient cap el Sol. Com a conseqüència, es produeix una mescla entre components més fràgils i porosos -rics en volàtils com els gel- i materials més refractaris -més resistents a les altes temperatures- que es condensen i s’acumulen preferentment prop del Sol.

El segon tipus de disc protoplanetari té forma d’anells. Com que el nostre Sistema Solar té diferents grups de meteorits no diferenciats, semblaria que el seu disc va ser d’aquesta forma. En cada disc es van emmagatzemar materials diversos: alguns van acabar gairebé deshidratats i d’altres van quedar amb materials hidratats.

Figura 2. Dos tipus de discos protoplanetaris observats pel telescopi James Webb

Així, en una etapa molt primerenca del sistema solar, que amb prou feines va durar uns deu milions d’anys, es va establir la constitució bàsica del nostre sistema solar actual. Cadascun dels planetes del sistema solar és el producte de centenars o milers de col·lisions entre embrions planetaris. És a dir, en un estadi primerenc hi havia milions de cossos quilomètrics o de desenes i centenars de quilòmetres que, inevitablement, es van anar trobant i creixent. Podem fer números, però per formar una Terra de més de 6.000 quilòmetres de diàmetre calen molts cossos d’aquestes dimensions.

Per explicar la composició de la Terra i d’altres planetes és necessari barrejar materials provinents de diferents cossos. I les mostres de meteorits que tenim són molt variades. N’hi ha de molt deshidratats i altres que no tant. I encara desconeixem moltes coses sobre molts asteroides, com per exemple el major d’ells: Ceres. Ceres és una autèntica meravella i, a més, conté més aigua que la pròpia Terra. Per tant, l’exploració de Ceres ens permet retrocedir en el temps uns 4.550 milions d’anys per esbrinar com eren els cossos hidratats que van contribuir a la formació del nostre planeta, tot i que probablement van ser una minoria. Parlant en percentatges creiem que un 70 o 80 % dels cossos que van formar la Terra van ser  condrites ordinàries, pràcticament deshidratades, i només un petit percentatge correspondria a cossos com Ceres, més semblants a les condrites carbonàcies.

Afortunadament, disposem de missions espacials que han permès descriure molts d’aquests cossos fascinants, com la missió Dawn, que ens va proporcionar imatges úniques tant de Vesta com de Ceres. Però com que aquesta xerrada va de cometes, us vull parlar de la missió Stardust, que va ser la primera missió de retorn de mostres d’un cos diferent de la Lluna (figura 3).

Figura 3. La sonda Dawn

Aquesta missió va capturar partícules provinents del cometa 81P/ Wild 2, desplegant un panell amb aerogel de diòxid de silici mentre travessava la coma del cometa. Les partícules van penetrar l’aerogel a una velocitat de més de 6 km per segon. La majoria d’elles es van fragmentar, però algunes van quedar intactes per al seu estudi.

Durant el meu postdoctorat a la UCLA, vaig tenir l’oportunitat de formar part del Preliminary Examination Team i d’analitzar alguns d’aquests impactes i partícules. Vaig liderar un estudi sobre la física de l’excavació d’aquestes traces en l’aerogel, descobrint que moltes d’aquestes partícules contenien volàtils. Com a conseqüència d’aquesta vaporització sobtada dels materials, es van generar cavitats en la part inicial de les traces. La ruptura i la ràpida sublimació de la fase volàtil van provocar una sobrepressió que va fer que les partícules quedessin adherides a les parets d’aquestes traces excavades en l’aerogel.

Per fer-nos una idea de com és un cometa per dins, i tenint en compte que els cometes són una barreja de materials que pot variar significativament segons la regió on es van formar, cal destacar que també contenen minerals cristal·lins. Aquí tenim un exemple d’una d’aquestes partícules, anomenada Febo, que correspon a una partícula capturada del cometa 81P (figura 4).

Figura 4. Partícula procedent del cometa 81P

Aquest fragment està format per varis minerals diferents: troilita, un sulfur de ferro, enstatita i un agregat de partícules nanomètriques. En una imatge al microscopi electrònic veiem la típica signatura d’un enriquiment en nitrogen-15, un isòtop que sovint s’ha associat amb materials característics del medi interestel·lar.

Per tant, els cometes són, de fet, una mena de pont entre dos mons completament diferents. D’una banda, hi ha minerals que s’han format prop del Sol, a alta temperatura, com l’enstatita, els quals van ser expulsats pel vent de la fase T Tauri cap a regions molt més llunyanes, a desenes d’unitats astronòmiques, on es van barrejar amb materials molt més petits, i on també hi havia materials procedents del medi interestel·lar. Tot això ens dona pistes molt valuoses: si volem aprendre més detalls sobre la formació del sistema solar i dels sistemes planetaris en els seus primers estadis, possiblement els millors materials per estudiar-ho són els cometes, tot i que obtenir-ne mostres és un repte enorme.

Quan parlem de cometes, hem de parlar necessàriament de la missió Rosetta de l’Agència Espacial Europea, que tenia com a objectiu principal estudiar i comprendre millor la formació i la naturalesa dels cometes. Les imatges revolucionàries que ens va proporcionar del cometa 67P (figura 5) superen de molt les que recordem de la missió Giotto, tant en resolució com en qualitat.

Figura 5. Imatges del cometa 67P

Òbviament, apropar-se a un cometa és una obra d’enginyeria extraordinària. La seva forma és irregular i el seu camp gravitatori no és homogeni, sinó complex.

Aquest cometa és un món fascinant. Hi trobem estructures que recorden el que podríem esperar d’una batalla de neu: cossos que col·lisionen i que són tan fràgils que s’apilen els uns damunt dels altres. De vegades arriba un cos una mica més refractari i genera un cràter. I tot això potser no ha canviat gaire al llarg de 4.500 milions d’anys.

Òbviament, també ens indica que molt més enllà del sistema solar interior, que és el que solem pensar que coneixem millor, hi ha encontres entre aquests objectes transneptunians que es produeixen gairebé a càmera lenta. Tot i ser extremadament fràgils, les velocitats relatives són tan baixes que, quan es toquen, es deformen lleugerament, es comprimeixen localment, però queden “enganxats” l’un a l’altre per la resta del temps. És absolutament meravellós . Amb el nivell de detall que ens ha proporcionat la missió Rosetta, podem observar tot tipus d’estructures, i fins i tot podem fer geologia en un cometa.

El cinturó de Kuiper i el Núvol d’Oort

Més enllà de Neptú trobem els anomenats objectes transneptunians, que formen el cinturó de Kuiper, del qual el mateix Plutó en forma part. Aquest cinturó va ser proposat teòricament per Gerard Kuiper, que en distribuir de manera homogènia la massa dels cossos planetaris del sistema solar, es va adonar que, a la regió del cinturó principal d’asteroides, faltava una quantitat enorme de massa.

Tot plegat va ser conseqüència dels grans esdeveniments que van tenir lloc fa uns 4.000 milions d’anys al sistema solar, els quals van acabar de definir-ne l’estructura actual. Els models dinàmics de formació mostren que en els primers estadis del sistema solar, si no hagués estat per aquests processos, probablement hauríem acabat amb un cinturó d’asteroides immens, potser entre tres i cinc ordres de magnitud més massiu que l’actual.

Què va passar, doncs? Els planetes gegants que s’havien format a desenes d’unitats astronòmiques del Sol, principalment Júpiter i Saturn, van començar a ser arrossegats pel camp gravitatori de totes aquestes miríades de petits cossos que formaven el cinturó d’asteroides. Alguns dels astrònoms de dinàmica planetària més importants de l’actualitat, com Alessandro Morbidelli o Gomes, han desenvolupat models que permeten reconstruir com, a partir d’una amalgama de cossos primigenis, s’arriba a una distribució de masses pràcticament idèntica a la que observem avui dia al sistema solar. Aquests models expliquen tant la formació dels quatre planetes terrestres com la dels quatre planetes gegants gasosos.

Un dels episodis clau és el que coneixem com el Gran Bombardeig Tardà, que va tenir lloc uns 700 milions d’anys després de la formació dels planetes. Durant aquest període es va produir un fort estirament gravitatori dels planetes gegants per part dels cossos del cinturó d’asteroides, que va donar lloc a una migració planetària. Aquesta migració va tenir un paper fonamental en la dispersió de milions de cossos, molts dels quals van acabar impactant contra els planetes terrestres, produint una fase intensa d’impactes entre fa 4.000 i 3.800 milions d’anys.

Aquests impactes han quedat enregistrats a la Lluna, que no té atmosfera i, per tant, conserva molt bé el registre geològic. Gràcies a les missions Apollo de la NASA -i al sacrifici dels astronautes que van arriscar la seva vida- disposem de mostres lunars que han permès datar aquests grans impactes lunars entre fa 4.000 i 3.800 milions d’anys, un període absolutament clau.

En la figura 6 veiem com va evolucionar el cinturó d’asteroides. Inicialment era molt més dens, però a poc a poc es va desestabilitzar, es va eixamplar i es va dispersar, reduint enormement la seva densitat a causa de l’efecte gravitatori de Júpiter i Saturn, que es van anar desplaçant fins a estabilitzar-se a les seves òrbites actuals.

Figura 6. Evolució del cinturó principal d’asteroides

Això no només ho veiem a través dels models, sinó també observant la distribució dels objectes més enllà de Neptú. En aquesta distribució també es veuen ressonàncies -distàncies múltiples entre sí- algunes de les quals són destructives però altres són constructives i allà s’acumulen més objectes.

La dispersió d’objectes més enllà de les 50 unitats astronòmiques és una conseqüència directa de les interaccions amb els planetes gegants. Molts d’aquests cossos van ser llançats cap a òrbites més excèntriques i amb grans inclinacions com a resultat d’aquests encontres. Distingim entre els objectes clàssics del cinturó de Kuiper i els objectes dispersos (scattered objects).

Aquests models no només prediuen correctament la massa i la posició de tots els planetes, sinó que també expliquen l’estructura completa del sistema solar exterior, i prediuen que molts objectes van ser llançats cap a l’espai interestel·lar. Per tant, sabem que els objectes que van acabar formant part del conjunt d’objectes interestel·lars vn ser extremadament diversos, ja que els encontres amb Júpiter i Saturn van afectar de manera diferent cadascun d’aquests petits cossos. Alguns esdevindrien asteroides pròpiament dit, i altres serien cometes.

I, òbviament, també hi ha una plèiade d’objectes de grans dimensions – de milers de quilòmetres de diàmetre- a la regió externa del sistema solar, al cinturó transneptunià. Els més grans són Plutó, Eris, Makemake i Haumea.

Recordem la missió New Horizons de la NASA que, en menys de deu anys, va arribar al sistema de Plutó gràcies als nous sistemes de propulsió, i que va seguir viatjant cap a altres objectes del cinturó de Kuiper , com l’asteroide Arrokoth, també format per dos cossos que van fusionar-se (figura 7).

Figura 7. Asteroide Arrokoth fotografiat per la sonda New Horizons

Plutó té aproximadament dos terços de la mida de la Lluna, amb un diàmetre equatorial de 2.377 km. És un món congelat, però que probablement va tenir un oceà intern en el passat. El fet de tenir un satèl·lit molt gran,Caront, molt a prop seu, podria haver permès que Plutó conservés durant una bona part de la seva història una certa activitat interna. Tot i trobar-se molt lluny del Sol, aquesta energia interna generada per la interacció amb Caront podria explicar que encara avui en quedin reminiscències.

Entre 50.000 i 100.000 vegades la distància Terra-Sol es troben gran part dels cometes, en el que anomenem el núvol d’Oort. Potser a causa del pas d’estrelles properes, poden patir interaccions gravitatòries que desestabilitzen les seves òrbites i fan que alguns viatgin cap al sistema solar interior. Així s’expliquen molts dels cometes que arriben amb excentricitats pràcticament iguals a 1, però que encara romanen feblement lligats al sistema solar. Segurament aquests cossos van interactuar amb els planetes gegants, van ser expulsats cap a l’exterior amb molta energia, però van quedar al límit gravitatori del sistema solar.

Tot això ho seguim amb les nostres limitacions observacionals. No tenim el telescopi més gran del món, però sí un telescopi que és el llegat d’un científic extraordinari, el professor Joan Oró, que va lluitar molt per crear aquest observatori amb altres col·legues de l’època. Aquest telescopi permet fer un seguiment molt precís d’objectes febles, fins al punt que tant l’ESA com la NASA el fan servir per les seves capacitats de tracking d’asteroides i cometes.

Cometa Borisov

Entrant ja a la part final de la xerrada, dedicada als cometes interestel·lars, parlaré primer del cometa Borisov. Aquest objecte va tenir una òrbita clarament hiperbòlica, amb una excentricitat superior a 3. Va ser descobert per un astrònom aficionat, Gennadiy Borisov, que també va ser coautor del treball publicat posteriorment sobre aquest cometa.

Les observacions que es van fer amb espectropolarimetria van revelar que la polarització d’aquest cometa era més alta que la que normalment es mesura en els cometes del sistema solar. Això és coherent amb el fet que aquest objecte ha estat sotmès durant milers de milions d’anys a l’espai interestel·lar, cosa que li confereix unes peculiaritats que després es fan evidents quan els estudiem.

D’altra banda, Julia de León, de l’Institut d’Astrofísica de Canàries, va dur a terme magnífiques observacions espectroscòpiques que van proporcionar alguns dels millors espectres obtinguts d’aquest cometa. Els resultats van demostrar que no presentava una gran quantitat de detalls, ja que els cometes quan passen lluny del Sol no mostren una sublimació intensa dels gels ni una gran abundància de partícules al seu voltant. Normalment s’assemblen a objectes foscos, amb poques signatures de minerals cristal·lins i, per tant, sense detalls espectrals gaire definits.

Figura 8. Cometa 2I/Borisov fotografiat pel telescopi Hubble

El radi del seu nucli es va estimar inicialment entre 0,7 i 3,3 km, però observacions posteriors amb el telescopi espacial Hubble (figura 8) van permetre restringir-lo a una mida probablement inferior als 0,5 km. David Jewitt, en particular, va obtenir observacions molt rellevants sobre el que sembla que va succeir en la fase final del pas del cometa, una etapa que pocs van poder observar a causa de la geometria desfavorable de l’òrbita, i en la qual el cometa va patir un procés de fragmentació.

Evidentment un objecte de menys d’un quilòmetre no el veuríem amb els nostres telescopis i càmeres, el que realment estem veient és la coma del cometa, un embolcall de gas i partícules. Aquestes partícules són les que produeixen l’escampament, la dispersió de la llum solar, i perquè aquest procés sigui eficient cal que la mida de les partícules sigui comparable a la longitud d’ona de la llum reflectida. Per tant, en el rang visible, són les partícules micromètriques les que generen bona part de la coma difusa que veiem al voltant del fals nucli.

En general, esperem que la majoria d’aquests cometes interestel·lars continguin gels susceptibles de sublimar, barrejats amb partícules sòlides que inicialment no necessàriament són micromètriques. Poden ser agregats més grans. Com que aquestes partícules estan barrejades amb el gel, en el moment en què escapen de la superfície a causa de la sublimació i de la pressió del gas, queden exposades a la llum solar i es comencen a fragmentar, formant-se moltes partícules micromètriques. Es llavors quan la coma comença a reflectir de manera eficient la llum del Sol i, per tant, augmenta la seva lluminositat.

Òbviament, cada cometa és diferent. Els processos que tenen lloc als cometes són molt diversos, ja que són una barreja de molts materials. A més, alguns cometes periòdics, especialment els que tenen òrbites curtes, van acumulant runa a la seva superfície. Cada pas proper al Sol contribueix a aquest procés, de manera que la superfície es va cobrint de roques i altres materials. Com a conseqüència de la sublimació progressiva dels gels, aquests cometes van perdent activitat amb el temps. Per tant, els cometes evolucionen, es fragmenten i generen un conjunt d’objectes que representen també un repte observacional considerable.

Si m’ho permeteu, el cometa Borisov, en comparació amb el cometa ATLAS, va ser un objecte força avorrit: no va presentar cap tipus d’activitat inusual. Es van fer moltíssimes observacions i en cap d’elles es va detectar cap esclat sobtat de brillantor, un fenomen relativament comú, tot i que generalment de poca amplitud. Les variacions observades es van mantenir dins de dos o tres dècimes de magnitud, i el comportament va ser molt homogeni. Això és una evidència d’una sublimació moderada dels gels, probablement com a conseqüència del llarg temps d’exposició a l’espai interestel·lar. És molt possible que no presentés esclats precisament perquè no contenia grans quantitats d’aigua al seu interior. La presència d’aigua i la seva distribució dins la porositat de l’objecte tenen molt a veure amb la possibilitat que es produeixin aquests episodis d’activitat sobtada.

A partir de les magnituds observades, la distància heliocèntrica, la distància geocèntrica i el camp de visió, es van obtenir paràmetres com l’Afρ, que és una mesura de l’activitat i de la producció de pols del cometa en funció de l’observació.

Cometa ATLAS

Finalment, passem al cometa ATLAS. A la figura 9 podem veure una imatge d’aquest cometa obtinguda amb el telescopi Joan Oró. Va ser descobert l’1 de juliol, i nosaltres vam aconseguir una imatge ja el dia 5, només quatre dies després del descobriment.

Figura 9. Cometa ATLAS des de l’observatori Joan Oró

Ens va arribar amb una excentricitat indubtablement hiperbòlica: era clarament un cometa interestel·lar, amb una excentricitat superior a 6 i una velocitat mai observada fins aleshores, de 58 km per segon.

Les primeres observacions ja van mostrar una coma de gas dominada per diòxid de carboni. Aquestes dades van permetre obtenir les primeres estimacions de les dimensions del nucli, d’entre 0,2 i 2,8 km de diàmetre.

La velocitat espacial, en particular la velocitat vertical, del cometa ATLAS, era molt elevada en comparació amb la d’estrelles properes i amb la d’altres objectes interestel·lars. Això, juntament amb la geometria de la seva trajectòria, va permetre concloure que procedia d’una regió completament aliena al nostre entorn local de la galàxia, possiblement del disc prim o del disc gruixut de la Via Làctia.

Fent càlculs basats en la geometria orbital i en la seva direcció d’origen es va proposar que aquest objecte podria tenir una edat compresa entre 7,6 i 14 mil milions d’anys, és a dir, estaríem parlant d’una edat que podria duplicar o fins i tot triplicar la del sistema solar. Això ja ens indica, de manera clara, la importància d’estudiar aquests objectes, ja que ens permeten aprendre no només sobre la formació del sistema solar, sinó també sobre la història i l’evolució de la nostra galàxia.

Un altre estudi es va centrar en analitzar la trajectòria del cometa mitjançant el catàleg Gaia, i els resultats van confirmar que no interceptava cap estrella en un radi d’uns 500 parsecs al nostre voltant, ni tan sols considerant una escala temporal d’uns 10 milions d’anys. Per tant, no hi ha cap possibilitat raonable que procedeixi d’una estrella propera.

Cal recordar, malauradament, que alguns mitjans de comunicació van donar veu a afirmacions completament infundades, provinents d’algú més interessat a vendre llibres i guanyar notorietat mediàtica que no pas a fer ciència rigorosa, suggerint que aquest cometa podia ser un objecte artificial, una mena de nau enviada intencionadament. Això diu molt poc a favor dels mitjans, que haurien d’aprendre a ser més curosos i responsables, perquè si no, cada vegada que algú digui una barbaritat emparant-se en una universitat prestigiosa, ens ho acabarem creient tot. També és important reflexionar sobre la responsabilitat individual dels científics: tots tenim interès a obtenir finançament, però no a qualsevol preu.

Si comparem la fotometria del 2I/Borisov amb la del 3I/ATLAS, observem diferències molt clares. La fotometria del cometa ATLAS mostra que, a una distància d’unes 2,5 unitats astronòmiques —una regió on esperaríem que el gel d’aigua comencés a sublimar i activés el cometa—, efectivament es va produir aquesta activació. I pràcticament a la mateixa distància heliocèntrica, disposem també de les excel·lents observacions que van detectar el desenvolupament d’una coma amb una tonalitat verdosa, característica del CO₂ però també del cianogen.

Posteriorment, altres observacions van confirmar que aquest objecte produïa una gran quantitat de partícules de mida significativa i amb un contingut elevat d’aigua en la seva estructura. Això indicava clarament que es tractava d’un agregat.

Disposem d’aquesta mateixa evidència en els espectres obtinguts en l’infraroig proper, on es veu que el cometa ATLAS és molt fosc. Es van realitzar diverses observacions en què l’espectre es pot reproduir molt bé amb una barreja de gel d’aigua i carboni amorf. Aquest ajust concorda perfectament amb el que esperaríem per a un objecte primitiu de naturalesa transneptuniana.

I estudiant les dades obtingudes amb les de longituds d’ona més llargues es va veure que concordava molt bé amb la presència de materials opacs, metalls i mesulfurs, característics de les condrites carbonàcies, especialment de les fèrriques, que són particularment úniques. Aquesta és una de les claus per comprendre per què aquest objecte ens ha despertat tant interès.

Pensem que es tracta d’un cometa molt especial, que possiblement s’apropa a la composició d’un objecte transneptunià molt pristi. Conté grans quantitats de metalls, i alhora observem molts gasos. I a diferència de cometes del sistema solar que habitualment produeixen gasos de natura reduïda, el cometa ATLAS va produir gasos de naturalesa oxidant, cosa que suggereix que la seva composició podria ser semblant a la que esperaríem d’un material típic de condrites carbonàcies, amb grans metalls i sulfurs.

Un treball relativament recent mostra que la dinàmica de sublimació depèn del percentatge en volum de gel d’aigua present a l’objecte. Si només conté pols, la sublimació és limitada; però a mesura que la fracció de gel augmenta, la sublimació esdevé més eficient. Quan supera el 50 %, és fàcil que es produeixin esclats, amb expulsió de materials que es sublimen a la coma del cometa.

Durant els últims 20 anys, hem fet un seguiment de diversos cometes, inclòs  29P/Schwassmann-Wachmann, arquetip dels cometes que presenten esclats. Hem començat identificant els esclats amb fotometria en diferents bandes, especialment en l’infraroig, ja que les primeres partícules grans despreses del nucli són les que detectem primer. Com que són agregats amb gel, aquests es fragmenten novament, i d’aquí sorgeixen els esclats.

Úna altra cosa curiosa és que es va estimar que al voltant d’un 1 % dels projectils de grans dimensions que arriben a la Terra podrien tenir un origen interestel·lar. Alguns presenten un comportament d’alta resistència, consistent amb meteorits metàl·lics; per tant, també esperem meteorits metàl·lics procedents de l’espai exterior. Per exemple, l’objecte ‘Oumuamua mostrava característiques asteroïdals i podria encaixar en aquest tipus de cossos dispersats des d’altres sistemes planetaris.

Així doncs, els tres visitants interestel·lars identificats fins ara exemplifiquen perfectament la diversitat composicional que esperaríem de cossos dispersats en altres sistemes planetaris, de manera semblant al nostre: Oumuamua era un asteroide, Borisov i ATLAS eren cometes, però mentre que el primer no va variar significativament i es va comportar com un objecte cometari difús i estès, amb una coma homogènia i sense esclats coneguts; el segon va experimentar un augment notable de la seva activitat, en concordança amb el seu major contingut d’aigua.

Vull destacar la importància d’estudiar visitants interestel·lars per comprendre millor la seva natura. Els programes de seguiment i descobriment de cometes jugaran un paper clau per identificar aquests objectes, esperant trobar-ne un per any o cada parell d’anys, la qual cosa possibilitarà estudiar la seva composició i permetrà missions com la Comet Interceptor de l’ESA, en la qual estem treballant.

Obtenir informació detallada sobre la composició d’aquests visitants requerirà ampliar les nostres capacitats d’observació. Un repte futur, que pot ser d’aquí una dècada o més, seria una missió de retorn de mostres d’un cometa interestel·lar. Aquesta és una tasca extremadament difícil i requeriria recuperar mostres criogèniques, una tècnica que encara no s’ha provat en cometes del nostre sistema solar. És important destacar que a Catalunya també treballem per poder contribuir a aquests objectius.

Col·loqui

Et volia preguntar sobre el Late Heavy Bombardment. Fa anys vaig llegir que era controvertit, que no estava clar si realment va existir o no. Què en podries dir?
Hi ha certa controvèrsia sobre la verificació directa del Late Heavy Bombardment a la Lluna. Tot i això, la gran dispersió massiva d’objectes per tot el Sistema Solar només s’explica amb aquest fenomen.  

He sentit que la coma del cometa ATLAS a l’alçada de Mart estava en direcció contrària al sentit de moviment. És cert? I si ho és, quina seria l’explicació?
Aixó depèn de la geometria. La majoria de cometes que pateixen molta fragmentació tenen gran quantitat de materials al davant, des de partícules mil·limètriques fins a mètriques, que poden avançar al moviment del cometa.

Tinc dues preguntes. Primera: és real el núvol d’Oort o només és una hipòtesi per explicar la gran quantitat de cometes? Segona: com poden actuar gravitacionalment altres estrelles per desviar cometes cap a la Terra?
El núvol d’Oort no s’ha vist directament, però ha d’existir, perquè si no, tindríem molts més cometes apareixent des de totes direccions amb excentricitat inferior a 1. Pel que fa a la segona pregunta, les estrelles properes poden alterar l’òrbita d’aquests objectes. Tenim constància de passos d’estrelles gràcies a les observacions astromètriques de Gaia, que mostren com aquests encontres poden perturbar regions més allunyades que inicialment estan lligades al camp gravitatori del Sol.