L'ASTRONÒMICA

Conferència de l'Astronòmica de Sabadell. Cristina Jiménez, 28 de gener de 2026.

Per començar us vull fer tres preguntes: què és una supernova de tipus Ia?, per què importa el seu entorn? i com l’estudiem? En aquesta xerrada intentaré explicar-vos tot això.

Quan mirem el firmament veiem puntets brillants, estrelles, i ens podem preguntar si sempre les veurem iguals. La resposta és que no, que les estrelles també neixen, viuen i moren, igual que els éssers vius. En aquesta imatge (figura 1)  us presento, de forma esquemàtica, el cicle vital de les estrelles: les estrelles neixen a partir de núvols de gas i pols que s’escalfen, es condensen i formen una protostrella.

Figura 1. Cicle de vida de les estrelles.

A partir d’aquí, segons si tenen més o menys massa, les estrelles segueixen dos camins diferents. Si són estrelles de baixa massa, com per exemple el nostre Sol, evolucionaran cap a una gegant vermella, després expulsaran els seus gasos externs i acabaran formant una nebulosa planetària amb una nana blanca al centre: una estrella molt petita, molt calenta i molt densa. La nana blanca serà una de les protagonistes de les supernoves Ia.

D’altra banda, podem tenir estrelles de més massa. Aquestes  també evolucionen i es converteixen en supergegants vermelles. Arriba un moment en què el seu nucli col·lapsa i exploten en forma de supernova de tipus II (o supernova de col·lapse del nucli). Depenent de la seva massa es convertiran en una estrella de neutrons o en un forat negre. Però les estrelles tenen un entorn, no viuen soles, i aquí és on la cosa es complica una mica més.

Segons el diccionari, una supernova és una estrella que al final de la seva vida explota. El que també ens diu aquesta definició, és que augmenta molt la seva lluminositat. Estrelles que generalment no es veien al cel nocturn, de cop es fan visibles.

Com es classifiquen? El que fem servir per classificar les supernoves són els seus espectres (figura 2). Hi ha dos grans tipus de supernoves: les de tipus I i les de tipus II. Mentre que les primeres no tenen línies d’hidrogen, les segones sí. I les de tipus I també es poden dividir en dos grans grups segons tinguin línies de silici o no. Si presenten aquestes línies són de tipus Ia, mentre que si no en presenten poden ser de tipus Ib o Ic, segons tinguin línies d’heli o no.

Figura 2. Classificació de les supernoves

Les supernoves que ens interessen ara són les de tipus Ia, ja que la seva naturalesa és totalment diferent de les altres. No són supernoves de col·lapse del nucli sinó supernoves termonuclears.

La gràcia de les supernoves de tipus Ia és que no poden produir-se amb una sola estrella. Aquí es necessita, com a mínim, una nana blanca. Pot ser una nana blanca amb una altra estrella, poden ser dues nanes blanques, o fins i tot tres en casos més complexos. El més habitual és tenir una estrella gran molt propera a una nana blanca. Com que estan molt a prop, la gravitació fa que interactuïn: una estrella roba massa a l’altra. Aquesta transferència de massa continua fins que la nana blanca arriba a una massa prou gran com per deixar de ser estable, i aleshores explota.

Una de les coses que caracteritza les supernoves de tipus Ia, i que és especialment interessant, és que són candeles estàndard. Imaginem que tenim dues bombetes exactament iguals, una la posem al final d’un passadís i l’altra més a prop. Evidentment, la que tenim a prop la veurem molt més brillant que la que està més lluny, no perquè sigui diferent, sinó simplement perquè està més lluny i, per tant, la veiem més tènue. Això és exactament el que passa amb les supernoves de tipus Ia. Sempre brillen de la mateixa manera, però com que poden estar més a prop o més lluny, no les veurem totes amb la mateixa brillantor aparent. La distància fa que les veiem diferents. La gràcia és que, com que sabem que brillen igual, les podem fer servir per mesurar distàncies. Si se sap que tenen la mateixa lluminositat intrínseca però una d’elles es veu més tènue, voldrà dir que està més lluny.

El que fem és obtenir una imatge d’una galàxia on hi ha una supernova. Mesurem la seva lluminositat al llarg dels dies, apliquem una sèrie de correccions —perquè no és tan directe com sembla— i obtenim una corba com aquesta (figura 3).

Figura 3. Corba de llum d’una supernova

Aquest mètode de càlcul de distàncies, a diferència d’altres mètodes com la paral·laxi o altres mètodes geomètrics, es pot aplicar a distàncies molt grans i ens permet arribar molt més lluny i mesurar distàncies de manera molt precisa.

Ara bé, tot això que us he explicat seria el món ideal. Com ja he dit, les estrelles no viuen soles, sinó que viuen en galàxies. Les galàxies tenen núvols de pols, tenen interaccions, i fins i tot poden tenir un forat negre al centre. Aleshores passa que apliquem la teoria, mesurem la lluminositat, intentem ajustar la corba… i no és perfecte, perquè, com hem dit, l’entorn importa.

Aquest és el problema: si intentem fer servir l’estandardització sense tenir en compte els efectes de l’entorn, els càlculs no són exactes. Això fa que no només no puguem mesurar distàncies de manera acurada, sinó que tampoc puguem, per exemple, predir correctament el ritme d’expansió de l’univers, que, per cert, és un dels grans problemes de la cosmologia actual.

Hi ha diferents vessants que intenten explicar aquestes incerteses. Es creu que una part del problema té a veure amb l’estadística aplicada a aquestes mesures: com es fan, si es fan correctament, si els instruments estan ben calibrats… però també hi ha una part molt important relacionada amb l’entorn. Si aquest entorn altera la mesura, no obtenim l’estandardització perfecta que necessitem per fer una cosmologia realment precisa.

Un dels grans problemes és que no podem estudiar una supernova com si fos una cosa aïllada. Fins fa relativament pocs anys, les supernoves s’estudiaven de manera individual: es mesurava la supernova i se’n descrivien les propietats. En alguns casos, per limitacions instrumentals, fins i tot es prenien mesures de la galàxia com si fossin mesures de la supernova. Això és molt problemàtic, perquè al final no totes les galàxies són iguals. No tenen les mateixes poblacions estel·lars ni els mateixos entorns, i les supernoves no es produeixen totes en les mateixes condicions. Tot això introdueix moltes variables que no controlem i que perjudiquen de manera significativa aquestes observacions.

Com es pot veure a la següent imatge (figura 4) hi ha galàxies molt diferents entre sí. I no només per les seves formes, sinó també perquè tenen diferents poblacions estel·lars, més o menys nebuloses, i fins i tot diferent distribució de la matèria fosca.  

Figura 4. Diferents tipus de galàxies

Tot això complica molt la mesura, perquè quan observem una supernova, no només estem captant llum de la pròpia supernova sinó també de tot el que hi ha al seu davant a la seva pròpia galàxia. És com si miréssim a través d’un vidre borrós i no translúcid, ho veuríem tot distorsionat.

L’estudi de les supernoves es basa en captar la seva llum però sobretot en obtenir els seus espectres. En un espectre es dispersa la llum: tenim un feix de llum blanca, hi posem un vidre amb una escletxa i aquesta llum se separa en les diferents longituds d’ona. I no només es pot fer en llum visible, sinó que també es pot fer en altres longituds d’ona. En el nostre cas, principalment treballem en l’òptic, l’ultraviolat i l’infraroig, però en altres àmbits de l’astronomia també es fa espectroscòpia de raigs X o de raigs gamma.

Abans de tenir tècniques més refinades, quan fèiem l’espectre d’una supernova també agafàvem molta llum de la pròpia galàxia: altres estrelles, gas, pols, forat negre central... Avui en dia disposem d’una tècnica molt més precisa que s’anomena espectroscòpia de camp integral (figura 5).

Figura 5. Espectroscòpia de camp integral

Normalment, quan obtenim una imatge amb un telescopi, posem un filtre a una longitud d’ona determinada i observem en aquesta longitud d’ona. Ara, amb aquesta tècnica, enlloc de tenir un sol filtre, tenim un rang molt ampli de longituds d’ona. Això vol dir que podem conèixer la distribució energètica no només en una longitud d’ona, sinó en totes alhora. Literalment, tenim un cub de dades.

La gràcia de tot això és que ja no estem posant una escletxa en un sol punt, sinó que tenim informació estesa de tota la galàxia. Això ens permet discernir molt millor l’entorn exacte on es troba la supernova. Podem observar una regió concreta enlloc de barrejar-ho tot en un sol punt. Tot això ens dona informació sobre la distribució espacial i energètica de l’entorn, i és, en certa manera, el millor dels dos mons: la fotometria i l’espectroscòpia juntes.

D’aquesta manera tenim el cub de dades de tota la galàxia, i això ens permet estudiar amb molt detall, no només la supernova sinó tota la galàxia. A més, ho podem comparar amb estudis anteriors, quan les mesures es feien integrant la llum de tota la galàxia. També podem veure si hi ha diferències a escala local, és a dir, si les supernoves tendeixen a ubicar-se en llocs concrets dins de les galàxies, o bé si les propietats que observem són intrínseques de la galàxia en conjunt.

També cal tenir en compte que dins d’una mateixa galàxia podem trobar poblacions molt diverses, cosa que ens pot donar pistes sobre quin tipus de poblacions afavoreixen aquestes explosions: si tenen lloc en regions amb estrelles més joves o més velles, més massives o menys massives. Al final, tot està correlacionat.

A la pràctica s’agafa la llum de tota la galàxia i s’integra tota ella: es col·lapsa el cub, se sumem tots els píxels i es fa una integral de tota aquesta informació. Després es fa exactament el mateix amb la regió local on es troba la supernova. En tots dos casos, el resultat és un espectre integrat, com el que us mostro d’exemple (figura 6).

Figura 6. Espectre integrat d’una galàxia

A partir d’aquest espectre volem extreure’n les propietats físiques: la massa de la galàxia, les edats de les seves poblacions, les temperatures, i moltes altres coses. Hi ha moltes maneres de fer-ho, algunes més sofisticades que d’altres. Nosaltres fem servir un mètode anomenat síntesi de poblacions estel·lars. La idea és la següent: tenim una biblioteca amb molts espectres d’estrelles diferents, d’edats diferents i amb composicions químiques diferents. El codi intenta ajustar una combinació d’aquests espectres, per tal de reproduir l’espectre observat. El resultat d’aquest ajust és la línia vermella que veieu (figura 6).

Aquesta línia vermella representa la contribució de les estrelles a l’espectre total. Però una galàxia no està formada només per estrelles: també hi ha gas. Per obtenir l’espectre del gas, a l’espectre de tota la galàxia li restem l’espectre de les estrelles. I amb aquest espectre del gas podem estudiar moltes propietats químiques de la galàxia, o més ben dit, de l’entorn on explota la supernova. Una de les coses que analitzem és la línia d’H-alfa i les dues línies de nitrogen.

Avui en dia hi ha altres mètodes més avançats per fer això mateix: mètodes bayesians, i fins i tot hi ha gent que intenta desenvolupar tècniques d’intel·ligència artificial per caracteritzar aquest tipus de dades. Els mètodes bayesians estan força desenvolupats, però encara no disposem de codis de síntesi estel·lar prou potents com per dependre exclusivament de la intel·ligència artificial. És a dir, podem entrenar models perquè reprodueixin el que fan aquests codis, però encara no existeix un sistema completament automàtic.

Com us deia, tot aquest procés el fem per duplicat, perquè el que ens interessa és comparar els resultats globals de la galàxia amb els de l’entorn local de la supernova. La qualitat de la mesura la caracteritzem amb una propietat que s’anomena relació senyal-soroll. El que a nosaltres ens interessa és la senyal, és a dir, la llum pròpia de la galàxia, però sempre hi ha un fons que no és informació de l’objecte que volem estudiar, però que tampoc és zero. Té un cert valor, més alt o més baix, depenent de la qualitat de la mesura. Per sort, quan treballem amb galàxies relativament properes, és raonable esperar que les línies espectrals siguin molt més clares quan estem integrant la llum de tota la galàxia que quan només analitzem una petita regió.

Part de la nostra feina consisteix a passar moltes més nits desperts de les que voldríem. És cert que avui dia, i especialment en l’estudi de supernoves, hi ha molts telescopis automatitzats que fan un escaneig del cel buscant possibles candidats a supernoves o altres esdeveniments transitoris. Aquests sistemes detecten candidats, i després nosaltres —o eines d’intel·ligència artificial— avaluem si són interessants o no, i decidim si cal observar-los amb més detall. Actualment, molts telescopis permeten observar en remot. Des de casa teva pots estar connectat a l’ordinador d’un telescopi que es troba a l’altra punta del món, cosa que fa uns anys era impensable.

Una altra part important de la meva feina és presentar els resultats, com el que estic fent ara i aquí. Però, encara no us he presentat els resultats finals del meu estudi. La veritat és que hi ha diversos estudis amb resultats bastant inconclusius sobre aquest tema, però una cosa sí que està clara: les supernoves de tipus Ia no es produeixen en qualsevol tipus de galàxia ni en qualsevol lloc dins d’una galàxia.

Una de les coses més interessants que hem trobat és que, quan la supernova explota, els gasos s’expandeixen a velocitats molt elevades. Hem observat que les supernoves amb velocitats més altes tendeixen a produir-se en galàxies més massives i més vermelles. A més, aquestes galàxies solen tenir una metal·licitat més alta.

Bàsicament, la meva tesi s’ha centrat a fer una anàlisi global, desenvolupar totes aquestes eines i aplicar-les a diferents estudis per entendre millor el paper de l’entorn en les supernoves de tipus Ia. En un altre estudi, per exemple, hem analitzat altres aspectes, com ara galàxies en general, fent servir les mateixes eines. La gràcia d’aquestes tècniques és que permeten estudiar moltíssimes coses diferents.

Col·loqui

Quan esclata una supernova, la velocitat d’expansió dels gasos pot arribar a velocitats relativistes?
En el tipus de supernoves que jo estudio, no. Estem parlant de velocitats de desenes de milers de quilòmetres per segon.

Abans que exploti una supernova, ja teniu feta l’anàlisi d’aquella mateixa galàxia? Perquè suposo que l’entorn importa, però al mateix temps la supernova també canvia l’entorn.
És un tema complex, sí. Hi ha hagut casos en què, pel que sigui, ja s’havia estudiat la galàxia i s’han pogut obtenir mesures d’abans i de després de l’explosió. Però observar els progenitors és terriblement difícil. Hi ha casos molt puntuals en què s’ha pogut fer perquè hi havia imatges històriques del Hubble i, posteriorment, s’ha pogut reproduir la mateixa observació amb el James Webb. En la majoria dels casos, però, ni tan sols es troba el progenitor.

Com que no se sap quan esclatarà una supernova, a nivell observacional, quan de sobte n’esclata una, com ho feu per observar-la? No m’imagino com es pot mapar el cel.
Avui en dia tenim telescopis que es dediquen literalment a mapar el cel. Evidentment, no pots mapar tot el cel les 24 hores del dia de manera contínua, però combinant telescopis dels dos hemisferis es pot fer un seguiment amb una cadència força elevada. Les dades que es generen passen per algoritmes d’intel·ligència artificial que detecten possibles candidats a supernova i assignen una probabilitat que realment ho siguin. Com que es treballa en col·laboracions grans, el que es fa és revisar aquests candidats i decidir si poden ser interessants o no.