Conferència de l'Astronòmica de Sabadell. Albert Morral, 6 de maig de 2026.
Avui parlaré d’astrofísica amateur. I què vol dir això? Us explico què entenc jo per astrofísica amateur.
Soc físic de formació, i això vol dir que vaig passar els cinc anys de la carrera calculant coses. A la universitat, els estudis són molt teòrics. La física aplica les matemàtiques a l’univers per entendre com és. Per exemple, una estrella es pot descriure mitjançant cinc equacions diferencials, i resolent-les es pot conèixer com és el seu interior, com neix, com viu, com evoluciona i com morirà.
Paral·lelament, mentre estudiava la carrera, em vaig fer soci de l’Agrupació Astronòmica de Sabadell, i aquí vaig trobar una altra manera d’entendre l’astronomia. Aquí ningú resolia equacions diferencials ni feia càlculs complexos, però sí que vaig trobar persones expertes en el coneixement del firmament, dels telescopis, de les càmeres i de l’astrofotografia.
Així, em vaig formar en les dues grans branques de l’astronomia: la teòrica i la pràctica. De fet, sempre em vaig sentir més teòric que pràctic… fins que vaig començar a treballar aquí. Aleshores vaig haver d’aprendre molta més astronomia pràctica: el funcionament del telescopi del nostre observatori, l’ús de telescopis portàtils, la presa de fotografies, etc.
Una de les tasques que realitzo aquí —i que més m’agrada— és assessorar i ajudar els estudiants que fan el seu treball de recerca de batxillerat en astronomia. Al principi ho podíem fer de manera individual, però actualment ajudem cada any entre 100 i 150 estudiants, de manera que ja no és possible fer-ho així. Per això, des de fa més de 15 anys organitzem els Campus d’Astronomia: cursos teòrics i pràctics d’estiu on ensenyem als alumnes l’astronomia real, aquella en què, a partir d’imatges obtingudes amb telescopis, s’obtenen dades científiques. Gràcies a aquests treballs hem realitzat nombrosos estudis sobre diferents astres. A més, des de fa més d’un any, publiquem cada mes un article a la nostra revista Astrum sobre alguns d’aquests projectes que es poden dur a terme.
En definitiva, per a mi, l’astrofísica amateur és la unió de l’astronomia més teòrica (astrofísica) amb l’astronomia més pràctica (amateur).
En aquesta xerrada us vull presentar tres exemples de treballs d’astrofísica amateur que, tot i que poden semblar complicats, estan a l’abast de tots nosaltres: l’estudi de la nebulosa del Cranc, el càlcul de la distància a Andròmeda i l’anàlisi del quàsar 3C273. Només cal obtenir imatges de diferents astres i aplicar algunes lleis de la física amb matemàtiques senzilles.
Estudi de la nebulosa del cranc
El 4 de juliol de l’any 1054 va aparèixer una nova estrella molt brillant al firmament. El fenomen va ser tan espectacular que es va anomenar supernova. Avui dia sabem que no es tracta del naixement de cap estrella, sinó de la seva mort, que posa fi a la seva vida mitjançant una explosió extremadament violenta.
Aquest esclat es va poder observar a simple vista durant 653 nits consecutives i, de manera excepcional, també va ser visible a plena llum del dia durant 23 dies.
Ho sabem gràcies a les cròniques xineses de l’època, que descriuen l’aparició d’una estrella molt brillant en aquella regió del cel. També existeixen registres al Japó i al món àrab, i fins i tot algun dibuix realitzat a Sud-amèrica. A Europa, en canvi, no es conserva cap referència, cosa que reflecteix el declivi cultural del continent durant l’Edat Mitjana.
Amb el temps, la llum de l’explosió es va anar apagant i el fenomen va caure en l’oblit, fins que el 1731 l’astrònom John Bevis, observant aquella zona del cel amb telescopi, va descobrir el que avui coneixem com els restes d’una supernova.
Poc després, Charles Messier, que es dedicava a la recerca de cometes, va elaborar un catàleg d’objectes difusos que es podien confondre amb aquests. El primer objecte d’aquest catàleg, M1, és precisament aquest romanent de supernova.
Al segle XIX, William Parsons, utilitzant telescopis de gran mida, va observar aquest objecte i el va anomenar Nebulosa del Cranc, ja que els dibuixos de l’època en recordaven la forma. Avui dia, gràcies als telescopis moderns, disposem d’imatges espectaculars (figura 1).
Figura 1. La nebulosa del cranc fotografiada pel Telescopi Hubble
La Nebulosa del Cranc és un cas especialment interessant perquè és el romanent de supernova més proper a la Terra i, per això, també un dels més brillants. A més, al seu interior hi ha una estrella de neutrons. Quan l’estrella original va explotar, el seu nucli va col·lapsar i es va comprimir formant aquest tipus d’objecte extremadament dens. Aquesta estrella de neutrons es pot observar fins i tot amb equips amateurs, cosa que converteix la nebulosa en un autèntic laboratori astronòmic proper.
Què podem mesurar? De la nebulosa podem determinar-ne la mida real i la velocitat d’expansió. També és possible intentar detectar aquesta expansió comparant imatges preses amb diversos anys de diferència. Pel que fa a l’estrella de neutrons, podem estimar propietats com la magnitud aparent, la magnitud absoluta, la lluminositat i la temperatura superficial.
Per calcular la mida de la nebulosa, obtenim diverses imatges, les preprocessem i les sumem. Un cop tenim una imatge neta, calculem la seva mida angular mesurant la distància en píxels entre dos punts. Com que les imatges digitals estan formades per píxels, podem calcular la diagonal mitjançant el teorema de Pitàgores i, coneixent l’escala angular per píxel, obtenir la mida angular total. El resultat és d’aproximadament 6,18 minuts d’arc.
Si coneixem aquesta mida angular i la distància a la nebulosa, podem calcular-ne la mida real mitjançant trigonometria. El resultat és d’uns 11,32 anys llum de diàmetre.
Per estimar la velocitat d’expansió, considerem el radi (5,66 anys llum) i el temps transcorregut des de l’any 1054 (uns 969 anys). Aplicant la relació velocitat = espai / temps, obtenim una velocitat aproximada de 1.728 km/s, és a dir, al voltant del 0,5 % de la velocitat de la llum.
També és possible intentar observar directament aquesta expansió comparant imatges preses en anys diferents. Disposem d’una imatge del 2023 i una altra de més antiga, del 2011. Les superposem i es poden veure petites variacions degudes a l’expansió del gas.
Pel que fa a l’estrella de neutrons, s’observa com un punt molt feble. Mitjançant tècniques de fotometria i utilitzant estrelles de referència, podem calcular la seva magnitud aparent, que és d’aproximadament 16,2 (filtre V).
A partir de la magnitud aparent i la distància, podem determinar la magnitud absoluta, que és d’uns 4,78. Amb aquest valor, estimem la seva lluminositat, que resulta comparable a la del Sol.
Això és especialment sorprenent si tenim en compte que aquesta estrella té un radi d’uns 10 km, mentre que el Sol en té aproximadament 700.000 km. Tot i ser molt més petita, emet una quantitat d’energia similar.
Finalment, utilitzant les relacions físiques entre lluminositat, radi i temperatura, podem estimar la seva temperatura superficial, que arriba als 4,8 milions de graus.
Càlcul de la distància d’Andròmeda
El segon exemple que us vull mostrar és el càlcul de la distància a la galàxia d’Andròmeda. Per entendre’n la importància, convé situar-lo en el seu context històric.
L’1 de gener de 1925, Edwin Hubble va publicar un article que va marcar l’inici de la cosmologia observacional moderna. Per primera vegada a la història es va aconseguir calcular la distància a una nebulosa espiral, Andròmeda, obtenint un valor d’uns 900.000 anys llum.
Aquest resultat implicava alguna cosa revolucionària: aquella nebulosa no pertanyia a la Via Làctia, sinó que era una galàxia independent. Per tant, l’univers estava format per moltes galàxies, i la Via Làctia era només una més. Avui ens sembla evident, però als anys 20 del segle XX no ho era en absolut.
Figura 2. La galàxia d’Andròmeda
El 26 d’abril de 1920 va tenir lloc el conegut Gran Debat als Estats Units. En un hotel es van reunir alguns dels astrònoms més importants del moment. S’enfrontaven dues postures: la d’Harlow Shapley, que defensava que les nebuloses espirals estaven dins la Via Làctia, i la de Heber Curtis, que sostenia que eren galàxies externes. El problema era clar: calia mesurar distàncies… i no se sabia com fer-ho.
Cinc anys després, Hubble va resoldre la qüestió gràcies a un descobriment previ d’una gran astrònoma: Henrietta Leavitt. Leavitt formava part de les anomenades “computadores de Harvard”, un grup de dones que analitzaven plaques fotogràfiques i classificaven estrelles segons la seva brillantor i espectre.
Leavitt, estudiant estrelles del Núvol de Magalhães —que es troben aproximadament a la mateixa distància— va descobrir una propietat molt important d’un tipus d’estrelles variables: les cefeides. Aquestes estrelles presenten una relació fonamental entre el seu període de variació i la seva magnitud absoluta: com més lluminoses són, més llarg és el seu període de variació. Així, Leavitt va establir una relació entre el període i la magnitud absoluta.
Això és clau: si coneixem la magnitud absoluta d’una estrella i mesurem la seva magnitud aparent (la llum que ens arriba), podem calcular-ne la distància.
Què va fer Hubble? Va fotografiar la galàxia d’Andròmeda i va buscar estrelles variables. En una placa de 1923 en va identificar tres: dues eren noves, però una va resultar ser una cefeida. A partir del seu període, va aplicar la relació de Leavitt per obtenir la seva magnitud absoluta. Comparant-la amb la magnitud aparent, va poder calcular la distància a Andròmeda: uns 900.000 anys llum.
Tot i que aquest valor és inferior al real (avui sabem que és d’uns 2,5 milions d’anys llum), va ser suficient per demostrar que Andròmeda es troba fora de la Via Làctia. Amb això es va resoldre el debat: l’univers està ple de galàxies.
Podem fer aquest mateix treball els astrònoms amateurs? D’una banda, disposem de telescopis molt més petits (Hubble va utilitzar un telescopi de 2,5 metres, el més gran de la seva època); però, d’altra banda, tenim càmeres molt més sensibles que les antigues plaques fotogràfiques. Tot i així, el repte és enorme: es tracta de mesurar estrelles de magnitud 18 o 19, extremadament febles.
Tanmateix, és possible. El 2021, un astrònom amateur ho va aconseguir i va publicar el seu treball a la revista Sky & Telescope, demostrant que aquest tipus de mesures no són exclusives dels professionals.
En el meu cas, vaig intentar observar aquesta cefeida sumant imatges. Amb 15 minuts no es detectava res; amb 30 tampoc; amb 45 tampoc no era visible. Només a partir d’una hora d’exposició total va començar a aparèixer un punt extremadament feble, que millorava lleugerament amb una hora i mitja.
El següent repte va ser obtenir una corba de llum, cosa que implicava seguir l’estrella durant molts dies. Aquí van aparèixer dificultats importants: la meteorologia, la Lluna i la disponibilitat del telescopi.
Un altre problema va ser seleccionar estrelles de comparació adequades. Per fer-ho vaig utilitzar cartes de l’AAVSO (Associació Americana d’Observadors d’Estrelles Variables), que proporcionen estrelles de referència ben calibrades. En el nostre camp hi havia tres estrelles de magnitud 15, mentre que la nostra cefeida estava entre magnitud 18 i 19.
Amb la col·laboració d’altres observadors vam realitzar campanyes durant gener i febrer de 2023. En total vam obtenir 21 observacions, de les quals 17 van ser útils. No vam aconseguir una corba perfecta —caldria repetir l’experiment en millors condicions—, però sí que vam identificar el mínim i el màxim de brillantor, que és el més important.
A partir de la corba de llum vam obtenir un període d’aproximadament 33,9 dies. Amb la relació de Leavitt, vam determinar una magnitud absoluta mitjana de 15,72. La magnitud aparent mitjana va ser d’uns 18,75. Amb aquestes dades vam calcular la distància: aproximadament 783.000 parsecs, és a dir, uns 2,55 milions d’anys llum, molt propera al valor real.
El resultat va ser molt satisfactori. Malgrat les limitacions i les condicions imperfectes, amb tècniques d’astronomia amateur vam poder reproduir un mètode històric i obtenir una distància molt propera al valor real.
El quàsar 3C273
El tercer exemple d’astrofísica amateur del qual us vull parlar és l’estudi del quàsar més famós: el 3C273. Vegem també el seu context històric.
A finals dels anys 50 del segle XX, amb antenes de ràdio es van descobrir fonts puntuals que emetien ones de ràdio. Als anys 60 es va crear el Tercer Catàleg de Cambridge, conegut com a 3C, i els objectes s’anomenaven 3C1, 3C2, 3C3, etc., corresponents a fonts detectades en radioastronomia.
Aquests objectes no tenien contrapartida òptica: no se sabia que allò que es veia en ràdio també es pogués observar en llum visible. Però el 1960 es va trobar la primera contrapartida òptica.
El 1962 es va aprofitar un eclipsi lunar: la Lluna va passar per davant d’una d’aquestes fonts, el 3C273. L’astrònom Martin Smith va mesurar quan l’objecte deixava d’emetre ones de ràdio i quan tornava a aparèixer. Com que coneixem amb precisió la posició de la Lluna, es va poder determinar exactament la posició de l’objecte. Així es va identificar un punt brillant al cel en llum visible: el 3C273.
Amb el telescopi de Monte Palomar, un instrument de 5 metres de diàmetre, es van obtenir espectres d’aquest objecte. Un espectre descompon la llum en diferents longituds d’ona i mostra línies que permeten identificar elements químics. En aquest cas, els espectres eren molt estranys i inicialment no s’entenien.
Més tard es va descobrir que aquelles línies eren conegudes, però estaven fortament desplaçades cap al vermell. Quan un objecte s’allunya de nosaltres, la seva llum es desplaça cap a longituds d’ona més llargues: això és el desplaçament cap al vermell. Per tant, aquell objecte s’allunyava molt ràpidament i, segons la llei de Hubble, això implicava que estava molt lluny. Els objectes propers presenten desplaçaments petits, mentre que els objectes llunyans mostren desplaçaments grans. Això establia una relació directa entre velocitat de recessió i distància.
Aquests objectes brillaven com estrelles, però estaven molt més lluny, cosa que significava que emetien una quantitat d’energia enormement gran.
Uns anys després, un astrònom xinès que treballava als Estats Units va anomenar aquests objectes “quasi-stellar radio sources”, i d’aquí va derivar el terme quàsars (quasi estel·lars). Inicialment es pensava que tots emetien ràdio, però després es va veure que només un 10% ho feia. Així, el terme es va simplificar a “quasi-stellar sources”.
Van caldre uns 20 anys per entendre realment què eren. Avui sabem que els quàsars són forats negres supermassius al centre de les galàxies, que estan acumulant gas i estrelles del seu entorn. Aquest material forma un disc d’acreció, que emet una enorme quantitat de radiació abans de caure dins del forat negre. Per això els veiem com punts extremadament brillants i llunyans.
En alguns casos també s’observen dolls de matèria (jets) que surten del centre. Amb el temps es van descobrir diferents tipus d’objectes relacionats: quàsars, blazars, radiogalàxies… Tots ells es van unificar com a galàxies actives amb un forat negre central molt energètic.
El quàsar 3C273 és el primer i més famós de tots, i també es pot estudiar amb mitjans amateurs. Vegem-ho.
Per fer-ho, s’obtenen imatges del camp estel·lar on es troba el quàsar. Tot i que sembla una simple estrella, sabem que és un quàsar (figura 3). Sumem i es calibrem les imatges per obtenir una imatge neta.
Amb estrelles de comparació i mesurant els fluxos de llum (ADU), es calcula la seva magnitud aparent i s’obté un valor de 12,7 (filtre R). Això significa que és un objecte observable amb telescopis mitjans.
Figura 3. El quàsar 3C273
Els quàsars són variables: la seva brillantor canvia amb el temps. En el moment de l’observació, la magnitud del 3C273 era d’uns 12,7, però pot variar entre 12,4 i 12,9.
Per calcular la distància cal un espectre, que es pot obtenir fàcilment a la literatura científica. En l’espectre del 3C273 s’observen línies d’emissió de l’hidrogen, com H-alfa, H-beta i H-gamma. Aquestes línies tenen longituds d’ona conegudes, però en l’espectre observat estan desplaçades cap al vermell. El desplaçament es calcula amb el paràmetre z: z = (λ_observada − λ_teòrica) / λ_teòrica
Calculant-lo per diverses línies i fent la mitjana, s’obté z ≈ 0,157 (coherent amb el valor real de 0,158).
Amb aquest desplaçament es calcula la velocitat de recessió, que resulta ser d’uns 43.751 km/s.
Utilitzant la llei de Hubble, es pot estimar la distància. Amb una constant de Hubble d’uns 67 km/s/Mpc, s’obté una distància d’uns 2.100 milions d’anys llum (el valor real és d’uns 2.400 milions d’anys llum).
Això significa que estem observant un objecte la llum del qual va sortir fa més de 2.000 milions d’anys, quan a la Terra hi havia formes de vida molt simples, com bacteris.
A partir de la magnitud aparent i la distància, es pot calcular la magnitud absoluta, que és d’uns −26,3. Amb això es determina la lluminositat: aproximadament 2,75 bilions de vegades la del Sol. És a dir, aquest quàsar emet tanta energia com bilions de sols, molt més que tota una galàxia sencera.
Finalment, es pot estimar la massa del forat negre central mitjançant el límit d’Eddington, que estableix l’equilibri entre la força de la gravetat i la pressió de radiació. El resultat és una massa mínima d’uns 8,2 × 10⁷ masses solars, tot i que el valor real és superior (d’uns 10⁹ masses solars).
Amb aquesta massa es pot calcular el radi de Schwarzschild, que és aproximadament d’1,2 unitats astronòmiques: la zona de perill del forat negre és comparable a la distància entre el Sol i la Terra.
Segons la física quàntica, als forats negres se’ls pot assignar una temperatura teòrica, donada per una fórmula senzilla. Si la calculem per aquest quàsar, s’obté una temperatura d’uns 10⁻¹⁵ K, extremadament baixa.
I si els forats negres tenen temperatura, vol dir que emeten radiació: l’anomenada radiació de Hawking. Es pot calcular fàcilment i, en el cas del 3C273, s’obté un valor de 2,32·10⁻⁶⁸ W/m², també insignificant.
I si perden energia en forma de radiació, també es pot calcular el seu temps de vida. En el cas del 3C273, resulta que viurà uns 10⁷⁵ anys, molt més que l’edat actual de l’univers. Per tant, aquests objectes són pràcticament eterns a escala còsmica.
En definitiva, amb aquesta xerrada us volia convèncer que amb els vostres instruments astronòmics amateurs podeu fer càlculs de molts dels astres que es veuen al firmament; és a dir, podeu fer astrofísica amateur.
Si voleu veure més exemples, els trobareu a la revista Astrum, on cada mes en publiquem un de diferent.