L'ASTRONÒMICA

Conferència de l'Astronòmica de Sabadell. Carles Schnabel, 10 de desembre de 2025.

---

Em sembla que l'última vegada que vaig presentar-vos els fenòmens astronòmics més destacats, va ser el 2018. He fet una selecció molt personal, perquè podria fer moltes prediccions de molts fenòmens. Aquest any m'he centrat sobretot en el pas de la Lluna per l'eclíptica, visitant els diferents planetes, doncs sempre és un motiu de satisfacció, com deia algú. A vegades hi ha el joc entre la Lluna, planetes i estrelles brillants; fan uns asterismes bonics, no només per veure, sinó també per fotografiar.

De fet, l'any està centrat sobretot pel gran eclipsi total de Sol que tindrà lloc el 12 d'agost. Aniré avançant cronològicament:

• 3 de gener: Conjunció de la Lluna amb Júpiter.

Es tractarà d'una conjunció bonica, doncs la Lluna pràcticament plena estarà a prop de Júpiter, i a prop de Càstor i Pòl·lux. Serà al vespre, a primera hora de la nit.

• 6-9 gener: Conjunció de Venus i Mart amb el Sol.

Tant Venus com Mart estaran en conjunció superior, és a dir, darrere del Sol. Per tant, aquests dies de gener no intenteu trobar Venus ni Mart en el cel. De fet, ara Venus ja no és visible. Ha estat visible fins el passat mes pel matí, abans de la sortida del Sol. A partir del febrer es tornarà a veure al vespre. Primer costarà molt, després durant la primavera i principis d'estiu es veurà molt bé. Fins i tot el dia de l'eclipsi estarà en la màxima elongació i es veurà molt bé.

• 10 gener: Júpiter en oposició.

Ara Júpiter ja es veu bé al vespre però a principis de gener és quan es veurà millor.

• 21 gener: Conjunció superior de Mercuri.

Com sabeu, Mercuri costa molt de veure. De fet aquest mes de desembre, de matinada, es pot veure molt bé. El 21 de gener es veurà a la tarda.

• 23 gener: Conjunció de la Lluna amb Saturn.

Al gener, Saturn cada vegada estarà més a prop del Sol, ja va arribant al final de la seva aparició, però aquell dia es veurà a prop de la Lluna. De fet, les conjuncions de l'any que ve entre Saturn i la Lluna no seran molt bones, quedaran bastant separades. Però fixeu-vos que entremig tenim Neptú. Neptú realment està durant aquest any i principis de l'any que ve a prop de Saturn. Saturn i Neptú estan a prop l'un de l'altre. Ja veurem que entraran en conjunció més endavant. Teniu l'oportunitat de trobar Neptú molt fàcilment a partir de la posició de Saturn.

• 27 gener: La Lluna frega les Plèiades

Les Plèiades no quedaran del tot ocultades per la Lluna, sinó que les fregarà pel Nord (figura 1). Això que la Lluna estigui al nord de les Plèiades és relativament estrany perquè les Plèiades estan bastant per damunt de l'eclíptica.I això fa que la Lluna, quan culmina en aquests moments, culmini molt alta, més alta que el Sol al solstici. Si ens miréssim la Lluna des de Canàries, en el moment del pas pel meridià, la Lluna passaria pel zenit. Penseu que el Sol no arriba mai al zenit a Canàries, però la Lluna sí.

Figura 1. La Lluna pel nord de les Plèiades

• 30-31 gener: Conjunció de la Lluna amb Júpiter

La Lluna torna a prop de Júpiter i Càstor i Pòl·lux. De fet, està molt bé veure aquestes conjuncions perquè així veus la dinàmica també de la Lluna, veus com es va movent la Lluna. I això a vegades també et serveix per entendre una miqueta com funciona el moviment del nostre satèl·lit.

• 3 febrer: Ocultació de Regulus per la Lluna

Regulus, l’estrella més brillant del Lleó és ocultada per la Lluna. Comença a les 3h 27m i torna a sortir a les 4h40m. Això sí, només serà visible des de Canàries i l’extrem sud-oest de la Península.  A la figura 2 es poden veure set línies que representa la visió que es tindrà des de les set illes de Canàries. I a l’extrem, la visió des de Cadis, on l’ocultació serà rasant.

Figura 2. Ocultació de Regulus per la LLuna

• 12 febrer: Dues ombres de satèl·lits sobre Júpiter

També he buscat quan es veuran simultàniament dues ombres de satèl·lits sobre la superfície de Júpiter, que és un fenomen bastant bonic de veure. Fins als anys 30 no es produirà un pas de tres ombres simultàniament, haurem d’esperar.  Entre les 19 i les 20 hores, aproximadament, Cal·listo i Europa projectaran les dues ombres simultàniament. I a més, el 12 de febrer Júpiter està molt ben situat al cel, serà fàcil d'observar.

• 17 febrer: eclipsi anul·lar de Sol

Aquest eclipsi només serà visible des de l’Antàrtida, però si voleu anar fent boca pel que vindrà a l’estiu, ja sabeu on heu d’anar.

• 18-19 febrer: Conjunció de la Lluna amb Venus, Mercuri i Saturn

La Lluna, molt petita, es passejarà entremig d’aquests tres planetes, al vespre, molt baix sobre l’horitzó. Per veure-la caldrà que no hi hagi muntanyes pel mig.

• 20 febrer: Conjunció de Saturn i Neptú

Aquests dos planetes s’acostaran a 0,8 graus. Amb un telescopi que tingui un camp d'un grau i mig es podran veure els dos planetes. Quedaran relativament baixets, però serà possible veure’ls.

• 26-27 febrer: Conjunció de la Lluna amb Júpiter

La Lluna tornarà a apropar-se a Júpiter, que seguirà molt a prop de Castor i Pòl·lux. A més, amb l'aspecte del cel de l'hivern: Orió, Sírius, Capella... Serà molt bonic.

• 3 març: Eclipsi de Lluna

Serà un eclipsi total però només visible al Pacífic.

• 8 març: Conjunció de Venus i Saturn

A la posta de Sol es veuran Venus i Saturn molt a prop l’un de l’altre, a 0,9 graus. Amb telescopi Venus es veurà com una boleta de 10 segons d’arc i Saturn de 15 segons d’arc, i els anells molt de costat.

• 19-20 març: Conjunció de la Lluna amb Venus

La Lluna es tornarà a acostar a Venus. La Lluna serà molt petita, es veurà la llum cendrosa, i Venus serà molt brillant.

• 26 de març: Conjunció de la Lluna amb Júpiter

Igual que el mes passat, la Lluna torna a acostar-se a Júpiter, Castor i Pòl·lux. De fet, Pòl·lux, la Lluna i Júpiter s’alinearan perfectament.

• 29 de març: Ocultació de Regulus per la Lluna

La Lluna ocultarà Regulus. La desaparició serà encara de dia, però com que Regulus és una estrella brillant, es podrà veure bé amb telescopi. I la reaparició ja serà de nit. La desaparició serà per la vora no il·luminada de la Lluna i la reaparició per la vora il·luminada. A la figura 3 es poden veure les traces per a totes les capitals de províncies espanyoles. Serà visible des de la Península però no des de Canàries.

Figura 3. Traces per a totes les províncies espanyoles de l’ocultació de Regulus per la Lluna.

• 2 abril: ocultació d’una estrella per l’asteroide Eufemia

Una estrella de magnitud 7,8 serà ocultada durant 8,4 segons per l’asteroide Eufemia. Encara que es vegi una traça corbada (figura 4), l’asteroide es mou en línia recta. A la imatge s’intenta simular la rotació de la Terra. Tot i que l’asteroide només mesura 16 km, la durada de l’ocultació és llarga perquè la velocitat entre els dos astres (Terra i asteroide) és molt semblant.

Figura 4. Línia d’ocultació de l’estrella per l’asteroide Eufemia

• 4 abril: ocultació d’una estrella per l’asteroide Demeter

Dos dies després, un altre asteroide (Demeter) oculta una estrella de magnitud 7,4 durant 2 segons.

• 16 abril: Conjunció de Mercuri, Mart i Saturn

Es tracta d’una conjunció molt difícil de veure, perquè serà de matinada molt baixa sobre l’horitzó,molt poc abans de que surti el Sol. Mart i Saturn han passat pel darrera del Sol i es comencen a tornar a veure, ara de matinada.

• 19 abril: La Lluna molt a prop de les Plèiades

El 19 d’abril la Lluna s’acostarà per la part de sobre de les Plèiades, i a la part de sota es veurà també Venus. Serà una foto molt bonica, encara que molt baixa sobre l’horitzó al vespre.

• 23 abril: Conjunció Venus i Urà

Els planetes Venus i Urà estaran molt a prop, els podrem veure amb 1 grau de separació, per sota de les Plèiades, al vespre.

• 4 maig: Conjunció de la Lluna amb Antares

La Lluna passarà molt a prop de l’estrella més brillant de l’Escorpí, Antares. Serà de matinada.

• 14 maig: Conjunció de la Lluna amb Mart i Saturn

Aquests tres astres es veuran molt aprop, amb la Lluna força petita, de matinada, abans de la sortida del Sol, cap al costat est.

• 18-19 maig: Conjunció de la Lluna amb Júpiter i Venus

Als vespres, Júpiter i Venus s’aniran aproximant, fent conjuncions molt boniques. Entre els dies 18 i 19, a més, passarà la Lluna entremig d’aquests dos planetes.

• 27 maig: Conjunció de Mercuri, Venus i Júpiter

Aquell vespre, es podran veure alineats, per aquest ordre: Mercuri, Venus i Júpiter.  Mercuri estarà molt baix i costarà de veure. 

• 30 maig: ocultació d’una estrella per l’asteroide Androgeos

L’asteroide Androgeos ocultarà una estrella de magnitud 7,9 durant 33 segons.

• 9 juny: Conjunció de Venus i Júpiter

Aquell vespre, els dos planetes s’acostaran a menys de 2 graus, i una mica més avall es veurà també Mercuri.

• 17 juny: Conjunció de la Lluna amb Venus

Aquell vespre, cap a les 23 h, la Lluna i Venus s’acostaran molt. I una mica més amunt es veurà el cúmul del Pessebre, a la constel·lació del Cranc.

• 4 juliol: Conjunció de Mart i Urà

De matinada, aquests dos planetes es veuran molt a prop, a només 6 minuts d’arc. Llàstima que des d'aquí, en el moment de la màxima aproximació, no es veurà perquè serà de dia.

• 7-8 juliol: Conjunció de la Lluna amb Saturn

La Lluna es tornarà a acostar a Saturn, de matinada.

• 11 juliol: Aproximació de la Lluna amb Mart

Aquella matinada en el cel es veurà un espectacle molt bonic: la Lluna i Mart estaran pròxims entre les Híades i les Plèiades.

• 17 juliol: Conjunció de la Lluna amb Venus

Aquell vespre es tornarà a produir una conjunció entre la Lluna i Venus.

• 4 agost: Conjunció de la Lluna amb Saturn

Aquella matinada es produirà una conjunció entre la Lluna i Saturn.

• 9 agost: Conjunció de la Lluna amb Mart

Aquella matinada la Lluna passarà molt a prop de Mart. I una mica més avall es veurà Mercuri.

• 12 agost: Eclipsi total de Sol

Com bé sabeu, el 12 d’agost ens passarà un eclipsi total de Sol per la Península Ibèrica, cap a les 20:30 h del vespre. Des de Sabadell no s’eclipsarà el 100% del Sol però es taparà gairebé tot, el 99,5%. A la figura 5 està representada la franja de l’eclipsi.

Figura 5. Mapa de la franja de l’eclipsi sobre la Península Ibèrica

Vaig fer un estudi sobre la meteorologia de mitjans d’agost a la península i els resultats són aquests (el conferenciant mostra unes quantes imatges de la nuvolositat a la península a mitjans d’agost al capvespre). Com es pot veure, sempre hi ha núvols en alguna part o altra de la Península, sobretot a la costa catalana. La zona més favorable són les Balears, que en tots els casos està sense núvols. O sigui que, bé, que la força ens acompanyi.

• 28 agost: Eclipsi parcial de Lluna

Quinze dies després de l’eclipsi de Sol, el 28 d’agost de matinada,  hi haurà un eclipsi parcial de Lluna, en el que s’ocultarà el 93,2% de la Lluna.

• 14 setembre: Ocultació de Venus per la Lluna

Aquell dia, entre 9:30 h i 10:30 h la Lluna ocultarà Venus. Això passarà quan serà de dia, per tant veure aquesta ocultació no serà fàcil. Caldrà telescopi i una bona transparència del cel.

• 27 setembre: Ocultació d’una estrella per l’asteroide Vsekhsvyatskij

L’estrella serà de magnitud 5,7 i per tant serà l’ocultació més brillant de l’any. Durarà 2,2 segons.

• 5 octubre: Conjunció de La Lluna amb Mart

Aquella matinada la Lluna s’acostarà molt a Mart, que també estarà a prop del cúmul del pessebre, a la constel·lació del Cranc. I una mica més avall es veurà Júpiter molt brillant.

• 18 octubre: Ocultació d’una estrella per l’asteroide Semphyra

Aquesta ocultació serà molt llarga, ja que durarà 36 s, ja que tant l’asteroide com la Terra es mouen a velocitats molt semblants.

• 28 octubre: Ocultació de les Plèiades per la Lluna

Aquesta ocultació toca una mica més les Plèiades, però hem d’anar a La Corunya per veure-ho perfectament (figura 6).

Figura 6. Franja de l’ocultació de les Plèiades per la Lluna

• 3 novembre: Aproximació de la Lluna amb Mart i Júpiter

Aquella matinada es podrà veure una alineació entre Mart, Júpiter i la Lluna. Aquesta última molt a prop de Regulus.

• 7 novembre: Conjunció de la Lluna amb Venus

Aquella matinada la Lluna i Venus es veuran molt a prop, i també molt a prop de Spica, l’estrella més brillant de Virgo.

• 30 novembre: Conjunció de Mart i Júpiter amb la Lluna

Aquella matinada es veuran molt a prop els planetes Mart i Júpiter amb la Lluna, tots ells molt a prop també de Regulus, a Leo.

• 5 desembre: Conjunció de Venus amb la Lluna

Aquella matinada es veurà una bonica conjunció entre Venus i la Lluna, que a la vegada formaran un triangle amb Spica. I una mica més avall, a prop de l’horitzó, es veurà Mercuri.

• 7 desembre: Conjunció de Mercuri amb la Lluna

Dos dies després, també de matinada, la Lluna s’acostarà a Mercuri, però serà just abans que surti el Sol.

• 11 desembre: Dues ombres de satèl·lits sobre Júpiter

A les 22 h sobre la superfície de Júpiter es veuran simultàniament les ombres de Io i Europa (figura 7).

Figura 7. Dues ombres sobre la superfície de Júpiter

• 19 desembre: Dues ombres de satèl·lits sobre Júpiter

Aquella nit, a les 0h, Io i Europa també projectaran simultàniament les seves ombres sobre la superfícies de Júpiter.

• 22 desembre: Ocultació de les Plèiades per la Lluna

Aquella nit, cap a les 0h, la Lluna tornarà a passar pel nord de les Plèiades.

• 26 desembre: Dues ombres de satèl·lits sobre Júpiter

I aquelal nit, a les 01 h, novament els satèl·lits Io i Europa projectaran simultàniament les seves ombres sobre la superfícies de Júpiter.

• 30 desembre: Ocultació d’una estrella per l’asteroide Franklina

Aquella nit l’asteroide Franklina ocultarà una estrella de magnitud 8,6 durant 3,2 segons.

• 31 desembre: Ocultació d’una estrella per l’asteroide Baucis

Aquella nit l’asteroide Baucis ocultarà una estrella de magnitud 9 durant 5,3 segons.

Col·loqui

De l’observació de les ocultacions, quines dades científiques es poden obtenir?
Les ocultacions van molt bé per determinar, primer,  la posició de l'asteroide; a més a més es pot determinar la mida, la forma i la rotació de l’asteroide. I a vegades s’han descobert estrelles dobles.

Aquestes simulacions de l'Stellarium són espectaculars, però sempre representa la lluna tan petitona? 
La lluna està ben representada.  El que passa és que nosaltres, quan mirem el cel, com que la Lluna és molt brillant, el nostre cervell l’interpreta com més gran.

 

Conferència de l'Astronòmica de Sabadell. Laura Mónica, 17 de desembre de 2025.

---

He vingut a parlar una mica del que sabem de l'evolució del nostre llinatge. Després del 50è aniversari del descobriment de Lucy, aquest fòssil va marcar un abans i un després en el que es pensava sobre l'evolució del nostre llinatge. L'any passat, el 2024, va ser precisament el 50è aniversari del seu descobriment. Per tant, era un moment important per entendre què ens ha aportat aquest fòssil i com ha canviat la paleoantropologia en 50 anys, especialment pel que fa a aquests primers milions d'anys, i d'això us parlaré avui.

Aquesta és la portada del Scientific American de l'any passat, amb aquest recordatori de Lucy i aquesta imatge que veieu aquí, que correspon a la reconstrucció que van fer per al 50è aniversari de Lucy (figura 1). També us he portat alguns cranis, inclòs el de Lucy. Evidentment, no són els originals, sinó rèpliques, però també us ensenyaré com m'ha canviat una mica aquesta visió de la paleoantropologia respecte a les representacions antigues i les diferents que veiem actualment.

Figura 1. Portada del Scientific American amb la reconstrucció de Lucy

Jo sóc professora agregada de la Universitat de Barcelona, concretament de la Facultat de Biologia, i imparteixo docència en diferents graus. Però en tots aquests graus dono evolució humana. Formo part també de l'Institut d'Arqueologia de la Universitat de Barcelona i d'un grup de recerca consolidat de la Generalitat de Catalunya que ha estudiat l'evolució del nostre llinatge i la seva adaptació al medi. La meva recerca se centra sobretot en l'estudi de la reconstrucció de la dieta dels primers hominins, dels hominins que trobem a Àfrica i dels quals us parlaré avui.

Però a vegades la vida et porta per diversos camins i, durant la meva carrera científica, mentre estava fent el doctorat, vaig tenir l'oportunitat de viatjar al Pròxim Orient, a Síria, com a antropòloga física de camp. Això em va fer interessar-me també pels canvis importants que hi ha hagut en la nostra història evolutiva més recent, com és el pas del caçador-recol·lector a agricultor-ramader, que també estan relacionats amb la dieta. Per tant, la meva altra línia d'investigació és l'estudi del canvi en la dieta entre el paleolític i el neolític.

Sabeu que Lucy és un Australopithecus afarensis que va viure a Etiòpia fa 3,2 milions d'anys. Les seves característiques facials ens recorden més un primat que no pas el que serà després el gènere Homo. Així, els nostres ancestres eren més semblants a un primat que als humans actuals, però canviar aquesta idea en la societat va trigar gairebé 50 anys, i per això va ser tan important el seu descobriment.

El seu descobriment no es va publicar en cap revista de gran impacte com Science o Nature, sinó a la revista del Museu d'Història Natural de Cleveland. Els qui la van descriure van ser Donald Johanson —el veritable descobridor—, Tim White i Yves Coppens. A l'article original es fa una descripció de l'esquelet i una classificació taxonòmica. A més, s'hi mostra la fotografia de les parts de l'esquelet que es van trobar. En aquell moment va ser una publicació de molt poc impacte, però per a la paleoantropologia va tenir un gran impacte.

El més important és que sabem que Lucy era bípeda. És a dir, fa 3,2 milions d'anys els homínids ja eren bípeds. A part d'això, té algunes característiques molt similars a les dels primats: una gran longitud dels braços respecte a les cames, és robusta, la cara també és robusta, amb insercions musculars marcades.

Però com comença tot? Fa 51 anys, Donald Johanson estava excavant a la regió d'Afar, Etiòpia (figura 2). Es tracta d'una regió molt àrida i d'un clima molt dur. Després d'una jornada completa de treball a la regió d'Afar, Etiòpia, quan ja tornava cap al campament amb el seu Land Rover, va divisar un fragment de fòssil a la superfície del terra. Era un fragment d'os, i ja va veure que pertanyia a un homínid. Van continuar una mica l'excavació i van trobar la resta de l'esquelet.

Fixeu-vos que en aquest cas l'excavació és en superfície, i això és així perquè ens trobem al mig del que s'anomena el Great Rift Valley a l'Àfrica, la gran falla del Rift. Aquesta gran falla va des d'aquesta regió d'Etiòpia, passa per tota la banda est d'Àfrica cap a les regions de Kenya i Tanzània i acaba a Moçambic. Es tracta d'una sèrie de falles esglaonades degudes al fet que la placa d'aquesta zona i la placa de la resta d'Àfrica s'estan separant, i això exposa en superfície sediments de fa 3, 4 i 5 milions d'anys. Per tant, podem estar caminant per aquesta regió i estar trepitjant sediments amb aquesta antiguitat. Així, els fòssils no es troben en profunditat, sinó en superfície. Per això veurem que la majoria de fòssils que s'han trobat del nostre llinatge estan al voltant d'aquesta falla.

En realitat, es va trobar força part de l'esquelet: part del crani, la caixa toràcica, les extremitats superiors, la pelvis —només el coxal i el sacre—, el fèmur i l'extremitat inferior fins a la tíbia i part de la fíbula (figura 2).

Figura 2. Els ossos trobats de Lucy

Però realment no va ser un dels primers hominins que es van trobar, ja se n'havien trobat d'altres abans. Però passava que costava molt que la gent pensés que eren ancestres nostres. Fa un segle, el 1924, es va trobar un fòssil espectacular que es coneix com el nen de Taung. Aquest nen va ser descobert per Raymond Dart, al jaciment de Taung, a la regió de Sud-àfrica —una mica més al sud de la regió del Cradle of Humankind, és a dir, del bressol de la humanitat—. És part de la cara i de la mandíbula, però també un motlle intern del cervell, que és espectacular que s'hagi preservat. Es va classificar com Australopithecus africanus, però en aquell moment es parlava de l'home-mico de Sud-àfrica (figura 3).

Figura 3. Australopithecus africanus i el seu descobridor Raymond Dart.

Malauradament, aquest fòssil no va ser acceptat per la comunitat científica —ni en general per la societat— com un ancestre nostre. Així, fa un segle no s'acceptava que els nostres ancestres fossin molt semblants als primats. Però en els anys 50, la gran saga de paleoantropòlegs que van ser la família Leakey van estar excavant primer a la regió de Sud-àfrica i després a la regió de Tanzània, als jaciments d'Olduvai i Laetoli. Allà van trobar una sèrie d'hominins, com el Paranthropus boisei, que van anar canviant la idea dels nostres ancestres. S'estaven trobant moltes evidències que els nostres ancestres tenien característiques simiesques.

Figura 4. Els tres primers hominins descoberts

Això són totes les espècies de primats que existeixen a l'actualitat (figura 5), les quals s’agrupen en diferents famílies. Nosaltres som de la superfamília Hominoidea, juntament amb el goril·la, el ximpanzé i l'orangutan.

Figura 5. Les diferents espècies de primats.

De fet, la nostra història evolutiva pròpia se separa de la història evolutiva que condueix als ximpanzés fa aproximadament 7 milions d'anys. És a dir que fa 7 milions d'anys trobaríem el que es coneix com la baula perduda, allò que tot paleoantropòleg voldria trobar. I a partir d'aquí comença una història evolutiva pròpia nostra, del que diem que som nosaltres i els nostres ancestres, i que anomenem hominins.

Anem a veure com és aquesta evolució. No tindré temps avui de parlar-vos de tota ella, però sobretot he centrat la presentació en tres punts:

• Què hi havia abans dels Australopithecus?
• Què en sabem dels Australopithecus 50 anys després del descobriment de Lucy?
• Quines noves evidències esperem en els propers anys?

 

Què hi havia abans dels Australopithecus?

Lucy té 3,2 milions d’anys, però el nostre llinatge comença fa 7 milions d’anys, per tant hi hauria d’haver alguna cosa abans que els australopitecs. Però sí que us haig de dir que, al llarg d’aquests milions d’anys i d’aquests llinatges, hi va haver un factor que va condicionar la nostra evolució de forma molt marcada: el canvi climàtic. El canvi climàtic ha condicionat sempre la nostra evolució i la continua condicionant actualment.

Fa 6-7 milions d’anys, a la zona de l’est d’Àfrica hi havia boscos tancats amb recursos abundants tot l’any, i els hominins hi podien viure fàcilment. Però a partir de fa 4 milions d’anys, la temperatura de la Terra a nivell global va començar a baixar, i això a l’Àfrica es va traduir en una aridificació. Va començar a haver-hi cada cop menys pluviositat i una marcada estacionalitat. Per tant, aquells boscos van anar desapareixent i van començar a aparèixer les típiques sabanes africanes. Això va començar fa 4 milions d’anys, però fa 2 milions d’anys els boscos ja havien desaparegut pràcticament i només van quedar les sabanes. En canviar els recursos, els hominins es van haver d’adaptar a aquests canvis climàtics.

Els primers hominins es van trobar més enllà del vall del Rift, concretament a la regió del Txad. El Txad, en el Pliocè, estava format per una conca amb un enorme llac, i alguns paleontòlegs que van anar a excavar allà van trobar restes molt antigues, concretament de l’espècie Sahelanthropus tchadensis (figura 6).

Figura 6. Sahelanthropus tchadensis

Sahelanthropus tchadensis va ser descobert el 2002. És un crani petit —el cervell és petit—, però és un crani robust. La cara presenta una regió molt marcada per sobre de les òrbites dels ulls. És un crani robust, amb insercions musculars molt marcades, i la cara és molt recta. El fet de tenir aquesta regió tan robusta i la cara tan recta no ho trobarem en cap altre hominini posterior, per tant ens fa pensar —juntament amb altres característiques— que potser no és un ancestre nostre.

És a dir, que fa 7 milions d’anys hi hauria més d’un hominini, alguns d’ells no haurien tingut èxit evolutiu, sinó que serien línies paral·leles que es van extingir sense donar lloc a cap descendent. I pensem que el Sahelanthropus tchadensis era una d’aquestes línies paral·leles i no un ancestre nostre. El forament magnum, que és el forat on s’articula la columna vertebral, està endarrerit, i això vol dir que era quàdrupede, no bípede.

Encara no hem trobat cap hominini de fa 6-7 milions d’anys que pugui ser la baula perduda.

El següent hominini que trobem, a prop de fa 6 milions d’anys, és Orrorin tugenensis. I aquest sí que es va trobar de nou al Vall del Rift. De fet, com el seu nom indica, és originari de les Tugen Hills, a Kenya.

D’Orrorin s’ha trobat una part del fèmur esquerre i una part de la tíbia, però no en tenim cap crani. Ara bé, aquest fèmur ens indica que tenia capacitats bípedes. Això vol dir que el bipedisme no va aparèixer amb Lucy fa 3 milions d’anys, sinó que fa entre 5 i 6 milions d’anys ja hi havia hominins que tenien certa capacitat de caminar de forma bípeda, no com la que vindrà després, però sí que podem parlar d’un bipedisme de tipus ocasional. També s’han trobat dents d’Orrorin i, per exemple, té un caní superprominent, cosa que no veurem després amb els següents hominins, però sí que ho trobem en els altres primats. Per tant, aquest també és un tret encara primitiu en el cas d’Orrorin. La mandíbula és robusta i la dentició també.

El següent gènere que trobem és l’Ardipithecus, que ha estat una gran revolució dins de la paleoantropologia. Ardipithecus té dues espècies, dos taxons: Ardipithecus kadabba, de fa 5,8 milions d’anys, i Ardipithecus ramidus, de fa 4,4 milions d’anys.

Ardipithecus es va descobrir al jaciment d’Aramis, molt a prop d’on es va descobrir Lucy, en una prospecció superficial també.

Figura 7. Ardi

A partir dels fragments del crani trobats, amb les tècniques més modernes, es poden fer models en 3D de tot el crani i calcular-ne àrees, volums, distàncies, etc.

Potser una de les imatges més conegudes d’Ardipithecus és aquesta imatge del National Geographic (figura 7). S’anomena Ardi i és una femella que tenia l’alçada aproximadament d’un nen de 8 anys, i presenta un crani petit, la cara tirada cap endavant (s’anomena prognatisme), canins pronunciats i la part posterior robusta.

Ardi també té altres trets primitius, com per exemple els braços llargs comparats amb les cames, la qual cosa ens indica que tindria capacitat per grimpar. És a dir, que tindria certa capacitat arborícola. A més, el seu peu té el polze oposat, cosa que indica que li servia per agafar-se a les branques.

Les mans d’Ardi destaquen perquè tenen uns dits superllargs i corbats, que estarien relacionats amb aquest aspecte arborícola que estàvem comentant. La caixa toràcica també és primitiva, ja que és estreta a la part superior i ampla a la part inferior, per facilitar aquest tipus de locomoció.

Però Ardi va aportar una cosa molt important. Si ens fixem en el coxal i en el fèmur, el fèmur baixa inclinat, i això és una adaptació al bipedisme. Encara no és un bipedisme com el nostre o com el dels Australopithecus, però ja s’hi aproxima.

Fa uns anys sempre es deia que el bipedisme va aparèixer a la sabana per poder veure a la llunyania, perquè hi ha menys superfície exposada a la radiació solar, etc. Tot això són adaptacions, és a dir, el bipedisme es va seleccionar a la sabana perquè representava un avantatge, però va aparèixer abans. A la figura 8 podem veure una reconstrucció de l’ecosistema on vivia Ardi.

Figura 8. Ecosistema on vivia Ardi

Vivia en una zona més o menys humida, amb poc estrès per trobar menjar. Però ben aviat apareix el canvi climàtic i les zones humides desapareixen per donar lloc a les sabanes.

En aquest moment comença l’era dels australopitecs. Hi ha moltíssims taxons diferents d’australopitecs (figura 9). Abans de Lucy n’hi ha un: Australopithecus anamensis. I, per exemple, la setmana passada va sortir un article que ratificava que hi ha un altre taxó a la mateixa datació que Lucy, es diu Australopithecus deyiremeda; després en parlarem. També teniu Australopithecus bahrelghazali, Australopithecus africanus, l’Australopithecus garhi, etc. Penseu que el més antic està datat en 4,2 milions d’anys i el més jove en 1,78 milions d’anys. Això significa que durant més de dos milions d’anys els australopitecs estarien vivint a l’Àfrica. Per tant, que trobem tanta diversitat és normal, perquè es deuen a canvis climàtics que després queden aïllats geogràficament.

Figura 9. En groc els diferents taxons d’Australopithecus

 

Com són els Australopithecus?

En general tenen una mida petita. Una Australopithecus com Lucy faria 1,20 m, perquè era una femella, però els mascles del mateix taxó farien 1,70m. Hi hauria una gran dimorfisme sexual. Tot i així, la capacitat encefàlica és petita. La de la Lucy no arriba als 500 cm3 i la dels mascles tampoc és gaire més gran. Això vol dir que des de l'inici del nostre llinatge, fa 6 milions, fins fa 3 milions d'anys que té la Lucy, no hi va haver una pressió selectiva pel creixement del cervell. Això vindrà després. La pressió selectiva va ser per altres coses: la locomoció, la robustesa, etc. però no pel cervell.

Ja no tenien dents llargues, sinó més reduïdes. I la pelvis era més moderna, és a dir, més adaptada a un bipedisme. No com el nostre, que és obligat, sinó un bipedisme facultatiu. Això significa que no podien fer caminates molt llargues perquè el seu bipedisme gastava molta energia.

Aquesta és la cara del primer Australopithecus, l’Anamensis (figura 10).

Figura 10. Australopithecus Anamensis

Es va trobar al jaciment de Woranso-Mille, Etiòpia. És un crani petit amb prognatisme i cresta sagital. Aquesta cresta servia per inserir-se el múscul temporal, el qual seria molt potent, amb un aparell masticatori també potent. Però el cervell continuava sent petit, d’uns 370 cm³. Els canins encara són una mica prominents, sobresortint per sobre de les altres dents, dels premolars i dels molars. I el forament magnum està més avançat que en els anteriors, la qual cosa indica que presenta un altre tipus de bipedisme, més semblant a nosaltres. Per tant, aquests hominins presenten alguns trets primitius i altres trets que són una mica més moderns.

La reconstrucció del seu hàbitat (figura 11) ja és diferent de l’anterior que hem vist. Aquí veiem boscos més oberts, rodejats de sabana. Quan s’acaben els recursos del bosc havien de travessar la sabana i això era perillós. Per exemple sabem que Lucy va ser depredada per un carnívor i que el nen de Taung va ser depredat per una àguila.

Figura 11. Ecosistema de l’Australopithecus Anamensis

Arribem a la Lucy, els Australopithecus Afarensis. Com hem dit abans, el seu cervell és petit. Continua tenint els braços llargs respecte a les cames, però l'angle valgus ja és marcat. Per tant Lucy era bípeda, amb un bipedisme que s'anomena bipedisme facultatiu.

Lucy era un individu que acabava d'entrar a l'edat adulta. Però tenim un altre Afarensis, la nena de Djkika, trobada també a Etiópia. Al seu crani se li va fer una tomografia computeritzada i es va veure la dentició. Encara té la dentició de llet, però a sota es veuen les dents d’adulta. Podem veure com estaven desenvolupades i podem deduir que tenia uns 2,4 anys quan va morir. Però a més, s’ha pogut reconstruir part del cervell també, i s’han pogut distingir parts dels lòbuls parietals i occipital del cervell. Presenta un estat de desenvolupament similar al d’un ximpanzé.

Unes altres restes excepcionals són les petjades de Laetoli (figura 12). Es tracta d’unes petjades fòssils, molt ben datades en 3,6 milions d’anys. Si fem un zoom a una d'aquestes petjades, aquest peu ja no té un polze oposat, sinó recte. Per tant eren d’individus bípedes facultatius.

Figura 12. Les petjades de Laetoli.

Aquestes petjades, com podeu imaginar, s'han estudiat de totes maneres. Sabem que es tracta de les petjades de tres individus que anaven caminant, no corrent. Hi havia dos adults i un infant, i de forma ràpida ens ve al cap que eren una parella i el seu fill, però no en tenim ni idea. També apareix una altra petjada molt diferent, amb forma de peu divergent, que és d’un altre taxó diferent de Lucy, anomenat Australopithecus deyiremeda, tot i que és de la mateixa època. Per tant podem dir que van coincidir diferents espècies d’hominins que convivien. Això vol dir que aquella imatge de l’evolució humana, d’un animal quadrúpede que es va posant cada cop més de peu, és mentida, l’evolució humana no va ser lineal sinó ramificada.

Anem a veure millor això del bipedisme facultatiu, que era el bipedisme de Lucy. En la següent imatge podem veure la diferència entre les extremitats inferiors d’un ximpanzé, un australopithecus i un humà modern (figura 13).

Figura 13. Extremitats inferior d’un ximpanzé, un australopithecus i un humà modern

[la conferenciant mostra un vídeo de la locomoció comparada d’un ximpanzé, un australopithecus i un humà modern].

I per complicar-ho una mica més, fa uns anys es van descobrir altres fòssils fora del Rift Valley, al Txad. Concretament es va descobrir un fragment mandibular amb una edat de 3,5 milions d’anys, que pertany a un altre Australopithecus, concretament l’Australopithecus bahrelghazali. Això significa que no només trobem ancestres nostres a la part est d’Àfrica, sinó que hi havia també hominins més enllà. Segurament, en èpoques de bonança, amb un clima més humit, els boscos creixien una mica i els hominins podien sortir i migrar cap a altres regions.

Figura 14. Fragment mandibular descobert al Txad

Més enllà del vall del Rift no s’ha investigat gaire per raons econòmiques -les excavacions són cares i t’has d’assegurar una mica que trobaràs alguna cosa-. Però avui en dia ja hi ha noves expedicions que van més enllà. De fet, hi ha un grup espanyol que està a la regió de Guinea Equatorial, una zona més tropical, amb boscos també, a veure què troben.

I últimament ens hem endut una altra sorpresa amb els Australopithecus. Des de sempre s’havia dit que els primers hominins que van fabricar eines van ser els del gènere Homo, més tard que els Australopithecus. Aquests n’usaven però no les fabricaven, igual que fan els ximpanzés, per exemple. Però fa només dos anys, el 2023, en el jaciment de Lomekwi, a Kenya, es van trobar unes unes eines lítiques que tenen 3,3 milions d'anys. Són les més antigues mai descobertes, i fa 3,3 milions d’anys només hi havia Australopithecus, el que significa que aquests ja fabricaven eines lítiques. A més s’han trobat ossos que han estat descarnats o que tenen marques de tall.

I l’últim australopithecus que trobem a l'est d'Àfrica, és Australopithecus garhi que veieu aquí (figura 15). Aquest és el que s'ha postulat com el possible ancestre dels primers representants del gènere Homo. Té una datació de 2,5 milions d'anys, just quan apareixen els primers representants del gènere Homo.

Figura 15. Australopithecus Garhi

Garhi té un cervell petit (450 cm³), té prognatisme, i les seves dents són grans.

Us presento a l’Indiana Jones de la paleoantropologia moderna. Es diu Lee Berger i ha revolucionat la paleoantropologia dels últims anys (figura 16). Es un sud-africà que treballa a la Universitat de Witwatersrand i va pel món fent xerrades i engrescant la gent amb la paleoantropologia. Però a més, ha fet dues troballes molt interessants en els darrers anys. Ha descobert l’Australopithecus sediba, al jaciment de Malapa.

Sediba té 1,8 milions d’anys. Es una mica més alt que Lucy, però encara té braços llargs, angle valgus, els peus una mica primitius, la caixa toràcica també és estreta per la part superior i ampla per la part inferior i un volum encefàlic també petit. Això significa que des de fa 7 milions d’anys fins fa 2 milions d’anys no hi va haver una pressió selectiva per a l'increment de la mida del cervell. Aquesta pressió vindrà després amb el gènere Homo. La seva mà és moderna, derivada, i té la capacitat de fer la pinça de precisió amb els dits, la qual cosa serveix per agafar coses de forma precisa. Aquesta habilitat s’ha relacionat amb la fabricació d’eines lítiques. Tot i que no s’han trobat eines lítiques en el jaciment de Malapa.

En resum, des de fa 7 milions d’anys trobem una sèrie d’hominins molt diversos i cada cop més evolucionats. A la figura 16 també apareixen els del genero homo.

Figura 16. Evolució del llinatge hominini

Quines són les evidències que esperem en els propers anys?

Si ens fixem en la figura 16, veiem diferents espècies d’hominins però no s’hi ha afegit una línia evolutiva entre elles. Quan jo estudiava sempre s’establien línies. Actualment això no ho fem perquè, tal com hem vist, en un mateix moment , hi ha diferents espècies convivint i no sabem quines seran les ancestres de les següents, exactament. Enlloc de parlar d’un arbre geneològic, parlem de moltes branques diferents, algunes amb èxit evolutiu i altes es van extingir.

En els propers anys esperem trobar més espècimens, per exemple de l'Australopithecus deyiremeda, i veure la seva variabilitat. I també esperem trobar més hominins, sobretot entre 7 i 5 milions d’anys, ja que realment en sabem molt poc. Per tant hem de seguir excavant en diferents parts d’Àfrica, i per això necessitem més finançament.

A més, l’anàlisi de l’ADN ho està revolucionant tot. De moment només hem trobat material genètic fins a 450.000 anys, ja que són molècules que es van degradant. Però potser en trobarem en individus més antics. Això sí que visualitzaria el nostre arbre evolutiu, i sí que podríem traçar aquestes tendències evolutives d’ancestre-descendent.

Col·loqui

Canvio una mica de tema, però el nostre ADN quant té de Neanderthal i quant de Sapiens?
Si ets d'origen europeu, entre el 2 i el 4 % del teu material genètic prové dels neandertals. A altres poblacions no europees, la proporció baixa.

Quin és l’estudi genètic més antic d’una dentadura?
A Atapuerca han analitzat genèticament dentadures de 450.000 anys, però cada vegada les tècniques són molt més eficients i potser podrem anar més enrere. Avui en dia s’obté material genètic del propi jaciment, sense cap fòssil. Per exemple, hi ha l’espècie dels denisovans, que van conviure amb els neandertals i els sàpiens a Àsia, que els coneixem millor per la seva genètica que pels seus fòssils.

No ens podem trobar amb sorpreses en els jaciments d’Àsia?
Sí, cal pensar que a Àsia, fins fa poc, s’havia excavat molt poc. I avui en dia estem trobant moltes sorpreses, sobretot degut a les excavacions xineses.

 

Conferència de l'Astronòmica de Sabadell. Frédéric Courbin, 14 de gener de 2026.

---

En aquesta xerrada parlaré de dues coses: lents gravitacionals i cosmologia, i de com es pot aplicar l’estudi de les lents gravitacionals a la cosmologia. En particular, de com es poden mesurar els paràmetres cosmològics, especialment la constant de Hubble, H₀.

Comencem per la llei de Hubble, que és la primera llei de la cosmologia. Sempre dic que hauria d’anomenar-se llei de Lemaître perquè va ser ell qui la va descobrir i publicar primer. Avui dia sabem que Hubble va llegir l’article de Lemaître de 1927 i dos anys després va publicar la seva pròpia teoria. Així funciona sovint la ciència.

La llei de Hubble–Lemaître diu que cada galàxia que observem sembla allunyar-se de nosaltres, i que la velocitat d’aquesta galàxia és més gran com més llunyana és; és una relació lineal:

Això pot semblar una mica estrany perquè dona la impressió que tot s’allunya de nosaltres i que nosaltres som el centre de l’Univers, però cal tenir en compte que cada punt de l’Univers és equivalent, i aquesta llei es compleix en qualsevol altre punt.

En la fórmula anterior, H₀ és l’anomenada constant de Hubble i ens indica a quin ritme s’expandeix l’Univers, en unes unitats molt peculiars: km/s/Mpc. Avui dia sabem que val aproximadament 70 km/s/Mpc.

Per obtenir aquesta llei, Hubble va haver de mesurar la distància i la velocitat de recessió d’unes quantes galàxies. Mesurar la velocitat és relativament senzill, ja que s’obté directament del desplaçament cap al roig de les línies espectrals observades en els espectres, però mesurar la distància és molt difícil.

Per mesurar distàncies tenim, més o menys, dos mètodes. Un és el mètode de les candeles estàndard: es mesura la brillantor de l’objecte, se suposa que en coneixem la brillantor intrínseca i es compara amb la brillantor aparent; la diferència es deu a la distància. Per exemple, una supernova de tipus Ia explota sempre amb la mateixa brillantor (almenys això creiem), i una supernova més brillant estarà més a prop que una de menys brillant. L’altre mètode és el dels metres estàndard. Aquí se suposa que coneixem la mida física d’un objecte d’un cert tipus. Se’n mesura la mida aparent i, a partir d’això, se’n dedueix la distància. Cap d’aquests mètodes és perfecte, i aquest és el gran problema. A més, tenim el mètode de les lents gravitacionals, que no encaixa en cap d’aquestes dues categories, i us explicaré com funciona.

Gràcies a les supernoves de tipus Ia es va mesurar l’acceleració de l’expansió de l’Univers. Aquest descobriment va donar lloc al Premi Nobel el 2011, i la conseqüència és la hipòtesi de l’existència d’una energia fosca repulsiva que explicaria l’expansió accelerada de l’Univers. Tots els models cosmològics depenen, al final, d’aquesta constant de Hubble, i el problema que tenim actualment en astronomia, astrofísica i cosmologia observacional és el que anomenem la “tensió de Hubble”, és a dir, que tenim dues mesures diferents d’H₀ que haurien de coincidir, però no ho fan.

Un mètode utilitza el mapa del cel en microones com a metre estàndard. En aquest mapa, cada taca té una temperatura propera als 2,7 kelvin, amb petites desviacions, que són les que veiem a la figura 1.

Figura 1. Radiació còsmica de fons

Si es mesura la separació angular entre dos punts de temperatures diferents —vermells, blaus o verds— i se’n fa un histograma, s’obté la gràfica següent (figura 2). A l’eix horitzontal tenim la separació angular entre dues regions del mapa, i al vertical el nombre de parelles amb aquesta separació.

Figura 2. Histograma de la radiació còsmica de fons

Això mostra que hi ha moltes més regions separades per aproximadament un grau al cel que per altres valors. Aquest angle és el metre estàndard. Es pot calcular que aquest angle d’un grau correspon, en el model cosmològic actual, a uns 147 Mpc. D’aquesta manera tenim un angle conegut, un metre estàndard, i podem deduir la distància fins al fons còsmic de microones. El que mesura el fons còsmic és la distància fins a l’època en què es va emetre aquesta radiació. S’observa avui, però correspon a un desplaçament cap al roig d’aproximadament z = 1100.

Figura 3. Constant de Hubble des de z = 1100 fins avui

A la figura 3 podem veure com ha canviat el valor de la constant de Hubble al llarg del temps. Amb la radiació de fons còsmica mesurem H(z) a z = 1100, apliquem el model cosmològic i obtenim la corba que es veu a la gràfica. Al principi l’Univers es va desaccelerar i, a partir d’un moment donat, va començar a accelerar-se. Seguint aquesta corba fins a z = 0 obtenim H₀. El valor resultant és d’uns 67 km/s/Mpc, amb una precisió de l’1%. És una mesura extremadament precisa. Tanmateix, precisa no vol dir necessàriament correcta, perquè depèn de la mesura a z = 1100 i del model cosmològic.

També es pot mesurar H₀ directament utilitzant objectes més propers com les supernoves, i s’obté un valor de 72 km/s/Mpc, amb un error d’aproximadament el 2%.

Evidentment, amb els dos mètodes hauríem d’obtenir el mateix valor i això no passa. És el que s’anomena la tensió de Hubble. Hi ha un fort debat: els qui mesuren el fons còsmic de microones diuen que el seu resultat és el correcte; els qui fan mesures directes diuen el mateix; i els teòrics afirmen que el model i la forma de la corba també són correctes. Es tracta del gran problema de la cosmologia actual.

Les lents gravitacionals també es poden utilitzar per mesurar el valor de la constant de Hubble, i el gran avantatge d’aquest mètode és que no depèn de cap altre: és completament independent. Per això és tan important. Vegem com funciona.

Abans de parlar de lents gravitacionals, he de dir algunes paraules sobre els quàsars, perquè ens ajuden a mesurar el que s’anomena el desfasament temporal, que és la quantitat directament relacionada amb H₀.

Un quàsar és un forat negre al centre d’una galàxia, un forat negre supermassiu, amb milions de masses solars. El forat negre en si no es veu, però la matèria que hi cau s’escalfa, emet radiació i brilla intensament. Així veiem el centre de moltes galàxies —no de totes, però sí de moltes— on la matèria cau cap al forat negre i emet llum observable a distàncies enormes.

La taxa de caiguda de matèria no és constant: a vegades cau una mica més, a vegades una mica menys, i per això la brillantor varia amb el temps. Aquesta regió lluminosa associada al forat negre supermassiu s’anomena quàsar, nom que prové de quasi-star (quasiestrella), perquè quan es van descobrir, amb telescopis terrestres, es veien simplement com un punt, similar a una estrella. Tanmateix, en analitzar-ne l’espectre es va veure que no eren estrelles, d’aquí el nom.

Si entre un quàsar i l’observador hi ha una galàxia, aquesta galàxia actua com una lent desviant la llum, de manera similar a una lent òptica (figura 4). La galàxia genera un pou gravitacional que deforma l’espai. Si una partícula cau en aquest pou, la seva trajectòria depèn de la forma del potencial gravitacional. El mateix passa amb la llum: en passar a prop del pou gravitacional no hi cau, però sí que es desvia.

Figura 4. Esquema d’una lent gravitacional

Aquesta desviació produeix diverses imatges de la font original. En aquest esquema tenim un quàsar, una galàxia que actua com a lent gravitacional, i la llum pot seguir camins diferents. Des del punt de vista de l’observador, es veuen dues imatges del mateix quàsar. De vegades en són quatre, i en casos més complexos fins i tot sis.

Tot això depèn de la geometria del sistema i de la distància recorreguda pels fotons en cada trajectòria. Com que els camins no tenen la mateixa longitud, la llum no arriba al mateix temps. Per això, si el quàsar presenta variacions de brillantor, aquestes s’observen en les diferents imatges amb un cert retard. A això se li diu desfasament temporal.

Aquest desfasament temporal es pot mesurar, i existeix una fórmula que el relaciona amb les distàncies a l’Univers i altres paràmetres (figura 5). Es tracta d’un mètode proposat per l’astrònom danès Sjur Refsdal l’any 1964.

Figura 5. Fórmula de Refsdal per a les lents gravitacionals

El més important aquí és que, a partir del model del pou gravitacional de l’objecte central i del desfasament temporal, es pot deduir H₀. En un univers més petit, H₀ és més gran; en un univers més gran, H₀ és més petit. El desfasament temporal varia de manera inversa: un desfasament petit implica un H₀ gran, i viceversa. Per tant, diferents valors d’H₀ produeixen diferents desfasaments temporals.

Us mostro alguns exemples reals de lents gravitacionals de quàsars (figura 6).

Figura 6. Exemples de lents gravitacionals

Totes aquestes imatges provenen del telescopi espacial. Són objectes extremadament petits al cel: de l’ordre d’un segon d’arc. Per fer-nos-en una idea, un segon d’arc és aproximadament la mida angular d’un cràter d’un quilòmetre a la Lluna vist des de la Terra. És molt petit.

Perquè el mètode funcioni, necessitem mesurar els desfasaments temporals i modelar correctament el pou gravitacional de la lent, que és l’objecte central. Finalment, també cal tenir en compte tots els objectes que es troben al llarg de la línia de visió, ja que també contribueixen a desviar la llum. L’efecte principal prové de la lent principal, però altres galàxies al llarg del trajecte de la llum també influeixen en la geometria del sistema.

Així doncs, per obtenir totes aquestes dades hem d’observar aquests quàsars de manera contínua per veure com varia la brillantor de les imatges lentiades del quàsar. Per fer-ho utilitzem diversos telescopis: un a l’Uzbekistan, dos a Xile —a l’observatori de La Silla i a Paranal, de l’ESO—, un a l’Observatori de Haute-Provence, a França, i el telescopi nòrdic a La Palma. La idea és observar cada dues o tres nits durant molts anys. És un projecte complex i costós: cada punt d’una corba de llum costa de l’ordre de 500 euros.

Com que aquests telescopis són a la Terra, les imatges de les lents són borroses a causa de l’atmosfera. Per això cal aplicar tècniques de processament d’imatge per millorar la nitidesa. Això es fa mitjançant algorismes de deconvolució.

Aquestes són corbes de llum d’un quàsar quàdruple (figura 7). Cada una correspon a una imatge diferent del mateix quàsar. A simple vista ja s’hi aprecia el desfasament temporal entre elles. A l’eix horitzontal hi ha el temps i al vertical la brillantor. La idea és mesurar quants dies, setmanes, mesos o anys separen les variacions entre les diferents corbes.

Figura 7. Corbes de llum d’un quàsar quàdruple

Us mostro un exemple que m’agrada especialment perquè ho il·lustra molt bé: aquí hi ha sis imatges del mateix quàsar (figura 8). Al principi vam pensar que es tractava de dos quàsars diferents, un amb quatre imatges i un altre amb dues. Tanmateix, en analitzar les corbes de llum vam veure que les variacions d’aquestes dues imatges eren idèntiques entre si, i diferents de les altres quatre. Això demostra que totes les imatges corresponen al mateix quàsar.

Figura 8. Quàsar sèxtuple

En aquest objecte tenim molts desfasaments temporals diferents, cosa que el converteix en un sistema molt potent per mesurar la constant de Hubble mitjançant lents gravitacionals. Aquest exemple és només per il·lustrar el tipus de dades que obtenim.

Un cop obtenim les corbes de llum, l’anàlisi no s’acaba aquí. En principi, després de corregir el desfasament, totes les corbes haurien de coincidir exactament. Tanmateix, no és així. La raó és que davant de cada imatge del quàsar també hi ha estrelles de la galàxia lent. Aquestes estrelles són diferents per a cada imatge i produeixen un efecte addicional de lent gravitacional que introdueix variacions de brillantor independents en cada imatge. Aquest fenomen s’anomena microlent gravitacional.

Aquest efecte es pot modelar, per exemple, amb una pendent per any, un polinomi o un altre tipus de funció, i després corregir-lo. Però és una feina llarga i delicada, i per això necessitem observar durant molts anys. En alguns períodes es pot mesurar molt bé el desfasament temporal, mentre que en altres és molt més difícil a causa del pas d’estrelles davant de la imatge. Aquests són efectes molt petits, d’aquí el nom de microlent: els angles de desviació són de l’ordre de microsegons d’arc.

Després de corregir aquests efectes, finalment obtenim el Δt que apareix a l’equació. El pas següent és determinar el pou gravitacional de la lent. Per fer-ho utilitzem imatges de molt alta resolució, com les del telescopi espacial. Aquí veiem un exemple de galàxia lent i l’anell d’Einstein (figura 9). El gruix de l’anell ens permet mesurar la pendent del perfil de massa de la lent en aquesta regió (fletxa a la figura), que és la més rellevant per al càlcul del desfasament temporal.

Figura 9. Exemple de lent gravitacional i anell d’Einstein

Tanmateix, no podem conèixer el pou gravitacional complet només a partir de les lents, perquè les galàxies tenen molta matèria fosca, que desconeixem. Per tant, en el model cal incloure un perfil de matèria fosca i restringir-ne els paràmetres. Però aquests paràmetres no es poden fixar únicament amb les imatges: la massa total que genera el pou gravitacional prové tant de la part visible de la galàxia com de la matèria fosca, si aquesta existeix.

Aquí veiem de nou el sistema amb sis imatges (figura 10). Es pot veure una imatge presa pel telescopi espacial Hubble (esquerra) i la mateixa obtinguda pel telescopi James Webb (dreta). La diferència és notable: l’anell d’Einstein es veu molt millor amb el James Webb, no només perquè el telescopi és més gran, sinó també perquè observa en l’infraroig, on les galàxies llunyanes es detecten millor que en l’òptic. Una imatge és òptica i l’altra infraroja.

Figura 10. La mateixa lent gravitatòria fotografiada pel telescopi Hubble i pel telescopi James Webb

El camp de visió aquí és d’uns cinc segons d’arc. Per comparar, la resolució del telescopi de Sabadell és d’uns tres segons d’arc. Amb un telescopi així, aquest objecte ocuparia tot just uns pocs píxels en tota la imatge.

Una altra manera d’obtenir observacions d’alta qualitat des de Terra és mitjançant òptica adaptativa, com la que existeix al VLT. Es dispara un làser per crear una estrella artificial brillant a prop de l’objecte observat, i s’utilitza per corregir la turbulència atmosfèrica. Un mirall deformable, situat al focus del telescopi, vibra i corregeix en temps real les distorsions produïdes per l’atmosfera. El mateix principi s’aplicarà a l’Extremely Large Telescope, que s’està construint a Xile. Aquest telescopi de 39 metres tindrà una resolució —una nitidesa— entre cinc i sis vegades millor que la del James Webb, però a més amb un poder col·lector molt més gran: podrà recollir molts més fotons i, per tant, observar objectes molt més febles. Aquestes són les eines que utilitzarem en un futur proper. Esperem que l’ELT comenci les seves observacions el 2028.

Després de fer tot aquest procés per a moltes lents gravitacionals hem obtingut un valor de la constant de Hubble de 73,7 km/s/Mpc. Així doncs, la tendència és clara: els resultats tendeixen a confirmar l’anomenada tensió de Hubble.

Ara bé, en el model que utilitzem mesurem bé la pendent del perfil de massa allà on apareixen els arcs o les imatges del quàsar, però no necessàriament al centre de la galàxia. Per què és important això? Perquè existeixen diferents models de distribució de massa que poden reproduir exactament la mateixa imatge observada, però que prediuen diferents desfasaments temporals.

Per això no n’hi ha prou de conèixer la pendent del perfil de massa només en aquesta regió; també necessitem informació del centre de la galàxia. Però amb les lents gravitacionals soles no tenim aquestes dades. Aquí és on entren noves observacions, per exemple amb espectroscòpia del James Webb. El James Webb pot fer el que s’anomena espectroscòpia de camp integral: són observacions en què cada píxel conté un espectre.

Això és important perquè cada espectre porta la signatura de les estrelles contingudes en aquest píxel. Les estrelles no es veuen individualment, però el seu moviment intern eixampla les línies espectrals. Si les estrelles no es moguessin, les línies serien molt estretes. L’eixamplament de les línies depèn de la profunditat del pou gravitacional. Si el pou gravitacional és profund, les estrelles es mouen més ràpid; si és més pla, es mouen més lentament. Mesurant aquest eixamplament podem determinar la dinàmica estel·lar de la galàxia lent, és a dir, el moviment de les estrelles al seu interior. Això es pot mesurar en moltes posicions, fins i tot al centre de la galàxia.

Així, combinem les imatges del James Webb amb l’espectroscòpia per reconstruir el pou gravitacional complet al llarg de tot el camp de visió. Això ens dona restriccions molt més fortes sobre la forma real del potencial gravitacional, que abans podia variar gairebé lliurement.

En conclusió, si fem aquesta anàlisi —combinant lents gravitacionals i dinàmica estel·lar— per a la mostra actual, que de moment inclou només set lents ben estudiades (tot i que tenim desfasaments temporals mesurats per a uns 50 quàsars), obtenim un valor d’H₀ proper als 72 km/s/Mpc.

Encara no podem dir que això sigui una prova definitiva de la tensió de Hubble, però sí que és l’únic mètode completament independent dels altres que confirma aquesta discrepància. El més probable és que hàgim de revisar el model cosmològic estàndard, ja que la corba que s’obté amb ell (figura 3) no és correcta.

Tanmateix, no es pot simplement modificar la corba perquè passi pel punt correcte, ja que en canviar la corba també es modifiquen la quantitat d’energia fosca i de matèria fosca, cosa que afecta immediatament les prediccions del fons còsmic de microones. No es pot resoldre un problema introduint-ne un altre.

Per això la situació és tan difícil. La cosmologia s’enfronta actualment a un problema profund. Encara que la diferència entre aquests dos punts pugui semblar petita, les seves conseqüències poden ser enormes: per exemple, podria significar que l’energia fosca no existeix, o que la matèria fosca no existeix, o que cal canviar alguna cosa fonamental en el model cosmològic.

Una altra possibilitat és que sí que existeixin la matèria fosca i l’energia fosca, però que la nostra teoria de la gravetat no sigui correcta. Això implicaria revisar fins i tot la relativitat general, cosa que seria un canvi molt profund.

Col·loqui

En els diferents mètodes, tots tenen el mateix rang d’error o també hi ha diferències en els possibles errors de les mesures?
Aquí tenim un mètode amb errors molt petits i, la veritat, el més probable és que sigui correcte. En canvi, hi ha altres mètodes amb barres d’error més grans. Actualment hi ha un projecte europeu per obtenir errors molt més petits amb diferents mètodes.

Imagino que cadascuna de les imatges que hem vist és el resultat de la combinació de moltes imatges per minimitzar el soroll tèrmic dels sensors.
Sí, per exemple et mostro una imatge que correspon a unes tres hores d’observació amb el telescopi espacial. Són diverses imatges apilades, efectivament.

Abans comentaves que el processament era conseqüència d’una deconvolució. Utilitzeu també processos d’intel·ligència artificial per millorar les imatges?
No. En intel·ligència artificial existeix el que s’anomena “al·lucinacions”: l’algorisme pot produir estructures que no existeixen o modificar el flux real dels píxels. Això pot ser útil per obtenir imatges visualment nítides, per exemple en radiografies mèdiques per detectar ràpidament un tumor, perquè després es pot repetir la prova o comprovar des d’un altre angle. Però aquí no és possible: cada imatge costa molt d’obtenir-la i, després del processament, no sempre se sap si el resultat és fidel. Per això utilitzem mètodes més clàssics de deconvolució.

 

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.

 

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.