L'ASTRONÒMICA

Conferència de l'Astronòmica de Sabadell. Josep Maria Solanes, 4 de febrer de 2026.

---

Començaré parlant de la paradoxa de Fermi i de com es pot explicar. Com veurem, aquesta paradoxa està directament relacionada amb una de les grans preguntes de la ciència: estem sols a l’univers? O, dit d’una altra manera, per què no tenim encara evidències de vida més enllà de la Terra? I quan parlem de vida, no ens referim necessàriament a vida intel·ligent, sinó a qualsevol mena de vida.

Veurem que, si ens limitem únicament a les ciències naturals —i en particular a l’astrofísica, que és el camp del qual provinc—, només podem donar una part de la resposta. Per obtenir una visió més completa, cal ampliar el focus i incorporar altres camps del coneixement, com ara la psicologia, l’economia o la sociologia, que comentaré cap al final de la intervenció.

Gran part del que exposaré està relacionat amb l’astrofísica, però serà necessari parlar també d’altres disciplines per tal d’oferir una resposta més informada a aquesta qüestió. Entremig, comentaré breument quins són els mètodes científics que actualment fem servir des del planeta Terra per cercar vida extraterrestre. Al final, compartiré unes reflexions finals i un breu epíleg.

Comencem amb el que s’anomena el principi copernicà relativista, que deriva de la relativitat restringida i que estableix que les lleis de la natura són les mateixes a tot l’univers. Si això és cert, la vida no hauria de ser una excepció: la vida forma part de la natura.

Aquest principi va portar Enrico Fermi, premi Nobel de Física, a plantejar-se cap a mitjans del segle XX —de manera totalment informal, segons es diu durant un dinar amb col·legues— la següent qüestió: si l’univers és tan gran, té tantes estrelles i una edat tan considerable, on és tothom?

Avui sabem que l’univers conté aproximadament 300.000 trilions d’estrelles (parlem de trilions en el sentit llatí, és a dir, 10¹⁸). El nombre total de planetes podria ser de l’ordre de milers de trilions, molts dels quals potencialment habitables. L’edat de l’univers, segons el model actual del Big Bang, és d’uns 14.000 milions d’anys, mentre que la Terra en té uns 4.600 milions. La vida al nostre planeta va aparèixer relativament aviat, aproximadament 1.000 milions d’anys després de la seva formació.

Si aquest procés fos general a tot l’univers, la pregunta sembla inevitable: per què no tenim cap evidència de vida extraterrestre, especialment de vida intel·ligent? Aquest enigma és conegut com el gran silenci o la paradoxa de Fermi. Evidentment, hi ha qui afirma que ja estem sent visitats, però cal dir que aquestes afirmacions no estan demostrades científicament.

Intentarem donar resposta a aquesta paradoxa començant per explicacions basades en l’astrofísica, però incorporant també conceptes de biologia, bioquímica i, molt breument, de paleontologia.

Les possibles explicacions de la paradoxa de Fermi es poden agrupar en tres grans categories: positives, negatives i pragmàtiques.

Les explicacions positives suggereixen que, malgrat l’antiguitat de l’univers, nosaltres som una de les primeres espècies a assolir un nivell evolutiu prou avançat com per començar a plantejar-nos viatges interestel·lars. Aquesta visió encaixa amb la hipòtesi de Gaia, proposada per James Lovelock, segons la qual la vida tendeix a autoregular-se i a mantenir l’equilibri climàtic i geològic d’un planeta. En aquest marc, la vida progressa sempre que se’n donin les condicions.

Les explicacions negatives, en canvi, proposen just el contrari: que som una de les darreres espècies a arribar a aquest nivell tecnològic, perquè el mateix progrés condueix inevitablement a l’autodestrucció. Aquí trobem hipòtesis com la de Medea o la del gran filtre, segons les quals la vida complexa tendeix a col·lapsar abans de poder expandir-se per l’univers.

Finalment, hi ha les explicacions pragmàtiques, probablement les més plausibles: els viatges interestel·lars —i encara més la colonització d’altres sistemes— simplement no són viables, ni tan sols per a civilitzacions molt més avançades que la nostra.

Una de les primeres respostes formals a la paradoxa de Fermi va ser l’equació de Drake, formulada per Frank Drake, professor a Cornell i mentor de Carl Sagan. Aquesta equació no pretén donar una resposta definitiva, sinó subratllar una idea clau: una cosa és que la vida sigui possible a l’univers, i una altra de molt diferent és que sigui freqüent.

L’equació de Drake és probablement la segona fórmula més famosa de la física després de . Tot i que existeixen versions més sofisticades, la formulació original és molt clara i permet fer estimacions d’ordre de magnitud.

Sense entrar en tots els detalls, l’equació inclou factors com el ritme de formació d’estrelles, la fracció d’estrelles amb planetes, el nombre de planetes potencialment habitables, la probabilitat que hi aparegui vida intel·ligent i, finalment, la durada de les civilitzacions tecnològiques. Aquest últim factor és especialment crític, i als anys seixanta —en plena Guerra Freda— s’estimava en uns 100 anys, basant-se únicament en la nostra pròpia experiència.

Si utilitzem valors moderadament optimistes, l’equació suggereix que podria haver-hi de l’ordre de deu civilitzacions tecnològiques a la Via Làctea en un moment donat. Això implica que, de mitjana, hi hauria una civilització per cada mil milions d’estrelles, separades per distàncies de l’ordre de 5.000 anys llum.

Figura 1. El Sol i les seves veïnes al braç d'Orió de la Via Làctia

Si assumim una durada molt més llarga de les civilitzacions —com proposava Carl Sagan, que arribava a parlar d’un milió de civilitzacions—, la distància mitjana es reduiria fins a uns 250 anys llum. Tot i així, fins i tot en aquest escenari optimista, les separacions continuen sent enormes.

I aquí és on tornem al cor de la paradoxa: encara que hi hagi moltes civilitzacions, les distàncies i les limitacions físiques poden fer que el contacte sigui pràcticament impossible.

A partir d’aquí, cal analitzar amb objectivitat tant els escenaris optimistes com els pessimistes, i això és el que farem a continuació.

Dins d’aquestes hipòtesis més pessimistes, com la de Medea o la del gran filtre, n’hi ha una altra que és menys pessimista en el sentit que no parla d’autodestrucció, sinó de la gran dificultat que la vida complexa arribi a desenvolupar-se. Es tracta de la hipòtesi de la Terra infreqüent, proposada per Peter Ward i Donald Brownlee.

Figura 2. Peter Ward

Aquesta hipòtesi, coneguda en anglès com a Rare Earth, no s’ha d’entendre tant en el sentit de “rara” com en el d’infreqüent. El que defensa és que l’aparició de sistemes multicel·lulars complexos —i encara més de vida intel·ligent— és extremadament poc probable, perquè requereix una combinació molt específica i improbable de condicions astrofísiques i geològiques. En aquest cas, doncs, el problema no és que les civilitzacions s’autodestrueixin, sinó que gairebé mai arriben a aparèixer. Segons aquesta visió, l’equació de Drake seria massa optimista i simplificaria excessivament el problema.

Pel que fa a les condicions astrofísiques necessàries per a la vida complexa, una de les primeres és que l’estrella hoste tingui una massa semblant a la del Sol. Les estrelles molt massives tenen vides curtes, de manera que no disposen del temps necessari —milers de milions d’anys— perquè la vida es pugui desenvolupar, almenys segons l’únic exemple que coneixem, la Terra. Les estrelles petites, en canvi, viuen molt més temps, però solen ser més inestables, amb interiors convectius i una activitat elevada que pot resultar perjudicial per a la vida. A més, perquè un planeta rebi prou energia ha d’estar molt a prop d’aquestes estrelles, cosa que sovint provoca acoblament gravitatori (tidal locking): una cara del planeta queda permanentment orientada cap a l’estrella, mentre que l’altra roman sempre a les fosques.

Tot plegat apunta que les estrelles més adequades són les de tipus solar, amb una certa riquesa en metalls —en el llenguatge astrofísic, qualsevol element més pesant que l’heli. De fet, en astronomia solem dir, mig en broma, que només hi ha tres tipus d’elements: hidrogen, heli i metalls. L’hidrogen i l’heli representen aproximadament el 98% de la matèria, mentre que la resta correspon als elements més pesants, imprescindibles per formar planetes rocosos com la Terra.

Un altre factor clau, que va reforçar la idea de la Terra infreqüent, és que el nostre planeta té una lluna inusualment gran en relació amb la seva mida. Si ens fixem en altres planetes terrestres, com Mercuri o Mart, veiem que no tenen satèl·lits o només en tenen de molt petits. Abans que Plutó deixés de ser considerat planeta, el sistema Plutó-Caronte era el que presentava una relació de masses més gran entre planeta i satèl·lit; el segon era el sistema Terra-Lluna.

Aquesta lluna gran juga un paper fonamental, perquè estabilitza la inclinació de l’eix de rotació de la Terra. Sense la Lluna, aquest eix podria oscil·lar caòticament entre 0 i 90 graus, sota la influència gravitatòria del Sol i de Júpiter. En canvi, gràcies a la Lluna, la inclinació es manté relativament estable al voltant dels 23 graus, cosa que afavoreix un clima moderat i estable al llarg del temps.

La Lluna també genera marees, tant als oceans com a l’escorça terrestre. Aquestes marees contribueixen a la tectònica de plaques i a la regulació del clima, especialment mitjançant el cicle del diòxid de carboni a l’atmosfera. A més, en el moment de la formació del sistema Terra-Lluna, el planeta va adquirir un nucli de ferro inusualment massiu, que és responsable del camp magnètic terrestre. Aquest camp crea la magnetosfera, que protegeix la superfície del planeta del vent solar desviant les partícules carregades.

Durant un temps, es va pensar que aquest conjunt de factors —i en particular l’existència d’una lluna gran— era el que feia la Terra tan excepcional. No obstant això, estudis més recents suggereixen que no és tan improbable que un planeta interior acabi tenint un satèl·lit de grans dimensions. Això fa pensar que, probablement, la infreqüència de la vida complexa no depèn tant d’aquest factor concret.

Segons aquestes hipòtesis pessimistes, si realment les civilitzacions són extremadament rares, aleshores a la nostra galàxia només en coneixeríem una: la nostra. En aquest cas, la cerca de vida intel·ligent ja no s’hauria de fer a escala galàctica, sinó intergalàctica. I aquí les distàncies esdevenen enormes: no parlem de milers o desenes de milers d’anys llum, sinó de milions d’anys llum, com la distància que ens separa de la galàxia d’Andròmeda, una galàxia veïna de dimensions semblants a la Via Làctea.

A la imatge que us mostro apareix Andròmeda, que ocupa uns tres graus al cel. Normalment no la veiem perquè la llum del cel nocturn l’oculta gairebé del tot; només en llocs molt foscos es pot distingir lleugerament el seu nucli.

Figura 3. La galàxia d'Andròmeda comparada amb la Lluna

Com a resum d’aquesta primera part de la xerrada, sembla que l’explicació més plausible és pragmàtica: sí, hi ha moltes estrelles, però precisament això és part del problema. Quan et planteges un viatge interestel·lar, no pots anar “a l’atzar” a veure què trobes. Has de saber on vas i per què hi vas. Les enormes distàncies entre estrelles i la manca d’informació fan que aquests viatges siguin extremadament difícils, fins i tot per civilitzacions molt més avançades que la nostra.

Des del nostre punt de vista —i recordant sempre que només tenim un exemple de vida intel·ligent—, la viabilitat dels viatges interestel·lars queda molt qüestionada. Es poden imaginar solucions com naus multigeneracionals, on diverses generacions viurien i moririen durant el viatge, però això requereix naus enormes i una despesa energètica colossal, a més del fet que no hi ha retorn possible. L’animació suspesa planteja problemes semblants.

L’opció més sensata sembla ser no enviar humans, sinó sondes automatitzades, especialment microsondes que consumeixin poca energia. Aquestes poden proporcionar informació valuosa, però inevitablement molt més limitada que la que obtindríem amb presència humana directa.

També existeixen idees molt més especulatives, com l’ús de forats de cuc —connexions hipotètiques entre forats negres i blancs— o la manipulació de l’espai-temps, com el motor d’Alcubierre, que proposa contreure l’espai davant de la nau i expandir-lo al darrere. Tot això, però, és purament teòric. Els càlculs indiquen que caldrien quantitats d’energia descomunals, de l’ordre de joules, una energia comparable a la que el Sol emetrà al llarg de tota la seva vida.

Amb això tanquem aquesta primera part, centrada sobretot en l’astrofísica. A continuació, parlarem dels mètodes actuals de cerca de vida extraterrestre: què podem fer avui, amb la tecnologia de què disposem, per intentar respondre a aquesta gran pregunta.

El primer mètode per cercar vida extraterrestre és, de fet, el més directe: explorar els cossos del Sistema Solar. I això ja ho hem fet. Els éssers humans hem arribat a la Lluna i actualment es plantegen missions tripulades a Mart, tot i que aquestes encara presenten grans dificultats. Només el trajecte fins a Mart requereix aproximadament sis mesos de viatge, amb una despesa enorme de combustible i recursos. A mesura que ens allunyem de la Terra, enviar éssers humans esdevé cada cop més complicat.

Tot i que és el mètode que idealment preferiríem, la seva eficàcia és limitada. Fa més de 50 anys que explorem l’espai proper, des de les missions Apol·lo —amb el primer allunatge tripulat— fins a l’actualitat, i els resultats, pel que fa a la detecció de vida, han estat modestos.

L’alternativa ha estat l’ús de sondes espacials. Hem enviat sondes a la Lluna, a Mart i a altres planetes, així com als confins del Sistema Solar. Les sondes Voyager, per exemple, ja han travessat l’heliopausa i es troben fora de la influència directa del vent solar. També hem estudiat planetes, satèl·lits, cometes i asteroides, i fins i tot hem aconseguit aterrar sobre alguns d’aquests cossos.

En diversos casos —com ja s’intuïa a partir d’observacions fetes des de la Terra— hem descobert condicions potencialment favorables per a l’activitat biològica. Pensem, per exemple, en l’atmosfera de Venus, en l’interior de satèl·lits de Júpiter com Europa o Ganimedes, o en la superfície de Tità, que té una atmosfera rica en compostos orgànics i que podria assemblar-se a l’atmosfera primitiva de la Terra.

Malgrat tot, en cap d’aquests casos hem trobat cap rastre inequívoc de vida. Ni tan sols a Mart, que des de sempre ha estat el principal candidat: és relativament proper, es troba dins de la zona habitable del Sol i conserva una atmosfera tènue. Sabem que Mart va tenir aigua líquida a la superfície fa uns 3.500 milions d’anys, com ho mostren estructures que recorden clarament antics rius i afluents. Si aquestes estructures fossin a la Terra, no dubtaríem a identificar-les com a sistemes fluvials. Tanmateix, tot i l’evidència d’aigua —un ingredient clau per a la vida tal com la coneixem—, no hem trobat ni vida actual ni fòssils que indiquin vida passada, ni tan sols unicel·lular.

Figura 4. Evidència d’aigua a Mart

Una altra estratègia consisteix a no desplaçar-nos físicament, ni nosaltres ni les sondes, sinó a utilitzar senyals electromagnètics, que requereixen molta menys energia. Aquesta és la base dels projectes de cerca de senyals artificials procedents de l’espai.

Una primera manera de fer-ho és de forma passiva, mitjançant programes com SETI (Search for Extraterrestrial Intelligence). Aquests projectes analitzen el cel a la recerca de senyals que no puguin explicar-se per processos naturals. El projecte SETI original, impulsat entre altres per Carl Sagan, va funcionar durant anys amb diferents fases de finançament. Tot i això, no s’ha detectat mai cap senyal inequívocament artificial.

També es pot adoptar una estratègia activa, enviant nosaltres mateixos senyals a l’espai amb l’esperança que alguna civilització els detecti i respongui. El cas més conegut és el missatge d’Arecibo, enviat el 1974 amb el radiotelescopi del mateix nom. Es tractava d’un senyal potent, d’uns 1 megawatt, emès durant uns tres minuts, que codificava informació bàsica mitjançant un missatge binari: els nombres de l’1 al 10, alguns elements químics fonamentals, l’estructura de l’ADN, la figura humana, la població mundial de l’època, el Sistema Solar amb la Terra destacada i el mateix radiotelescopi emissor.

Aquest missatge no pretenia tant establir una comunicació real com demostrar que era possible crear un senyal clarament artificial, basat en nombres primers, que difícilment podria confondre’s amb un fenomen natural. El problema és que es va enviar cap a un cúmul estel·lar situat a uns 22.000 anys llum de la Terra, de manera que, si algú el rebés i respongués immediatament, encara trigaríem desenes de milers d’anys a saber-ho.

De fet, ni tan sols cal enviar senyals de manera deliberada. Durant aproximadament 60 anys, la Terra ha estat una font important d’emissions de ràdio a causa del desenvolupament de la ràdio, la televisió i el radar. Això ha creat una bombolla de ràdio d’uns 100 anys llum de radi, que engloba prop de 60.000 estrelles. Tot i que aquests senyals són molt més febles que el d’Arecibo, una civilització amb instruments prou sensibles podria detectar que es tracta d’emissions artificials.

Ara bé, tant en l’estratègia passiva com en l’activa, el problema és el mateix: on apuntar? Enviar o buscar senyals cap a una estrella concreta és poc eficient; sovint es prefereix observar cúmuls estel·lars densos, tot i que aquests es troben molt lluny.

Probablement, el mètode més raonable —i el que realment ha revolucionat el camp en les darreres dècades— és la detecció i l’estudi d’exoplanetes, és a dir, planetes fora del Sistema Solar. La primera detecció confirmada data de 1992, al voltant d’un púlsar, un objecte que difícilment pot albergar vida. Però el 1995 es va descobrir el primer planeta orbitant una estrella semblant al Sol, i des d’aleshores el nombre d’exoplanetes coneguts no ha deixat de créixer de manera espectacular.

Tot i això, encara som molt lluny dels milers de trilions de planetes que s’estima que existeixen a l’univers. A més, la majoria d’exoplanetes no es poden observar directament, perquè l’estrella central és molt més brillant que el planeta. Només en casos molt especials —com el primer planeta observat directament el 2005, molt massiu, molt lluny de la seva estrella i orbitant una estrella molt feble— ha estat possible fer-ho.

Per això, la detecció d’exoplanetes es fa principalment de manera indirecta. Dels diversos mètodes existents, el més exitós fins ara és el mètode dels trànsits, utilitzat per la missió Kepler. Aquest mètode consisteix a mesurar la petita disminució de brillantor d’una estrella quan un planeta passa pel seu davant. Disposem de detectors prou precisos per captar variacions minúscules en el flux de fotons que ens arriba.

Aquest mètode requereix una geometria favorable: l’òrbita del planeta ha d’estar alineada amb la nostra línia de visió, cosa que només passa aproximadament en un de cada 200 sistemes. Tot i així, com que observem milers d’estrelles alhora, el mètode és molt eficient.

A més, té un avantatge addicional: si el planeta té atmosfera, part de la llum de l’estrella és absorbida per aquesta atmosfera durant el trànsit. Analitzant l’espectre de la llum, podem detectar la presència de molècules com aigua, oxigen o ozó, algunes de les quals poden estar relacionades amb processos biològics.

Això que hem explicat està molt lligat també a missions com ARIEL, que està actualment planificada per l’ESA. Si no recordo malament, ARIEL és una missió de l’Agència Espacial Europea pensada específicament per estudiar atmosferes planetàries utilitzant el mètode dels trànsits. Per tant, encaixa perfectament amb tot el que hem comentat fins ara.

Aquí teniu una mica de recopilació de dades. Això prové de l’Enciclopèdia d’Exoplanetes,( ENCYCLOPAEDIA OF EXOPLANETARY SYSTEMS) d’on es pot obtenir un llistat tant dels exoplanetes confirmats com dels que encara estan pendents de confirmació. Cal tenir en compte que un exoplaneta no es confirma a la primera observació: inicialment es detecta un senyal que suggereix la presència d’un planeta al voltant d’una estrella, però després cal fer observacions subseqüents que permetin confirmar o descartar que aquell senyal correspongui realment a un exoplaneta.

Figura 5. Nombre de descobriments d'exoplanetes per anys

Actualment tenim ja al voltant d’uns 8.000 exoplanetes confirmats des de 1995. Com podeu veure, sobretot en els darrers 10 o 15 anys, el nombre ha crescut molt ràpidament. Això és degut principalment a la missió Kepler, que ha estat clarament la més exitosa en la detecció d’exoplanetes. Kepler no proporcionava exoplanetes confirmats directament, sinó candidats, i en el seu moment de màxima activitat arribava a generar fins a 4.000 candidats per any.

Aquestes són dades molt recents, actualitzades a data 26 de gener, no són dades antigues. D’aquests gairebé 8.000 exoplanetes, més de 1.000 corresponen a sistemes planetaris múltiples, és a dir, sistemes amb més d’un planeta orbitant la mateixa estrella. En principi, sembla raonable pensar que la majoria de sistemes haurien de ser així; és estrany imaginar una estrella amb un sol planeta. El que passa és que és difícil detectar-los tots, i normalment només detectem el planeta més massiu o més fàcil d’observar.

Aquesta és una visió simulada del camp observacional de Kepler (figura 6). Kepler observava un camp molt concentrat del cel. Un parsec correspon aproximadament a 3,3 anys llum, així que multiplicant per 3,3 obteniu la distància en anys llum. En aquest camp, les estrelles observades es trobaven aproximadament entre 300–330 anys llum en el límit més proper i fins a uns 3.500–3.600 anys llum en el més llunyà. Tot estava concentrat en una regió angular relativament petita, simplement per raons de disseny de la missió, no perquè fos necessari fer-ho així.

Figura 6. Descobriment d'exoplanetes pel telscopi Kepler 

Extrapolant les dades, sembla que entre un 10 i un 20 % de les estrelles de tipus solar tindrien almenys un planeta de mida terrestre situat en condicions adequades. Evidentment, no n’hi ha prou que el planeta tingui una mida semblant a la Terra; també ha d’estar a la distància correcta de la seva estrella perquè rebi prou energia com per permetre el desenvolupament de vida.

Amb totes aquestes dades, no només de Kepler sinó també d’altres missions, s’ha elaborat un catàleg on s’assigna a cada planeta un índex de similitud amb la Terra. Les imatges que sovint s’hi associen no són reals, són recreacions artístiques, però el catàleg sí que és correcte. Aquest índex és molt senzill: pren valors entre 0 i 1, on 1 correspondria a la Terra. Això no vol dir que un planeta amb índex 1 tingui vida assegurada, sinó que és similar a la Terra en certs paràmetres físics. Per exemple, Mart tindria un índex d’uns 0,64, mentre que els planetes més semblants a la Terra arriben a valors d’uns 0,95.

Depenent de com de laxe sigui el criteri que adoptem, es pot estimar que, entre els gairebé 8.000 exoplanetes coneguts, hi hauria de l’ordre d’una seixantena que serien candidats especialment interessants per ser observats amb més detall, ja que potencialment podrien albergar vida.

Aquesta gràfica l’he construït jo mateix a partir de les dades de l’Enciclopèdia d’Exoplanetes (figura 7).  A l’eix horitzontal hi tenim la distància de l’estrella a la Terra. La línia vertical verda indica el que he anomenat el radi de Drake, és a dir, la separació típica entre civilitzacions tecnològiques que estimàvem amb l’equació de Drake. La línia discontínua blava marca la massa màxima dels planetes que podrien ser adequats per a la vida tal com la coneixem.

Figura 7. Massa dels exoplanetes segons la seva distància a l'estrella

Aquests planetes, anomenats sovint superterres, tindrien fins a unes 2–2,5 masses terrestres. Per sobre d’aquest valor, és molt probable que el planeta estigui dominat per hidrogen i heli, ja que els elements pesants són relativament poc abundants. Això fa que aquests planetes no tinguin una superfície sòlida adequada.

Per tant, els planetes que realment ens interessen són els que es troben per sota de la línia blava i, a més, dins de la regió propera definida pel radi de Drake. Com podeu veure, encara n’hi ha molt pocs, i això indica que la nostra cerca està fortament limitada al nostre entorn proper. Per tant, la probabilitat de detectar vida és encara baixa.

Tot i això, confirmar l’existència d’exoplanetes amb un índex de similitud terrestre elevat i relativament propers sembla que no hauria de trigar gaire. Ja disposem de candidats com Kepler-452b, per exemple. Una altra qüestió diferent és detectar senyals de vida intel·ligent, que continua sent molt més improbable, ja que el volum de l’univers que estem observant és encara molt petit.

Amb això tanquem la part d’astrofísica. Continuem dins de les ciències naturals, però passem ara sobretot a la biologia, on també hi ha molta informació. Intentaré no allargar-me massa.

La idea fonamental és que la vida no apareix espontàniament, sinó que es genera a partir de matèria inerta mitjançant processos naturals: això és el que anomenem biogènesi. Aquí tenim els diferents esglaons del procés i l’escala temporal associada. A la dreta hi ha la part química, amb la síntesi orgànica, i més endavant, un cop apareixen els éssers vius cel·lulars, entra en joc l’evolució darwiniana.

En aquesta columna es mostren els llocs on es poden trobar els elements necessaris: meteorits, asteroides, discs protoplanetaris, núvols moleculars, etc. Hi ha encara alguns punts amb interrogants, perquè no tenim una explicació definitiva de com es fa el salt entre la matèria prebiótica i molècules molt complexes com les proteïnes o l’ADN. L’interrogant més gran és com es passa d’aquests components essencials a la primera cèl·lula viva.

Un cop apareixen els organismes unicel·lulars, amb nucli o sense, el pas cap als organismes multicel·lulars i, eventualment, cap a éssers intel·ligents, és un procés d’evolució darwiniana que, en principi, entenem bastant bé.

Aquí es mostren els tres grans dominis de la vida: bacteris, arqueus i eucariotes. Nosaltres ens trobem dins dels eucariotes, i l’asterisc indica l’Homo sapiens. Això visualitza que tots els organismes de la Terra procedeixen d’un ancestre comú i que la diversificació és fruit de l’adaptació al medi.

Figura 8. Arbre de la vida

Cal evitar una visió antropocèntrica forta, segons la qual l’Homo sapiens seria la culminació inevitable de l’evolució. Aquesta idea és temptadora, però incorrecta. Tal com explica Yuval Noah Harari al llibre Sàpiens, el fet que avui només sobrevisqui una espècie del gènere Homo fa que ens sembli que som únics. Però fa només 100.000 anys coexistien fins a sis espècies diferents d’humans a la Terra.

De fet, el nostre genoma encara conserva restes d’aquest passat: poblacions asiàtiques actuals tenen ADN neandertal, i en el cas dels melanesis, entre un 4 i un 6 % del genoma prové dels denissovans. Això mostra que no som tan excepcionals com sovint pensem.

Finalment, una idea clau és que la vida és extraordinàriament resilient. A la Terra es desenvolupa en condicions físiques i químiques que serien extremes per a la nostra espècie. Per exemple, el krill, un petit crustaci de les regions polars, ha estat durant molt de temps el tipus biològic més abundant del planeta. O els cucs gegants dels fons oceànics, que viuen a les escletxes entre plaques tectòniques, sota pressions enormes i temperatures elevades.

La temperatura en aquests entorns és molt elevada perquè d’aquestes escletxes del fons oceànic en surt, literalment, aigua gairebé bullint, escalfada per la calor interna de la Terra. Són zones hidrotermals molt actives.

Els organismes que hi viuen són éssers multicel·lulars, no unicel·lulars. Són relativament simples, tot sigui dit, especialment en el cas dels giant tube worms, però tot i així són organismes força elaborats, amb diferents tipus de cèl·lules i funcions diferenciades, capaços de suportar condicions extremes.

De fet, i permeteu-me la simplificació —sé que no és del tot correcte dir-ho així perquè l’evolució no tendeix necessàriament cap a la complexitat—, però com més complexa és una espècie, com per exemple els mamífers, més delicada és a l’hora de sobreviure en condicions extremes. En canvi, veiem que no cal anar només als éssers unicel·lulars per trobar organismes molt resistents: també n’hi ha de multicel·lulars.

Una altra reflexió molt important és que, perquè la vida prosperi, cal equilibri. Sense un ecosistema equilibrat, la vida no funciona. Si tenim un sistema format per depredadors i herbívors però no hi ha equilibri, els depredadors s’acaben menjant tots els herbívors i, finalment, també acaben desapareixent. Per tant, ha d’existir un equilibri perquè l’ecosistema sigui sostenible.

Això està molt d’actualitat avui dia amb la crisi climàtica: si trenquem aquest equilibri, col·lapsa l’ecosistema i, amb ell, la vida tal com la coneixem.

Una altra cosa que cal tenir molt present és que totes les espècies tenen data de caducitat. De fet, el 99 % de totes les espècies que han existit mai s’han extingit. En el cas dels mamífers, la classe a la qual pertanyem nosaltres, l’esperança de vida mitjana d’una espècie és d’uns un milió d’anys, tot i que n’hi ha algunes que han arribat als 10 milions d’anys.

L’Homo sapiens té aproximadament 300.000 anys d’existència, per tant encara estem dins d’aquesta mitjana. Però no podem esperar que la nostra espècie sigui eterna, que un cop apareguda no desaparegui mai de la Terra.

Les extincions, a més, sovint venen provocades per grans catàstrofes globals que no tenen una relació directa amb el comportament dels éssers vius, però que acaben produint canvis evolutius radicals. Nosaltres som aquí precisament gràcies a un esdeveniment catastròfic: la caiguda d’un asteroide al Yucatán fa uns 65 milions d’anys, que va contribuir decisivament a l’extinció dels dinosaures.

En aquell moment, els mamífers eren petits i vivien majoritàriament sota terra. Gràcies a la desaparició dels dinosaures, van poder sortir d’aquests amagatalls i, al llarg de milions d’anys, evolucionar fins que va aparèixer un mamífer que avui anomenem Homo sapiens. Per tant, també som producte d’una extinció massiva.

Aquí teniu les cinc grans extincions de la història de la Terra. I afegeixo una nota ecològica final: tot indica que actualment estem contribuint a provocar una sisena extinció global, relacionada amb l’activitat humana i el canvi climàtic.

No m’hi entretindré gaire perquè no queda gaire temps, però aquí teniu d’on podeu descarregar aquestes dades. Es tracta del registre de CO₂ atmosfèric, que prové de l’agència meteorològica dels Estats Units. Mostra l’evolució de la concentració de CO₂ des de 1979 fins a l’actualitat.

Això és el que sovint surt als informatius del temps: la concentració de CO₂, comparada amb l’any anterior o amb fa deu anys, i sempre és més alta. L’augment està clarament vinculat a l’activitat humana, i negar-ho és no haver-se mirat bé les dades. Aquí veieu com evoluciona la corba. Aquestes oscil·lacions petites corresponen als cicles estacionals entre l’hemisferi nord i l’hemisferi sud. Hi ha més dades a l’hemisferi nord perquè hi ha més població i més punts de mesura. Si ampliem l’escala temporal, veiem dades estimades de fa 200.000 anys fins a l’actualitat. I aquí es veu clarament que el pic final no encaixa amb cap oscil·lació natural anterior: és un pic totalment artificial, que coincideix amb l’inici de la industrialització, quan es comença a utilitzar massivament el carbó i altres combustibles fòssils fa dos o tres segles. Per tant, l’impacte humà és innegable.

Acabo la nota ecològica amb un apunt més positiu: també estem contribuint, encara que no compensi els efectes negatius, a la creació de noves espècies. Un cas paradigmàtic és el blat de moro, que ha passat de ser una planta petita i poc productiva a l’actual mitjançant selecció i manipulació genètica.

Aquí teniu exemples d’animals creats o modificats per l’ésser humà, com el beefalo, una creuament pensat per produir més carn, o un ratolí amb pelatge de mamut, obtingut a partir d’ADN d’espècies extingides. No entrarem en temes de dinosaures o androides, però és evident que també estem generant noves formes de vida.

Pel que fa a la morfologia, hi ha certs trets comuns que esperaríem trobar en éssers vius d’altres planetes. Per exemple, si s’han de moure per l’aire, probablement necessitaran algun tipus d’ala, com passa a la Terra amb insectes, aus o ratpenats. Això respon a lleis físiques: són solucions eficients a problemes com el desplaçament o l’alimentació.

Ara bé, a la Terra també veiem que, a banda de les lleis físiques, químiques i biològiques, hi juga un paper important l’atzar, com les catàstrofes còsmiques. Això genera una diversificació morfològica que no és predictible.

Per tant, en la vida complexa hi ha elements que condueixen a una convergència evolutiva, però també d’altres que porten a una divergència. Tot això ens hauria de fer evitar un altre biaix: el biaix antropomòrfic projectiu, és a dir, pensar que la vida intel·ligent ha de semblar-se a nosaltres: dos braços, dues cames, un cap molt gran, ulls grossos, etc.

De fet, un organisme així seria poc pràctic: amb el centre de masses tan elevat, cauria de cap fàcilment. A més, ulls molt grans suggeririen entorns foscos, perquè a plena llum quedarien enlluernats. Ni tan sols la seva bioquímica hauria de ser com la nostra. No necessàriament hauria d’estar basada en el carboni ni utilitzar aigua com a dissolvent. Podria estar basada en silici, o utilitzar altres dissolvents com l’amoníac, en entorns de temperatures molt baixes.

Aquesta imatge és de Star Trek  (figura 9)i representa un organisme viu format per una combinació d’elements sintètics i biològics.

Figura 9. Civilització tecnològica al voltant de la seva estrella

Quins prerequisits esperaríem en una civilització avançada, encara que no compartís la nostra morfologia ni la nostra química?

Probablement caldrien estructures per manipular objectes, algun tipus de pensament simbòlic, és a dir, transmissió no genètica d’informació: cultura. Això implicaria algun tipus de llenguatge, no necessàriament com el nostre, potser basat en senyals electromagnètiques.

I sobretot, caldria comunicació flexible i massiva entre individus. Això és el que ens ha permès avançar com a espècie: no treballem de manera individual, sinó col·lectiva. Paradoxalment, la societat actual tendeix a premiar l’èxit individual i fomentar relacions impersonals, desfent un dels elements clau del nostre èxit evolutiu.

Aquesta gràfica (figura 10), d’Hans Moravec, mostra la progressió de les capacitats de les màquines comparades amb les d’éssers vius. Segons aquestes estimacions, cap al 2030 les màquines podrien assolir capacitats comparables a les d’un mamífer com un ximpanzé.

Figura 10. Evolució de la intel·ligència artificial i de la intel·ligència natural 

Amb les correccions posteriors i el desenvolupament de la intel·ligència artificial, tot indica que no trigarem gaire a ser superats en molts aspectes per sistemes que avui encara anomenem màquines o intel·ligències artificials.

I això és un punt clau a tenir en compte.

El desenvolupament tecnològic accelera de manera dramàtica l’evolució de les societats intel·ligents. Tecnologia i evolució es retroalimenten, generant una dinàmica exponencial que afavoreix l’aparició d’estructures socials complexes. Els individus no evolucionen de manera aïllada: formen part d’una societat que els sosté.

Aquest punt és essencial, perquè el progrés científic requereix una condició fonamental: temps lliure. Si una societat ha de dedicar tots els seus esforços a la mera supervivència —obtenir aliment, protegir-se, guarir-se—, no pot dedicar recursos intel·lectuals a la ciència fonamental. És raonable pensar que figures com Einstein no haurien desenvolupat la teoria de la relativitat sense una estructura social que els permetés dedicar temps a la recerca, delegant altres funcions bàsiques en la comunitat.

No totes les persones utilitzen el lleure per fer ciència, evidentment, però el fet que una part de la societat pugui fer-ho és el que permet l’avenç col·lectiu. Aquest mecanisme és probablement universal i no exclusiu de la humanitat.

Això ens porta directament a la qüestió de la vida intel·ligent fora de la Terra. Donada l’edat de l’univers, no seria gens estrany que existissin civilitzacions tecnològicament avançades amb nivells d’intel·ligència molt superiors als nostres.

Aquesta possibilitat obre interrogants profunds, especialment en l’àmbit de l’ètica.

Actualment només coneixem l’ètica humana, i fins i tot dins d’aquesta hi ha una gran diversitat de visions. D’una banda, el relativisme moral sosté que el que és correcte o incorrecte depèn de la cultura i que no existeixen normes morals universals. De l’altra, l’objectivisme moral defensa que existeixen criteris universals del bé i del mal que haurien de ser compartits per qualsevol civilització intel·ligent.

Dins d’aquesta visió objectivista, hi ha dues grans corrents:

• Deontologia: la moralitat d’un acte depèn de l’acte en si mateix, independentment de les seves conseqüències. Hi ha deures morals que s’han de complir sempre.
• Utilitarisme: la moralitat d’un acte es mesura per les seves conseqüències, buscant el màxim benefici per al major nombre d’individus, encara que això impliqui sacrificar minories.

Aquestes diferències no són trivials i tenen implicacions directes si imaginem una possible ètica extraterrestre: a quin d’aquests esquemes s’assemblaria?

Un aspecte sovint oblidat és l’econòmic —entès en un sentit ampli com a cost energètic i de recursos. Fins i tot si una civilització superés tots els obstacles tecnològics, fisiològics i logístics, la colonització o exploració interestel·lar difícilment seria rendible.

Els escenaris populars de la ciència-ficció, com els d’Star Trek, impliquen desplaçaments constants de naus i tripulacions amb un cost enorme, sovint només amb finalitats observacionals. Això planteja una pregunta clau: qui assumeix aquest cost i amb quin retorn?

A més, el comerç o l’intercanvi cultural interestel·lar exigeix nivells de desenvolupament relativament homogenis, cosa incompatible amb els efectes de la dilatació temporal relativista en viatges a velocitats properes a la de la llum.

Una altra possibilitat és l’anomenada autocensura: civilitzacions que, davant l’esgotament de recursos del seu planeta, es veuen obligades a migrar. Tanmateix, el trasllat massiu d’individus és extremadament costós i requereix un esforç polític, social i energètic colossal, així com una explotació intensiva dels darrers recursos disponibles.

Aquest escenari fa pensar que moltes civilitzacions podrien extingir-se abans d’assolir una expansió interestel·lar significativa.

Aquí apareix una visió més pessimista: la hipòtesi del bosc fosc, formulada pel novel·lista xinès Liu Cixin. Segons aquesta idea, les civilitzacions avançades tendeixen a amagar-se o, si detecten una altra civilització, a destruir-la preventivament per garantir la seva pròpia supervivència.

Això condueix a la pregunta fonamental:
és prudent intentar establir contacte amb civilitzacions extraterrestres potencialment més avançades?
Com ens percebrien? Com una amenaça? Com un element a preservar? O com un obstacle?

Si es confirmés l’existència de vida extraterrestre, quin seria el seu estat evolutiu? Sabem que hi ha hagut temps suficient perquè apareguin civilitzacions molt avançades. A més, no tenen per què ser antropomòrfiques ni necessàriament capaces de comunicar-se amb nosaltres.

Potser el simple fet de saber que no estem sols ens faria més humils. Però també cal evitar que les mateixes actituds que ens han permès triomfar com a espècie acabin sent la causa de la nostra autodestrucció. En aquest sentit, el factor temporal de l’equació de Drake —de l’ordre de 100 anys— no sembla una aproximació absurda si no canviem la nostra trajectòria.

Col·loqui

Un cop apareguda la vida, les possibilitats evolutives són infinites? Això fa inevitable que apareguin civilitzacions?
L’equació de Drake —en les seves múltiples variants, algunes molt sofisticades— és una eina orientativa. Encara que passem de milers a milions de civilitzacions tecnològicament avançades, això no canvia el fet que el contacte sigui difícil: per distància, per desinterès o perquè no volen ser detectades.

Podria existir vida no basada en el carboni?
El carboni és especialment adequat per generar estructures moleculars complexes, però no és l’única possibilitat. El silici, per exemple, és molt abundant i té propietats semblants. A més, cal un dissolvent —com l’aigua— que faciliti les reaccions químiques. Tot i que s’exploren alternatives, actualment la recerca se centra en el que sabem que funciona.

Si es descobrís una civilització extraterrestre, es faria públic?
Probablement sí. Seria extremadament difícil d’amagar i, des del punt de vista científic, no hi ha cap incentiu per ocultar-ho. El més plausible seria una confirmació indirecta: bioindicadors, senyals artificials o patrons impossibles d’explicar per processos naturals. El veritable impacte arribaria si descobríssim que són relativament a prop o que intenten comunicar-se activament. Tot i així, és possible que, a llarg termini, la humanitat ho assimili i fins i tot en surti reforçada.

 

 

 Conferència de l'Astronòmica de Sabadell. Joan Miquel González, 11 de febrer de 2026.

---

Neptú és aquell planeta del sistema solar que es va descobrir primer amb un paper i una ploma, fent càlculs matemàtics, i que posteriorment es va observar exactament en la regió del cel on s’havia predit que havia de ser. I, efectivament, allà es va trobar. Aquesta és la història clàssica que s’ha explicat.

Potser també us sona el nom de Urbain Le Verrier, el matemàtic francès que va fer aquests càlculs. Posteriorment, a Observatori de Berlín, Johann Galle, amb l’ajuda d’un estudiant en pràctiques, va observar per primera vegada aquest planeta. Però la realitat és que la història és molt més controvertida que aquesta simple narració.

Parlem, doncs, de Neptú, el vuitè planeta del sistema solar. Alguns de vosaltres potser en vau estudiar nou, quan Plutó encara era considerat un planeta. Això ja ens mostra que la definició de què és un planeta ha anat canviant al llarg del temps. Però encara abans, en coneixíem menys.

El Sistema Solar ancestral

Si volem parlar del descobriment d’un nou planeta, hem de començar pel principi, és a dir de com la humanitat ha entès el sistema solar al llarg de la història. Podem parlar del que he anomenat el sistema solar ancestral, o visual. Si ens remuntem molt enrere en el temps, podem anar a una cova prehistòrica amb pintures rupestres. En una d’aquestes pintures hi veiem un bou, però en altres representacions del mateix conjunt de coves observem detalls molt curiosos.

Per exemple, les banyes del bou ens recorden la constel·lació de Taure. Si ens hi fixem bé, a la dreta del Taure hi ha el cúmul de les Plèiades. Justament, alguns investigadors han proposat que uns punts que apareixen dibuixats sobre el cap del bou podrien representar aquest cúmul. També hi ha qui suggereix que altres punts podrien correspondre al cúmul de les Híades (figura 1).

Figura 1. Pintura rupestre a la cova de Lascaux

En altres pintures de la mateixa cova trobem representacions semblants. Una figura antropomorfa podria correspondre a la constel·lació d’Orió, i una altra figura molt brillant podria ser Sírius. Si pensem que aquestes pintures tenen uns 30.000 anys d’antiguitat, això indicaria que els nostres ancestres ja observaven el cel amb molta atenció.

Tot això ens mostra que, ja des de l’antiguitat, els humans ens fixàvem en el cel. Ara bé, els planetes visibles a simple vista són només aquells amb una brillantor suficient: Júpiter, Mart, Saturn, Venus i Mercuri. La resta de planetes, com Urà i Neptú, que avui sabem que existeixen, no eren coneguts pels nostres ancestres perquè són massa poc brillants per ser vistos sense instruments.

A més, sabem que els planetes es mouen de manera diferent de les estrelles. En algun moment de la història, la humanitat va ser conscient que hi havia punts de llum que es desplaçaven respecte al fons estel·lar.

També tenim altres exemples arqueològics, com la Venus de Laussel, on es veu una figura que sosté una banya amb forma de lluna, amb tretze marques gravades. Sabem que en un any solar hi ha aproximadament tretze cicles lunars, cosa que indica que ja al Paleolític es feia un seguiment dels cicles celestes. El mateix passa amb la placa de Blanchard, on trobem marques que també es poden associar als cicles de la Lluna.

 Si avancem molt més en el temps, arribem al sistema ptolemaic, amb els seus epicicles, que intentava explicar el moviment aparent dels planetes a la volta celeste. En aquell model, les estrelles estaven fixades en una esfera immòbil, mentre que els planetes seguien trajectòries complexes (figura 2)

Figura 2. Sistema Solar ptolemaic

Més endavant, amb Nicolau Copèrnic, apareix el model heliocèntric, on el Sol es trobava al centre de l’Univers i els planetes giraven al seu voltant. La Terra era un més dels planetes.

El descobriment d’Urà

El descobridor d’Urà va ser William Herschel. Herschel és una figura molt curiosa perquè no era astrònom de professió, sinó un astrònom amateur. De fet, la seva professió principal era la música: componia simfonies i tenia diverses obres publicades. Va ser contemporani de Mozart, i compaginava la seva passió per la música amb l’observació del cel.

Aquesta imatge que veieu és la portada d’un disc de música clàssica amb un recull de les seves simfonies (figura 3), per si a algú li interessa escoltar-les mentre observa el cel. De fet, ell donava classes de música a casa seva, i es recull que alguns dels seus alumnes deien que, més que un professor de música, semblava un astrònom, perquè quan arribaven a casa seva, l’aula on feien les classes estava plena de telescopis i de mapes celestes.

Figura 3. Portada d’una simfonia de William Herschel

Volia remarcar això perquè, ja que som una agrupació d’astrònoms amateurs, William Herschel, el descobridor del planeta Urà, també era un astrònom amateur.

A banda d’això, Herschel és molt conegut perquè va perfeccionar de manera extraordinària la tècnica de construcció de telescopis. De fet, quan descobreix Urà —ara ho explicarem—, fins i tot alguns astrònoms professionals d’Anglaterra no s’acaben de creure que els seus instruments fossin tan bons com realment eren. Amb el temps es fa molt famós i arriba a construir telescopis molt importants, fins i tot per a l’Observatori Astronòmic Nacional, on encara avui es pot veure un telescopi seu si algú de vosaltres ha visitat aquest observatori a Madrid.

Un dia, com a bon astrònom amateur, estava observant el cel dins d’un programa d’observació d’estrelles dobles. De sobte, s’adona que hi ha una estrella una mica diferent: no és puntual, sinó que presenta un petit disc. No sabem del cert si ja en aquell moment aprecia el seu color lleugerament blavós, però sí que veu clarament que no és una estrella normal. Inicialment pensa que podria ser un cometa, ja que aquests tenen un aspecte més difús.

El primer que fa és comunicar-ho a les autoritats científiques de l’època a Anglaterra, anunciant que ha descobert un cometa. Amb el pas dels dies observa que l’objecte canvia de posició, cosa que reforça aquesta hipòtesi, ja que els cometes són cossos que orbiten el Sol. Tanmateix, al cap d’uns dies, un astrònom rus calcula la seva òrbita i s’adona que no es tracta d’un cometa, sinó d’un planeta. Així és com Herschel passa a la història com el descobridor d’un nou planeta del sistema solar: Urà.

Aquí passa una cosa curiosa que després veurem que també passarà en el cas de Neptú, i que sovint s’ha exagerat. En aquell moment no existia cap autoritat internacional com l’actual Unió Astronòmica Internacional, que reguli els noms dels planetes i dels nous descobriments. Durant un breu període, aquest nou planeta es coneix informalment com el “planeta Herschel”, en honor al seu descobridor. La cosa, però, es complica una mica més perquè el mateix Herschel proposa anomenar-lo Georgium Sidus, és a dir, “l’estrella de George”, en honor al rei George III. Evidentment, des del continent europeu això no agrada gens: molts astrònoms es queixen que no té sentit posar el nom d’un rei anglès a un planeta que és patrimoni de tota la humanitat.

Amb el temps s’acaba imposant el nom d’Urà. I no només perquè segueix la tradició mitològica, sinó també perquè té una coherència simbòlica molt clara: en la mitologia grega, Urà és el pare de Saturn, i Saturn és el pare de Júpiter. Tenint en compte l’ordre dels planetes, el nom encaixa perfectament. Finalment, el nom s’imposa per ús generalitzat.

Aquest descobriment provoca un canvi de paradigma molt important: s’ha descobert un nou planeta al sistema solar, i això obre la porta a pensar que potser n’hi ha més, encara per descobrir. En aquest context apareix la coneguda llei de Titius-Bode. Aquesta llei, formulada per Johann Daniel Titius i Johann Elert Bode, observa que les distàncies dels planetes respecte al Sol semblen seguir un cert patró matemàtic. Sense entrar ara en massa detalls tècnics, si s’aplica aquesta fórmula, es veu que la distància dels planetes encaixa força bé amb les observacions conegudes.

Quan es descobreix Urà, aquest planeta també encaixa dins del patró predit per la llei. En els gràfics que es fan, la línia que representa les distàncies reals dels planetes i la que representa la predicció de la llei coincideixen sorprenentment bé (figura 4). Però aleshores els astrònoms s’adonen d’una cosa molt interessant: entre Mart i Júpiter, segons aquesta llei, hi hauria d’haver un planeta.

Figura 4. Llei de Titius-Bode i posició dels planetes

Potser alguns de vosaltres ja esteu lligant caps. Efectivament, un grup d’astrònoms europeus, encapçalats pel baró Franz Xaver von Zach, decideixen organitzar-se per buscar aquest planeta hipotètic. Es fan anomenar la “policia celestial”, o Himmelspolizei en alemany. El que fan és dividir-se el cel en sectors, centrant-se especialment en la zona del zodíac, és a dir, el pla de l’eclíptica, que és on s’esperaria trobar un planeta del sistema solar.

Es divideix el cel en 24 sectors de 15 graus cadascun. Cada sector queda assignat a un astrònom europeu diferent, que s’encarrega d’observar exclusivament la seva zona concreta per detectar si algun punt de llum es mou respecte al fons d’estrelles. Si això passava, voldria dir que s’havia descobert aquell planeta que semblava faltar, la peça que completava el trencaclosques.

Mentre aquest projecte s’està organitzant, un astrònom italià, Giuseppe Piazzi, des de Sicília, descobreix un nou objecte just a la distància on la llei de Titius-Bode predeia que hi havia d’haver un planeta. Aquest objecte és Ceres, que es troba al cinturó principal d’asteroides. Tot sembla encaixar perfectament: la llei prediu un cos en aquella posició i, efectivament, se’n descobreix un.

Però aquí és on la història comença a torçar-se. Al cap de poc temps es descobreixen altres objectes en aquella mateixa regió, com Vesta i Pallas. A mesura que es van estudiant millor, s’observa que tant Ceres com aquests altres cossos tenen una mida relativament petita, molt inferior a la que s’esperaria d’un planeta com els coneguts fins aleshores. Això no acaba d’encaixar amb la idea que s’hagi descobert un nou planeta.

En aquest context, William Herschel, que ja era una autoritat en astronomia després del descobriment d’Urà, proposa anomenar aquests nous cossos asteroides, ja que tenen aparença d’estrella: es veuen com a punts de llum, no com a petits discs, tal com passava amb Urà, que sí que mostrava una certa extensió.

Mentre tot això està passant, els astrònoms s’adonen que l’òrbita d’Urà presenta un comportament estrany. La seva posició observada al llarg del temps no segueix exactament la trajectòria que prediuen els càlculs. En altres paraules, Urà presenta irregularitats orbitals.

Davant d’això, es plantegen diverses possibles explicacions. La primera és que les pertorbacions gravitatòries provocades per Saturn i Júpiter no estiguin ben calculades, i que calgui una matemàtica més precisa per explicar aquestes anomalies. Una altra hipòtesi és que un cometa hagi impactat contra Urà i n’hagi alterat l’òrbita - una idea que en aquell moment no era del tot descartable-. Una tercera possibilitat, que ningú no desitja gaire, és que la llei de la gravitació universal de Newton deixi de complir-se als confins del sistema solar, cosa que obligaria a replantejar la teoria de la gravetat. I encara es proposen dues explicacions més: una és que l’espai no sigui completament buit, sinó que existeixi algun tipus d’èter o medi que provoqui una fricció lleu i alteri el moviment d’Urà; i l’altra - que finalment serà la correcta- és que existeixi un planeta més enllà d’Urà, molt més llunyà i massiu, que amb la seva gravetat pertorbi l’òrbita d’aquest planeta.

Tot això té una contrapartida matemàtica molt clara. L’astrònom Alexis Bouvard publica l’any 1821 unes taules amb les posicions que, segons els càlculs, hauria de tenir Urà al llarg del temps. Amb els anys, però, les diferències entre les posicions observades i les predites van augmentant: cap al 1830 ja són d’uns trenta segons d’arc, i el 1832 superen el minut d’arc.

Això és molt greu des del punt de vista astronòmic, perquè indica clarament que hi ha alguna cosa que no s’està entenent bé. Malauradament, Bouvard mor l’any 1843 sense arribar a saber quin és el motiu real d’aquesta trajectòria anòmala.

George Biddell Airy, que era una autoritat molt reconeguda dins la ciència britànica, l’any 1832 publica un informe per a la British Association for the Advancement of Science en què afirma que el problema d’Urà constitueix una de les grans dificultats de l’astronomia del moment, és a dir, un dels seus principals reptes científics.

Adams

John Couch Adams era un jove anglès nascut a Cornualla l’any 1819, en una família humil. Des de ben petit destaca com un prodigi de les matemàtiques. Hi ha un episodi molt citat en la literatura sobre aquest descobriment segons el qual, amb només onze anys, en un concurs de matemàtiques, resol una equació que ni tan sols el seu professor és capaç de solucionar. Ja des de molt jove, doncs, apunta maneres.

Figura 5. John Couch Adams

També s’interessa aviat per l’astronomia. Com molts de nosaltres, des de ben jove consulta llibres d’astronomia sempre que en té ocasió, llegeix tot el que pot i es familiaritza amb aquesta disciplina. Ja d’adolescent, amb quinze o setze anys, calcula òrbites de cometes i prediu eclipsis. L’any 1839 aconsegueix una plaça com a estudiant de matemàtiques a la Universitat de Cambridge, concretament al St John's College.

És especialment revelador que, amb només setze anys, calcula que al seu poble natal hi haurà un eclipsi solar i en determina amb força precisió el moment exacte. Això ens dona una idea clara del nivell extraordinari del personatge.

També és curiós que, durant la seva etapa universitària, alguns diumenges es reunia amb companys en despatxos del Trinity College, on comentaven l’actualitat científica del moment. Aquestes estances són precisament on Isaac Newton havia escrit gran part de la seva obra fonamental. És difícil no pensar que aquest ambient no el va influir profundament.

Figura 6. Trinity College de Cambridge

Un altre detall interessant, que he volgut incloure a la conferència, és una anotació que Adams fa en un dels seus diaris personals. Mentre estudia matemàtiques, reconeix que sovint es distreu pensant en astronomia, cosa que diu molt clarament cap a on s’orientava el seu interès real.

L’any 1841, en una llibreria, cau a les seves mans un llibre que conté l’informe que Airy havia escrit anys abans, on es destacava que el problema de l’òrbita d’Urà era una qüestió greu que l’astronomia havia de resoldre. A partir d’aquell moment, sembla clar que Adams decideix interiorment que vol dedicar-se a aquest problema.

Passa el temps, Adams es gradua amb resultats excel·lents —de fet, com un dels millors de la seva promoció—, obté diversos premis acadèmics i es consolida com una figura brillant dins la universitat. Amb només vint-i-quatre anys, decideix afrontar directament el repte d’explicar per què Urà segueix una òrbita tan anòmala.

Ja he comentat abans que les discrepàncies entre les posicions observades d’Urà i les posicions predites pels càlculs teòrics eren cada cop més importants. Quan Adams comença a treballar en el problema, la situació encara ha empitjorat. Les taules de Bouvard, de les quals ja hem parlat, s’havien hagut de construir utilitzant només les observacions més recents, perquè si s’hi incorporaven dades més antigues, les prediccions no quadraven gens. Això deixava clar que el problema era realment seriós.

Airy, que també hi estava profundament implicat, havia detectat que els valors predites del vector radi d’Urà —és a dir, la seva distància al Sol— eren incorrectes segons les taules disponibles. Aquesta discrepància el preocupava molt, i més endavant veurem que això acabarà tenint conseqüències importants, especialment per a Anglaterra.

Què fa, doncs, aquest jove matemàtic que és Adams? El primer que fa és comprovar si els càlculs anteriors contenen algun error. Potser, simplement, amb una revisió acurada el problema es podria resoldre. Però no és així. A continuació, prova d’afinar els càlculs introduint més termes de correcció dins la teoria de les pertorbacions, per veure si així l’òrbita d’Urà quadra millor. Ho intenta, però tampoc funciona.

Després decideix actualitzar la massa de Júpiter, tenint en compte que estem parlant del segle XIX i que les dades observacionals encara eren força imprecises. Torna a fer els càlculs amb aquest nou valor, però el resultat continua sense quadrar. En aquest punt, Adams arriba a la conclusió que cap d’aquestes explicacions pot justificar el comportament d’Urà i decideix embarcar-se en una empresa molt més ambiciosa: intentar explicar el seu moviment assumint que hi ha alguna cosa més en joc.

La idea amb què Adams comença a treballar és la presència d’un planeta ulterior, és a dir, un planeta situat més enllà d’Urà, que el pertorbi gravitacionalment. I aquí és on cal parlar de les pertorbacions.

En un món ideal, podríem pensar que un planeta com Saturn només està influenciat per la gravetat del Sol. I és cert que la gran major part de la massa del sistema solar es concentra al Sol, però el fet de tenir un planeta relativament proper com Júpiter fa que aquest també exerceixi una influència gravitatòria apreciable. De fet, això ja s’havia estudiat durant segles: s’havia comprovat que, si a l’òrbita de Saturn se li afegia la pertorbació causada per Júpiter, les posicions observades de Saturn quadraven molt millor amb les prediccions teòriques.

Aquest era un cas de problema “directe”: es coneixia l’òrbita real de Saturn, es coneixia la posició i la massa de Júpiter, i per tant es podia calcular quina pertorbació havia d’exercir Júpiter sobre Saturn. El resultat funcionava molt bé i reforçava la teoria de la gravitació.

Ara bé, amb Urà la situació és molt més complicada. Ens trobem davant d’un problema de pertorbació inversa. Urà està sotmès a la gravetat del Sol, però també a les pertorbacions de Júpiter i de Saturn, i a més sembla estar afectat per un altre planeta situat encara més enllà, del qual no se’n coneix ni la posició ni la massa. És a dir, cal resoldre dos problemes alhora.

Per poder aplicar la teoria de les pertorbacions, caldria primer conèixer l’el·lipse “veritable” d’Urà, és a dir, l’òrbita que seguiria si no hi hagués pertorbacions. I, un cop coneguda aquesta òrbita ideal, s’hi podrien afegir les pertorbacions de Júpiter, Saturn i aquest planeta desconegut. Però com que no es coneix ni l’òrbita real d’Urà ni les característiques del planeta exterior, Adams es veu obligat a atacar tots dos problemes simultàniament.

Com a bon matemàtic i físic, el primer que fa és simplificar el problema, perquè si no seria inabastable. En primer lloc, suposa que l’òrbita d’aquest planeta desconegut és circular. En segon lloc, com que la llei de Titius-Bode havia funcionat raonablement bé amb tots els planetes coneguts i fins i tot amb Ceres, assumeix que aquest nou planeta també hauria de seguir aquesta llei.

La seva estratègia matemàtica és fer una mena d’experiment numèric: provar valors, veure si els resultats encaixen amb les observacions i, a mesura que s’hi acosta, anar refinant els càlculs. És una feina extremadament laboriosa.

De fet, el seu germà George l’ajuda activament. En un relat familiar titulat The Memoirs of Our Family, explica com sovint, nit rere nit, s’asseia amb ell al petit saló de casa, quan la resta de la família ja dormia, observant per sobre la seva espatlla mentre copiava, sumava i restava llargues columnes de números, per assegurar-se que no repetia cap càlcul ni cometia errors. Cal recordar que tot això es feia sense calculadores, sense ordinadors i, evidentment, sense cap mena d’ajuda digital: només ploma, paper i càlcul mental.

El seu germà també relata com la seva mare, exhausta després d’un dia de feina, abans d’anar a dormir els preparava pa i llet perquè poguessin continuar treballant. Sovint Adams, esgotat, deia que ja era hora d’anar a dormir, però tot seguit afegia “només un minut més” i continuava treballant gairebé inconscient de tot el que l’envoltava, completament absorbit pels seus càlculs. Fins i tot durant les passejades, la seva ment estava tan concentrada en el problema que només responia de manera mecànica quan algú li cridava l’atenció, abans de tornar immediatament als seus números.

Tot això ens mostra fins a quin punt John Couch Adams estava obsessionat amb la idea que havia d’existir un nou planeta al sistema solar. Cap al 1843 arriba a una conclusió preliminar molt important: ha d’existir un planeta més enllà d’Urà. Encara no en coneix la posició exacta ni la massa, però ja veu clarament que les anomalies en l’òrbita d’Urà concorden amb aquesta hipòtesi. A més, arriba a la conclusió que aquest planeta hauria d’estar aproximadament al doble de la distància del Sol que Urà.

Malgrat aquesta obsessió científica, la vida continua. Adams comença a fer docència a la Universitat de Cambridge, i el seu mentor, James Challis, li demana que calculi l’òrbita d’un nou cometa que ha passat recentment pel sistema solar. Donat el seu talent per al càlcul d’òrbites, li encarrega aquesta feina. Aquest cometa, a més, pateix fortes pertorbacions en passar a prop de Júpiter, cosa que està molt relacionada amb el tipus de problemes que Adams ja està estudiant.

Adams publica aquest treball en una revista científica que alguns de vosaltres coneixereu perquè encara avui és una de les més importants en recerca astronòmica. I és en aquest context que, per primer cop, apareix el nom de Urbain Le Verrier. A França, Le Verrier havia fet càlculs molt semblants per al mateix cometa, i els resultats coincidien de manera sorprenent.

Però Adams vol continuar amb la seva feina principal: determinar si realment existeix o no un nou planeta més enllà d’Urà. En aquest sentit, pensa que no hi ha res millor que recórrer a les dades d’arxiu del gran observatori britànic, el Royal Greenwich Observatory. Així doncs, demana al seu mentor, James Challis, que intercedeixi davant George Biddell Airy, que en aquell moment és el director de l’observatori de Greenwich, perquè li faciliti observacions històriques d’Urà al llarg de molts anys.

Mitjançant Challis, Adams aconsegueix que Airy li faci arribar observacions d’Urà compreses entre els anys 1754 i 1830. És a dir, disposa d’un conjunt de dades excel·lent per continuar els seus càlculs. En una carta de Challis a Airy es pot llegir:
“Estimadíssim senyor, estic profundament agraït per haver-me enviat una sèrie tan completa d’observacions tabulades d’Urà. El senyor Adams no s’atrevia a demanar més que les corresponents als darrers deu anys. La llista que m’heu enviat li proporciona els mitjans per dur a terme de la manera més eficaç la investigació en què està immers.”

Aquest fragment ja deixa entreveure un tret del caràcter d’Adams: era extraordinàriament modest, fins i tot tímid, i no s’atrevia a demanar més dades de les estrictament necessàries.

Un cop amb totes aquestes observacions a les mans, Adams arriba a una conclusió clau: les discrepàncies entre les taules de Alexis Bouvard i les posicions observades d’Urà no només es deuen a la possible existència d’un altre planeta, sinó també al fet que l’òrbita “veritable” d’Urà —l’el·lipse no pertorbada— estava mal determinada. Aquesta idea és fonamental i és la que, en certa manera, el porta a l’èxit.

Adams construeix una equació en què introdueix com a incògnites tant les correccions a l’òrbita d’Urà com l’efecte gravitatori del nou planeta. A diferència del que havia fet inicialment, ara ja no suposa una òrbita circular per al planeta desconegut, sinó una òrbita el·líptica. Tot i això, continua assumint que es troba aproximadament al doble de la distància d’Urà al Sol.

El procediment de càlcul és extremadament laboriós. Adams disposa d’una gran quantitat de dades procedents de Greenwich, i la seva estratègia consisteix a agrupar les discrepàncies observades cada tres anys. D’aquesta manera obté un conjunt de 21 equacions independents. Quan arriba a aquest punt, matemàticament el problema ja està plantejat: dins d’aquest sistema d’equacions hi ha necessàriament la solució de la posició del nou planeta.

Per resoldre aquest sistema complex, aplica un mètode matemàtic desenvolupat per Carl Friedrich Gauss, pensat precisament per trobar la millor solució possible quan es treballa amb moltes dades i amb observacions que contenen errors inevitables. Cal recordar que les mesures astronòmiques no són mai perfectes.

Cap a finals de l’any 1845, Adams arriba finalment a una solució. Abans de cantar victòria, però, comprova si el seu model és coherent amb totes les observacions disponibles de Greenwich. El resultat és espectacular: les discrepàncies, que amb les taules de Bouvard arribaven a superar els 90 segons d’arc, es redueixen ara a només un o dos segons d’arc. Encara es podria refinar una mica més, però el problema està essencialment resolt.

Cal destacar un detall important: Adams té només 26 anys quan aconsegueix aquest resultat.

Al setembre de 1845, ja amb els càlculs fets, passa a l’astronomia de posició i determina que l’1 d’octubre de 1845 el nou planeta hauria de tenir una elongació de 326,5 graus. Això situa el planeta a la constel·lació d’Aquari, molt a prop de la frontera amb Capricorn. En termes pràctics, es tracta d’una regió del cel relativament concreta: més o menys “per aquí” és on s’hauria de trobar el nou planeta.

Un cop té aquesta predicció, el pas lògic és observar-lo. Challis escriu novament a Airy dient-li:
“Senyor, el meu amic, el senyor Adams, ha completat els seus càlculs sobre la pertorbació de l’òrbita d’Urà per un planeta exterior hipotètic i ha arribat a uns resultats que li agradaria comunicar-li personalment, si pogués disposar d’uns moments del seu valuós temps. Els seus càlculs es basen en les observacions que tan amablement li vau proporcionar, i pel seu caràcter de matemàtic i la seva experiència considero que les deduccions s’han fet de manera molt sòlida.”

És a dir, Challis deixa clar que el treball d’Adams és seriós i que no seria cap pèrdua de temps intentar observar aquest planeta.

Adams intenta personalment parlar amb Airy a Greenwich per iniciar les observacions, però aquí comença una successió de mala sort realment sorprenent. Quan hi arriba, Airy és a França. Ho torna a intentar a l’octubre, però Airy encara no hi és. En una altra ocasió, quan finalment Airy ha tornat, el majordom no el deixa passar perquè el director està sopant. Finalment, Adams abandona l’observatori i deixa una nota breu, escrita en un full doblegat, amb un resum dels seus càlculs.

Quan Airy finalment llegeix la nota, es mostra escèptic. Recordem que Airy estava especialment obsessionat amb el problema del vector radi d’Urà. Per això, en la seva resposta a Adams, li fa una pregunta molt concreta: amb el seu nou model, el vector radi d’Urà concorda finalment amb les observacions, o no?

Adams considera que la pregunta d’Airy és gairebé trivial. Al seu parer, és evident que el vector radi d’Urà estava mal determinat abans i que, amb el nou model, ara ja queda corregit. Si les taules de Bouvard eren incorrectes, és clar que aquest paràmetre també ho havia de ser. Per això decideix continuar treballant, perfeccionant els seus càlculs i refinant l’òrbita, i pensa que ja respondrà a Airy quan tingui el treball més acabat. El problema és que no li respon.

I aquesta és una mala decisió crucial. Per Adams potser era un detall menor, però per George Biddell Airy no ho era gens. Per a Airy, la qüestió del vector radi era fonamental. Davant la manca de resposta, decideix no donar credibilitat suficient als càlculs d’Adams i, en conseqüència, no ordena cap cerca observacional del nou planeta. Cap telescopi britànic inicia la recerca.

El paper de Le Verrier

Mentrestant, a França, entra en escena una altra figura clau: Urbain Le Verrier, un autèntic heroi de l’astronomia francesa. Igual que Adams, és un prodigi matemàtic. Neix el 1811 a Normandia i ja des de ben jove destaca per la seva extraordinària capacitat intel·lectual, especialment en matemàtiques. Cap al 1841 aconsegueix una plaça a l’École Polytechnique de París.

Figura 7. Urbain Le Verrier

És curiós perquè, inicialment, Le Verrier s’orienta cap a la química, però ben aviat se li ofereix una plaça de docent en astronomia, que accepta. Durant els primers anys a l’Escola Politècnica, centra la seva recerca en l’estudi del sistema solar i la seva estabilitat, seguint la tradició de Laplace. Realitza estudis extremadament detallats sobre les variacions orbitals dels planetes interiors al llarg d’intervals de fins a 200.000 anys, cosa que ja dona una idea del nivell de sofisticació dels seus càlculs.

Aquests treballs també inclouen l’anàlisi dels planetes exteriors ja coneguts, i tot plegat mostra que Le Verrier està plenament familiaritzat amb qüestions d’òrbites, pertorbacions gravitatòries i estabilitat dinàmica.

Arribats a aquest punt apareix una altra figura rellevant: François Arago, físic i astrònom francès molt influent i director de l’Observatoire de Paris. Arago encarrega a Le Verrier l’estudi de les anomalies de l’òrbita d’Urà, amb l’esperança que l’astronomia francesa sigui capaç de resoldre aquest problema tan incòmode.

Figura 8. François Arago

Le Verrier s’hi posa de ple, i el 10 de novembre de 1845 presenta el seu primer informe a l’Académie des Sciences. En aquest treball conclou, igual que havia fet Adams de manera independent, que les pertorbacions gravitatòries de Júpiter i Saturn no són suficients per explicar el moviment anòmal d’Urà.

El nivell de precisió dels seus càlculs és extraordinari: arriba a calcular la influència de Saturn amb una exactitud de fins a una vintena part d’un segon d’arc. Estem parlant de mitjan segle XIX, sense ordinadors ni calculadores modernes. És realment impressionant.

Quan aquest treball arriba a mans d’Airy, aquest el llegeix amb gran interès i queda profundament impressionat. Efectivament, les pertorbacions conegudes no expliquen el comportament d’Urà. Però Le Verrier no s’atura aquí. L’any següent publica un segon article encara més ambiciós.

En aquest nou treball analitza més de 280 observacions d’Urà, recalcula amb gran cura l’el·lipse que segueix el planeta i confirma que les discrepàncies persisteixen. A partir d’aquí, comença a avaluar de manera sistemàtica les possibles explicacions i ja considera seriosament la hipòtesi d’un planeta encara més exterior que estigui pertorbant l’òrbita d’Urà.

Per avançar, fa servir —igual que Adams— una distància inicial coherent amb la llei de Titius-Bode, tot i que no ho diu explícitament. Potser no era elegant mencionar-ho o potser no estava ben vist, però el resultat concorda clarament amb aquesta llei empírica.

La seva estratègia, però, és diferent de la d’Adams. Divideix el zodíac en diferents regions i calcula quina massa hauria de tenir el planeta invisible si estigués situat en cadascuna d’aquestes zones del cel. En molts casos, els resultats són físicament impossibles: masses negatives o exageradament grans. Aquestes regions queden descartades.

A partir d’aquest procés d’eliminació, en el seu segon article Le Verrier identifica una regió concreta del cel amb una incertesa d’uns 9 graus on podria trobar-se el nou planeta. Refinant encara més el càlcul, determina que l’1 de gener de 1847 el planeta hauria de tenir una elongació d’uns 125 graus i situar-se a la zona de frontera entre Aquari i Capricorn. Aquesta predicció coincideix de manera sorprenent amb la d’Adams.

Le Verrier estima una incertesa final d’uns 10 graus, però la coincidència és clara. Tanmateix, ningú a França sap res dels càlculs d’Adams. Només Airy i James Challis són conscients que hi ha un jove matemàtic anglès que, en silenci, ha arribat essencialment al mateix resultat.

La cerca i descobriment de Neptú

Ara que ja tenim aquest context —dues prediccions independents que apunten pràcticament a la mateixa regió del cel— comença la cursa definitiva per descobrir el nou planeta: Neptú. I, com bé dius, hi haurà dues cerques paral·leles, però molt diferents en esperit i execució.

La primera és la del que podríem anomenar, sense massa exageració, l’establishment astronòmic anglès. En aquest moment, George Biddell Airy és l’única persona a Anglaterra que sap amb certesa que John Couch Adams havia fet una predicció del nou planeta que coincidia força amb la d’Urbain Le Verrier.

La diferència fonamental és que Le Verrier ho ha publicat i ho ha fet públic davant la comunitat científica internacional, mentre que el treball d’Adams continua sent pràcticament confidencial. Airy comença a adonar-se que aquell jove matemàtic de Cambridge —a qui inicialment havia mirat amb una certa reserva— potser tenia realment raó.

Això es veu clarament en la correspondència que Airy manté amb William Whewell, una figura molt influent al Regne Unit. En aquestes cartes, Airy ja esmenta explícitament que hi ha “un tal Adams” que ha obtingut resultats molt semblants als de Le Verrier. En aquell moment, Airy entén que, si no reaccionen ràpid, els francesos els passaran al davant.

Tot i així, Airy no pot evitar tornar a la seva obsessió: el vector radi d’Urà. Escriu a Le Verrier preguntant-li si el seu nou model corregeix aquest paràmetre… i, gairebé amb escepticisme, acaba la carta insinuant que probablement no serà així.

La resposta de Le Verrier és clara i directa: sí, el vector radi queda corregit, precisament perquè abans faltava la pertorbació del nou planeta. Amb aquesta resposta, Airy ja no té excuses. Ara sí que queda convençut que cal iniciar immediatament la cerca observacional. I és aquí on comencen les decisions discutibles.

Airy dissenya una campanya d’observació, però sorprenentment no la fa des del Royal Greenwich Observatory, tot i ser el centre astronòmic més important del país. En lloc d’això, decideix que la cerca es faci des de l’Observatori de la Universitat de Cambridge, sota la direcció de James Challis.

Challis utilitzarà el telescopi Northumberland, un instrument respectable per a l’època, amb una obertura d’uns 30 centímetres. L’objectiu és clar: que sigui Anglaterra qui descobreixi el planeta abans que França.

Figura 9. telescopi Northumberland de 30 cm de l’Observatori de Cambridge

De sobte, aquell Airy prudent i escèptic passa a tenir molta pressa. Escriu insistentment a Challis, subratllant la importància de la tasca. Li demana que escombrin una àrea enorme del cel, d’uns 30 graus, cobrint les constel·lacions d’Aquari i Capricorn. Calcula que això requerirà prop de 300 hores d’observació.

El mètode triat és peculiar: utilitzen el telescopi en mode de trànsit, deixant-lo fix mentre el cel va passant pel camp visual. Nit rere nit, van registrant tots els punts visibles i comparant-los, amb l’esperança de detectar un punt que es mogui respecte als estels fixos. Aquest moviment seria la signatura inequívoca d’un planeta.

Challis accepta la tasca. Adams també s’hi implica i encara refina més les efemèrides del planeta per als mesos següents. La prioritat és clara: avançar-se a Le Verrier. I aquí és on arribem al moment clau: l’oportunitat perduda.

La cerca comença, però tot es torça. Al principi hi ha males condicions meteorològiques: núvols, mala visibilitat, molta Lluna, que dificulta la detecció d’objectes febles. Però el problema principal no és aquest. El problema és el mètode de treball de Challis.

Challis observa molt, però analitza lentament. Registra estels i més estels, però no compara de manera sistemàtica les observacions entre diferents nits. No utilitza mapes estel·lars detallats per detectar ràpidament què és nou i què no. De fet —i això és dramàtic— en algunes de les primeres observacions Neptú ja havia entrat al camp del telescopi, però no va ser identificat com a planeta. El cel estava sent observat, el planeta hi era… però ningú el va reconèixer. Això provoca una oportunitat perduda: el 12 d’agost Challis ja havia observat Neptú, però sense adonar-se’n, no l’identifica. Si hagués revisat només unes quantes estrelles més, hagués descobert el planeta abans que ningú.

Aquesta mala sort continua per Adams: el seu treball encara és secret. Les taules i prediccions que havia fet no es publiquen, de manera que la comunitat astronòmica britànica es guia principalment per Le Verrier. Le Verrier continua publicant articles a França, cada vegada més precisos, aproximant la posició exacta del planeta, inclús estimant la seva massa i diàmetre aparent.

Le Verrier, veient que necessita observadors que validin ràpidament les seves prediccions, contacta amb Johan Galle de l’Observatory of Berlin, demanant-li ajuda personal. Galle, un astrònom de suport, rep la instrucció de buscar el planeta segons les coordenades calculades. Estudiant amb ell hi ha Henrich d’Arrest, un jove en pràctiques a l’observatori.

Amb un telescopi de 23 cm, apunten a la zona que Le Verrier havia indicat. En menys d’una hora, comparant el cel amb un catàleg estel·lar (previ a la publicació oficial de l’atles), identifiquen un punt de llum que no apareix al catàleg. Aquest punt és el nou planeta. El dia següent, el 23 de setembre de 1846,  confirmen que s’ha mogut exactament com Le Verrier havia predit. Mesuren un diàmetre aparent de 2,6 segons, proper al valor predit de 3,3 segons. La descoberta és immediata i inequívoca.

La controvèrsia internacional

Tot plegat mostra el contrast: mentre els britànics tenien dades, prediccions i observacions reals a la mà, la falta de sistemàtica i de publicitat va permetre que França fes la descoberta oficial, gràcies a la combinació del càlcul matemàtic precís de Le Verrier i la rapidesa dels seus col·laboradors.

Així, Neptú es converteix en un exemple clàssic de com la matemàtica predictiva combinada amb l’observació precisa pot portar a descobriments històrics, i alhora de com les oportunitats poden escapar per petits detalls logístics o de comunicació.

La notícia provoca tensions entre països: França celebra que Le Verrier hagi predigit amb èxit el planeta. Anglaterra descobreix que Adams també havia fet prediccions exactes, però de manera secreta. Malgrat que el telescopi de Cambridge havia observat el planeta abans, no es va reconèixer immediatament. Finalment, ambdues nacions reconeixen el mèrit de cada matemàtic i la Royal Astronomical Society atorga medalles d’or tant a Adams com a Le Verrier.

Després del descobriment de Neptú, la qüestió del nom del planeta va ser caòtica. Le Verrier, orgullós del seu càlcul i preocupat per la glòria, va intentar batejar-lo amb el seu propi nom, intentant assegurar-se el mèrit. Van aparèixer múltiples propostes: Oceanus, Cambrits, Minerva, Cronos, Atlas, fins i tot Herschel, però era el fill, no el pare, i cap no acabava de convèncer. Finalment, es va decidir que el nom oficial fos Neptú, com corresponia per tradició mitològica, i Le Verrier va acceptar la decisió. Aquest episodi va permetre que les tensions personals i institucionals es calmessin, i els protagonistes es reconciliessin. L’any 1847, es va arribar a un consens internacional sobre la coautoria del descobriment, reconeixent que tant John Couch Adams com Urbain Le Verrier havien arribat de manera independent a prediccions molt similars, i que, per tant, tots dos eren codescobridors. Alguns astrònoms francesos reconeixien explícitament el mèrit d’Adams, destacant la precisió i el refinament matemàtic del seu treball, tot i que la burocràcia britànica i la discreció de l’astrònom van retardar la seva publicació.

Adams i Le Verrier es van trobar personalment a Oxford el 1847, es van donar la mà i van establir una amistat que perduraria. Herschel, el fill, va organitzar una festa privada on van poder conversar com a vells coneguts. El consens final va ser clar: els dos científics mereixien el reconeixement de codescobridors.

Conclusió

No obstant això, la història encara tenia capítols amagats: durant dècades, molts documents i correspondència originals d’Adams i Le Verrier, incloent els càlculs d’Adams, es trobaven desapareguts dels arxius de l’Observatori de Greenwich. La causa va ser un astrofísic que els va retenir personalment i que acabaria treballant a La Serena, Xile; a la seva mort es van recuperar més de 100 quilos de documentació històrica, incloent tota la correspondència original de l’època del descobriment de Neptú.

Els arxius van permetre, més tard, matisar la contribució d’Adams: sí, havia fet càlculs molt meritoris i va arribar a una solució similar a la de Le Verrier, però no amb la precisió final que el francès va assolir. A Berlín, amb només una hora d’observació, Galle i d’Arrest van confirmar el planeta segons la predicció de Le Verrier, i el consens històric modern situa el mèrit principal en Le Verrier, mentre que Adams és reconegut com un precursor i calculador independent que també va arribar a una solució molt propera. Així, es veu que la glòria pública i la precisió final del descobriment van recaure en Le Verrier, mentre que Adams va ser víctima de la discreció i d’una gestió ineficient dels seus superiors, que no van publicar els seus càlculs a temps.

Això també porta a una reflexió sobre la funció social del científic: no n’hi ha prou amb fer càlculs magistrals, sinó que cal comunicar, gestionar i defensar públicament el treball propi. Tot i això, Adams queda reconegut com un jove talent extraordinari, un matemàtic independent que va anticipar la presència d’un planeta, i Neptú segueix sent un testimoni del poder predictiu de la mecànica newtoniana i de la precisió de la matemàtica aplicada al sistema solar. El descobriment és, per tant, una victòria col·lectiva de la teoria, del càlcul i de l’observació, amb Adams com a precursor i Le Verrier com a executor precís i reconegut.

Col·loqui

Es diu que en Le Verrier era un dèspota. El personal que tenia a l'observatori el tenia absolutament amargat. Quan es tractava de buscar Neptú, ningú del seu observatori ho va voler fer, i va anar a parar un alemany. Però l'observatori de París tenia un telescopi molt gran i potent.
Això és correcte; Le Verrier era molt exigent i disciplinat, fet que generava tensions al seu observatori.

Aquest planeta s’hagués pogut descobrir amb un telescopi d’aficionat, oi?
Sí, és veritat que amb un telescopi petit es pot descobrir, ara bé, la clau del descobriment no era només el telescopi, sinó també les cartes estel·lars i la precisió dels càlculs.

La llei de Titius-Bode se segueix complint en altres sistema planetaris?
La llei de Titius-Bode és més un ajust fenomenològic de distàncies planetàries que una llei teòrica. S’aplica a altres sistemes planetaris amb adaptacions, i en alguns casos ha predit planetes exteriors amb èxit.

 

 Conferència de l'Astronòmica de Sabadell. Joan Carles Carles, 18 de febrer de 2026.

---

QUÈ SE N’HA FET DE LA CENTRAL NUCLEAR VANDELLÒS 1, 36 ANYS DESPRÉS DEL SEU TANCAMENT?

Joan Carles Carles

Recordeu que l’any 2024 vam fer una xerrada divulgativa sobre l’incendi i el posterior accident que va succeir a la central nuclear de Vandellós 1. Com a conseqüència d’aquell incendi, l’any 1990, pràcticament sis mesos després que es produís, es va decretar el seu tancament.

En la xerrada d’avui intentarem explicar què ha passat des de l’any 1990, moment en què es va procedir al tancament oficial de la central, fins a l’actualitat, pel que fa al seu desmantellament.

Aquest procés va començar amb la fase 1 de desmantellament, que es va desenvolupar des de l’any 1989 —moment en què es va produir l’incendi— fins a l’any 1998, pràcticament deu anys després, sota la responsabilitat de l’antic explotador de la central, la companyia IFRENSA.

L’any 1998, quan finalitza aquesta primera fase, entra en joc ENRESA (Empresa Nacional de Residus Radioactius), que assumeix la responsabilitat del desmantellament i de la gestió dels residus radioactius. Durant cinc anys, del 1998 al 2003, es va executar la fase 2 del desmantellament, que posteriorment explicarem amb més detall.

A partir de l’any 2003 i fins a aproximadament l’any 2030, ens situem en el que anomenem el període passat-present, o període de latència. Durant tots aquests anys, la central ha estat sotmesa a vigilància, però no s’hi han dut a terme activitats pròpiament dites de desmantellament.

També analitzarem els possibles escenaris de futur per iniciar la fase 3 del desmantellament, que correspondria a l’alliberament complet de l’emplaçament on es va ubicar la central. En aquest sentit, farem un repàs de què s’ha fet en altres centrals de primera generació.

Concretament, parlarem de dues centrals de l’Estat espanyol —José Cabrera i Garoña—, d’una central francesa —Saint-Laurent-des-Eaux, que va ser la central de referència de Vandellòs I—, i d’una central nord-americana, la Fort St. Vrain Nuclear Power Plant, a l’estat de Colorado.

Actualment, a l’emplaçament hi ha un petit centre interpretatiu on s’exposen diverses maquetes que expliquen visualment tot allò que aniré desenvolupant al llarg de la xerrada d’avui. Aquesta primera maqueta (figura 1) mostra com era l’emplaçament de la central just abans del seu tancament: hi destacava l’edifici principal del reactor, la part exterior on es trobaven les turbines —on es va produir l’incendi—, l’edifici elèctric i els tallers, l’edifici del combustible gastat, on es portava el combustible un cop extret del reactor per emmagatzemar-lo a les piscines, i la zona dels silos de grafit, que veurem que han tingut una importància clau en el procés de desmantellament.

Figura 1. Maqueta de la central nuclear d’Ascó 1

També hi havia altres edificis: els edificis administratius, la central auxiliar, l’estació de bombeig, l’estació de tractament d’efluents líquids radioactius, diversos dipòsits d’aigua desmineralitzada, diferents naus de tallers i el servei de protecció radiològica. Aquesta era la configuració existent en el moment del tancament de la central.

La situació actual, representada en aquesta maqueta (figura 2) mostra que el calaix del reactor ha quedat reduït a aquest únic edifici. Tota l’estructura exterior anterior, molt més gran i voluminosa, va ser desmantellada i substituïda per un nou edifici de protecció contra la intempèrie, dins del qual es manté el nucli del reactor.

Figura 2. Maqueta dels edificis actuals de Vandellós 1

Tots els edificis administratius van ser enderrocats, així com l’estació de tractament d’efluents radioactius i la central auxiliar. Es va conservar l’edifici de la central de bombeig d’aigua, però actualment ja no conté cap component mecànic. Pel que fa als silos, aquesta maqueta no els representa correctament, ja que encara existeixen físicament, però el seu interior ja no conté les camises de grafit, que van ser evacuades i transportades en contenidors específics.

Fase 1 del desmantellament

Pel que fa a la fase 1 del desmantellament, aquesta va ser responsabilitat del mateix explotador, l’empresa IFRENSA, d’acord amb el que establia l’ordre ministerial de tancament de la central. Aquesta ordre exigia l’adequació de tota la documentació existent, la preparació d’un pla de retirada del combustible, un pla de retirada de productes tòxics i perillosos, i un pla de tractament dels residus generats durant l’explotació de la central que encara es trobaven a l’interior.

Per part d’IFRENSA, els treballs de preparació s’inicien el setembre de 1990, així com el procés que culminaria amb el traspàs de la gestió a ENRESA l’any 1998.

Entre els anys 1990 i 1998 es va treballar intensament en la documentació reglamentària, definint les noves especificacions tècniques de funcionament en situació de parada definitiva. Cal tenir en compte que, durant els primers anys, el combustible encara es trobava dins del reactor, fet que exigia uns requisits estrictes de refrigeració per evitar danys greus o una possible fusió dels elements combustibles.

També es va definir el tractament del grafit i la manera com s’havia d’emmagatzemar de forma segura. Es va definir com s’havia de fer l’aïllament de totes les canonades d’entrada i sortida del reactor. Aquest element, que veurem posteriorment, el calaix del reactor, és molt gran, enorme: una estructura de formigó gegantina que s’havia d’aïllar completament per tal que, durant el període de latència, tot el que quedava a l'interior es mantingués en condicions d’emmagatzematge amb el màxim nivell de seguretat.

També es va procedir al desmuntatge de l’estructura exterior del calaix del reactor, aquella estructura tan voluminosa, així com al desmuntatge de la màquina de recàrrega situada a la part superior, que s’utilitzava per a la descàrrega del combustible.

Aquest tipus de centrals de grafit-gas són estructuralment molt diferents de les centrals que actualment estan en funcionament, que són les d’aigua a pressió i les d’aigua en ebullició. Per aquest motiu, cal destacar totes aquestes singularitats, que d’alguna manera van influir tant en la descàrrega del combustible com en el desmantellament de la central. La primera singularitat és la dimensió del calaix del reactor i dels components que hi ha a l'interior.

El calaix del reactor és una estructura de formigó armat de gairebé 50 metres d’alçada, amb uns 38 metres de diàmetre i uns gruixos que oscil·len entre els 4,75 i els 6 metres. A l’interior hi ha un apilament de grafit amb estructures hexagonals que, juntament amb el combustible ubicat als canals de combustible que travessen aquest apilament, constitueixen un total aproximat de 3.000 tones a l’interior del reactor en el moment inicial del desmantellament.

Els canals de combustible eren 3.072, amb un diàmetre d’uns 145 mil·límetres, una alçada de 10 metres i contenien 15 elements combustibles cadascun. Posteriorment, veurem una imatge de com eren aquests elements.

Pel que fa a les característiques del combustible, aquí es representa com era una barra de combustible nuclear d’urani natural. Aquesta barra estava situada a l’interior d’una camisa de grafit. La camisa de grafit era, bàsicament, una estructura que permetia a la màquina de càrrega i descàrrega agafar l’element, extreure’l, separar la part de l’element combustible que hi havia a l’interior i portar aquest combustible a la piscina de combustible gastat. La camisa de grafit, un cop separada, es transportava fins a les sitges i s’hi dipositava.

Per l’interior de la camisa era per on circulava el CO₂, que refrigerava l’element combustible. El combustible, d’urani natural, estava situat a l’interior d’una beina de magnesi, i a dins hi havia l’urani natural i una ànima, o nucli, de grafit.

En el moment inicial del desmantellament hi havia a l’interior del reactor un total de 43.628 elements combustibles. Per tant, va ser necessari preparar un pla de descàrrega específic, ja que aquests elements no es podien extreure de manera aleatòria. Calia seguir una seqüència adequada per evitar incidents de reactivitat amb el combustible que quedava dins del reactor i també per evitar problemes de refrigeració.

Si, per exemple, s’haguessin extret tots els 15 elements combustibles d’un mateix canal, la refrigeració existent en aquell moment hauria pogut provocar un bypass del flux refrigerant, deixant altres canals amb combustible sense el cabal necessari per garantir una refrigeració adequada. Els elements combustibles continuen emetent calor —cada vegada menys, però de manera persistent—, i per tant calia garantir l’evacuació constant d’aquesta calor residual durant totes les tasques de descàrrega del combustible i de desmantellament.

En el moment inicial, la quantitat de grafit present al reactor, sumant les camises i el grafit que s’havia anat dipositant a les sitges durant la vida operativa de la central, era de 187.351 camises, més dos elements addicionals: dos elements combustibles que estaven dipositats a les sitges a causa d’un incident ocorregut a l’inici de l’explotació de la central. En aquell moment, durant el procés de descamisat dels elements combustibles, la retirada de la camisa no es va fer correctament i, per error, es van dipositar dos elements combustibles sencers a les sitges.

Això, com veurem més endavant, va complicar considerablement tot el procediment de buidatge d’aquestes sitges de grafit.

El total de residus emmagatzemats a les sitges era de 1.128 tones, formades principalment per camises de grafit i cilindres de grafit. Aquests cilindres s’havien utilitzat en configuracions inicials del reactor per aplanar els fluxos neutrònics, actuant com a elements absorbents. A més, també hi havia els dos elements combustibles esmentats i altres bidons dipositats al llarg de l’operació.

També cal destacar la presència de la màquina de càrrega de combustible, la DPM, situada a la part superior de l’edifici del reactor, així com l’edifici de combustible i piscines. Aquest edifici de combustible era un edifici pont que connectava la màquina de descàrrega amb les piscines: els elements descarregats baixaven per aquest edifici i es dipositaven a les piscines de combustible gastat.

Com a elements singulars del conjunt, cal remarcar l’enorme estructura exterior de protecció atmosfèrica del reactor. Una altra singularitat important del desmantellament va ser el condicionament de les resines i zeolites presents a l’estació de tractament de residus i d’efluents líquids utilitzats durant l’operació de la central.

Aquestes són algunes de les singularitats principals que després explicarem amb més detall, tot descrivint com es van anar gestionant al llarg del procés de desmantellament.

La primera part del desmantellament va consistir a extreure tots els elements combustibles que hi havia dins del nucli del reactor i evacuar-los, en primer lloc, cap a les piscines de la mateixa central i, posteriorment, transportar-los fins a la planta de reprocessament situada a França per fer-hi el tractament del combustible.

Els elements combustibles d’aquest tipus de central presentaven una limitació important que no tenen, per exemple, els elements combustibles de les centrals d’aigua a pressió. A causa del tipus de beina que incorporaven, el temps màxim recomanat de permanència en aigua era de dos anys. A més, no es podien transportar en sec, com es fa habitualment amb els elements combustibles dels reactors d’aigua a pressió, mitjançant contenidors tipus dry cask.

Per aquest motiu, els elements s’havien d’evacuar necessàriament a les piscines i, des d’allí, transportar-los a França. Durant tot el període de manipulació del combustible, aquests elements no podien romandre més de dos anys submergits en aigua. Això va obligar a planificar amb molt de detall tot el procés de buidatge del reactor per evitar que el combustible superés aquest límit temporal dins les piscines.

França és un dels pocs països on es pot dur a terme el reprocessament del combustible nuclear. El que s’hi fa, bàsicament, és retirar les parts activades del combustible que encara contenen material físsil, principalment plutoni i isòtops de l’urani, amb l’objectiu de reduir sobretot el volum final de residus. Els materials que no es reaprofiten es vitrifiquen mitjançant un procés en què els residus radioactius resultants s’incorporen a una matriu sòlida de vidre i, posteriorment, s’introdueixen dins d’un contenidor metàl·lic per al seu emmagatzematge i transport.

Els transports de combustible cap a França, concretament cap a la planta de La Hague, es van finalitzar l'octubre de 1994. En aquell moment, el nucli del reactor va quedar completament lliure d’elements combustibles.

Un cop extret tot el combustible, es va poder procedir al desmuntatge de la màquina situada a la part superior del reactor. Es tractava d’una màquina molt voluminosa, la DPM, que era l’encarregada de manipular els elements combustibles i transportar-los fins a les piscines. El desmantellament d’aquesta màquina va permetre reduir considerablement el volum de tota l’estructura superior associada al reactor.

Una altra part important d’aquesta fase 1 va consistir en el recondicionament de les resines que s’havien anat acumulant durant l’operació de la central. Aquestes resines formaven part del sistema de filtratge de l’aigua de les piscines de combustible i servien principalment per retenir el cesi, un element radioactiu, evitant-ne l’alliberament a l’exterior.

Durant la vida operativa de la central, aquestes resines s’havien acumulat en dues fosses independents. El procediment per evacuar-les va consistir a homogeneïtzar-les amb aigua per diluir-les parcialment i facilitar-ne la manipulació. Posteriorment, es van tractar mitjançant una planta mòbil de cimentació construïda per Equipos Nucleares, i finalment es van encapsular en bidons de 220 litres.

Aquests bidons van ser evacuats posteriorment cap al centre d’emmagatzematge que ENRESA té a El Cabril. En total, es van evacuar 34 metres cúbics de resines, que van generar 670 bidons de 220 litres cadascun. A partir de l’any 1994, es va procedir a la seva retirada cap a El Cabril i, un cop finalitzat aquest procés, la planta de condicionament va poder ser desmantellada.

Durant aquesta mateixa fase 1, la Direcció General de l’Energia del Ministeri d’Indústria va requerir, l’any 1991, a IFRENSA que preparés les operacions d’extracció, segregació i precondicionament dels residus continguts a les sitges de grafit. En un primer moment, IFRENSA va intentar traspassar aquesta responsabilitat a ENRESA, però aquesta ho va rebutjar, argumentant que es tractava de residus procedents majoritàriament de l’operació normal de la central.

Tot i que una part dels residus s’havien generat després de la parada definitiva, una fracció molt important provenia clarament de l’etapa operativa. Finalment, IFRENSA va assumir el projecte de buidatge de les sitges de grafit per deixar-les preparades perquè, en la fase 2, ENRESA pogués fer-se càrrec de la seva descontaminació.

Aquest projecte es va encarregar a un consorci format per Equipos Nucleares i la companyia francesa Framatome, amb un pressupost de 132 milions d’euros. El buidatge de les sitges de grafit va ser el projecte més complex de tota la fase 1 del desmantellament.

Les sitges de grafit eren tres pous en què s’hi havien anat dipositant totes les columnes de grafit sense cap ordre específic: simplement es llençaven a l’interior. Això feia que el grafit es trenqués i s’hagués de recollir, extreure, compactar i triturar, ja que, si no, ocupava un volum molt elevat. Posteriorment, calia introduir-lo en contenidors de grans dimensions, preparats per ser dipositats en un magatzem controlat fins que la seva activitat radioactiva decaigués.

Per dur a terme aquest procés, es van haver de construir dos tallers: un taller d’extracció, situat a la MED, i un taller de tractament, ubicat a l’ATC. El taller d’extracció disposava bàsicament d’un sistema de manipulació a distància per anar recuperant les camises de grafit, amb la precaució afegida que a la sitja 1 hi havia dos elements combustibles.

Aquesta part es va deixar per al final. Primer es van buidar les altres sitges, on no hi havia aquest risc, cosa que va permetre provar i posar a punt tots els tallers d’extracció i preparació del grafit.

El segon taller era el destinat al tractament del grafit i a la seva preparació per a l’emmagatzematge en contenidors. Inicialment, hi havia una cel·la de descàrrega on es feia la separació dels diferents materials. El grafit incorporava, a la seva part inferior, uns elements metàl·lics —filaments— que servien per subjectar l’element combustible a la camisa de grafit, cosa que permet la manipulació conjunta de tot el conjunt.

Aquests elements metàl·lics s’havien de separar, ja que presentaven un nivell de radioactivitat molt més elevat que les camises de grafit, a causa de la seva activació neutrònica. Per aquest motiu, era imprescindible fer-ne una segregació específica abans de l’emmagatzematge final.

També hi havia altres elements que actuaven com a absorbents, i tot aquest material s’havia de separar, ja que els requisits d’emmagatzematge eren diferents. Aquesta separació es feia en el taller corresponent, on el material es classificava en tres fluxos diferents, és a dir, en tres tipus de contenidors.

D’una banda, hi havia el contenidor CMU, destinat al grafit, que contenia les camises de grafit triturades. D’altra banda, el contenidor CBU, on s’introduïen les partícules metàl·liques i els elements absorbents. Finalment, els contenidors C2 recollien plàstics, bidons i altres residus diversos, inclosos alguns materials de bari que es trobaven a l’interior de les sitges.

Tot aquest material es va traslladar a un magatzem temporal construït en un antic taller mecànic, on es van dipositar tots aquests contenidors. En total, es van emmagatzemar 230 contenidors de camises de grafit, 74 de materials metàl·lics, 18 d’absorbents i 4 de residus de bari.

Un cas particular va ser el de la sitja número 1, en la qual s’havien dipositat dos elements combustibles irradiats, però no se sabia exactament on es trobaven ni com localitzar-los. Quan posteriorment es mostren les fotografies, es poden apreciar les dimensions: estem parlant d’elements combustibles relativament petits dins d’unes sitges enormes i amb una gran quantitat de grafit acumulat.

Aquests dos elements combustibles s’havien dipositat per error a l’inici de l’operació de la central. La central va començar a funcionar l’any 1972 i els elements es van dipositar l’any 1973. Posteriorment, quan es va detectar la presència d’aquests elements, la sitja es va clausurar parcialment, es va continuar utilitzant durant un temps, però finalment es va segellar i es va procedir a buidar la sitja número 2 i una tercera sitja que inicialment no estava prevista i que també es va utilitzar per al dipòsit de grafit.

Per tant, abans d’enviar el material al procés de tractament, calia localitzar aquests dos elements combustibles per evitar manipular-los de manera inadequada o provocar-ne danys. Aquests elements s’havien de manipular en una cel·la calenta situada a l’edifici de piscines i, posteriorment, transportar-los a la planta de reprocessament, ja que no es podien enviar juntament amb els elements combustibles normals que s’havien descarregat del nucli del reactor.

Inicialment, es va preveure un sistema d’identificació basat en la mesura de l’activitat radioactiva i en l’anàlisi dels espectres de radiació, per detectar la presència de determinats radionúclids. No obstant això, aquest sistema no oferia prou garanties per identificar amb precisió la ubicació exacta dels dos elements combustibles dins de la sitja.

Finalment, el mètode que es va utilitzar per diferenciar aquests dos elements combustibles dels absorbents va aprofitar el fet que els absorbents eren elements de naturalesa fèrrica. Tot i que físicament eren molt similars als elements combustibles, podien ser clarament identificats mitjançant imants, ja que eren atrets pel seu contingut metàl·lic, mentre que els elements combustibles no ho eren.

D’aquesta manera, es van poder identificar finalment els dos elements combustibles. El primer es va trobar en bon estat, mantenint la seva integritat física. Es va recuperar, es va col·locar en un estoig específic i es va traslladar a la cel·la calenta, on es va manipular i preparar per al seu transport.

El segon element combustible, en canvi, es va trobar en un estat força deteriorat, amb la beina de magnesi pràcticament desapareguda. Aquesta beina de magnesi era la que contenia l’urani natural a l'interior. En conseqüència, l’urani es trobava ja en forma oxidada i degradada. Aquest element també es va manipular mitjançant un mecanisme dissenyat específicament per a aquest cas, es va traslladar a la cel·la de manipulació en calent, es va encapsular en un estoig especial i es va enviar igualment a la planta de reprocessament.

Un cop retirats aquests dos elements de la sitja número 1, es va poder finalitzar el buidatge de totes les camises de grafit que contenia, i el buidatge complet de les sitges es va donar per finalitzat el desembre de l’any 1997.

Fase 2 del desmantellament

A partir d’aquest moment, ENRESA, d’acord amb la definició del desmantellament establerta pel Ministeri d’Indústria, va poder dur a terme el que s’anomena la transferència de titularitat. És a dir, a començaments de l’any 1998, ENRESA va passar a ser la titular de les instal·lacions i va assumir la responsabilitat de les fases posteriors de desmantellament i de descontaminació dels diferents edificis de la central.

Aquest model existent a l’Estat espanyol, basat en una empresa pública específica per a la gestió del desmantellament i dels residus radioactius, és un model mixt i diferent del que s’aplica en altres països, que posteriorment comentarem breument. També explicarem l’estructura d’ENRESA, la manera com es va constituir, com es finança i quines són les funcions que té encomanades.

A partir de l’any 1998, ENRESA va desplegar un pla de treball basat en una seqüència d’activitats, entre les quals una de les més importants va ser la neteja i descontaminació de les sitges. Tot i que les tres sitges de grafit ja estaven buides, continuaven contaminades i, per tant, abans de poder-les declarar zones desclassificades, calia dur a terme les tasques de descontaminació corresponents.

Una altra actuació rellevant dins d’aquest pla va ser el confinament del calaix del reactor.

Aquesta fase també va incloure el muntatge d’una nova estructura de protecció contra la intempèrie, molt més reduïda —aproximadament un 75 % menys volum que l’estructura original—, i el desmuntatge de l’estructura exterior existent. Aquests dos processos s’havien de dur a terme en paral·lel: d’una banda, el desmantellament de l’estructura antiga i, de l’altra, el muntatge de la nova protecció.

Al mateix temps, calia aïllar les 1.700 penetracions d’entrada i sortida del calaix del reactor per deixar-lo completament aïllat de cara al període de latència posterior. També s’havia de procedir a la descontaminació, el desmuntatge i la demolició de l’edifici de combustible irradiat.

Un cop buidat l’edifici de piscines de tots els elements combustibles, es va poder iniciar el seu desmantellament, tant de l’àrea de piscines com de la cel·la on s’havien realitzat els treballs d’encapsulament i preparació per a l’enviament a França dels dos elements combustibles danyats.

Així mateix, es va dur a terme l’enderroc dels edificis convencionals, com ara l’edifici administratiu, la central auxiliar i la instal·lació de tractament d’efluents líquids. En aquest darrer cas, tot i que els efluents ja havien estat evacuats, l’estructura de l’edifici encara s’havia de descontaminar i desmantellar. També es van desmantellar els tallers on s’havia condicionat i tractat el grafit abans del seu emmagatzematge en contenidors dins del recinte de la central.

Tots aquests treballs es van donar per finalitzats l’any 2003. És a dir, durant aquests cinc anys, ENRESA va executar de manera continuada aquesta sèrie d’actuacions de desmantellament.

Com a resultat del procediment de desmantellament i de desclassificació de materials dut a terme durant aquest període, es van generar 11.736 tones de materials amb activitat radiològica. Es tractava de canonades, turbosoplants i altres components de la central que havien estat en contacte amb materials radioactius i que, per tant, havien de ser caracteritzats radiològicament i, si calia, descontaminats abans de poder ser evacuats fora de l’emplaçament.

D’aquest total, 1.763 tones es van classificar com a residus radioactius de baixa i mitjana activitat i es van enviar al centre d’emmagatzematge d’El Cabril mitjançant 180 expedicions realitzades entre els anys 1998 i 2003. Els residus es van transportar en bidons degudament condicionats fins a aquest centre, situat a la província de Còrdova, que és l’únic magatzem de residus de baixa i mitjana activitat existent a l’Estat espanyol.

La resta del material es va poder desclassificar radiològicament i, un cop declarat no contaminat, una part es va destinar al reciclatge i una altra es va enviar a plantes d’eliminació convencionals. Aquest procés va generar un total de 7.894 tones de ferralla.

Addicionalment, el desmantellament dels edificis convencionals, com l’edifici administratiu i altres estructures d’obra civil, va generar aproximadament 77.000 tones de formigó. En principi, aquest formigó no estava contaminat, ja que procedia d’edificis convencionals, i es va poder reutilitzar per a la restauració dels mateixos terrenys de l’emplaçament. Per exemple, tota la zona on anteriorment hi havia les turbines, l’alternador i els components associats es va reomplir amb aquest formigó reciclat un cop buidada d’instal·lacions.

A continuació, passarem a la presentació d’imatges, on podrem veure diverses fotografies dels processos de desmantellament corresponents a les fases 1 i 2 que hem estat explicant.

En la figura 3 podem veure com s’estava retirant l’estructura externa del reactor i en la figura 4 com ha quedat avui en dia, amb una doble reixa de seguretat. A la part superior de l’edifici hi ha una terrassa que es pot visitar.

Figura 3. Reactor de la central

Figura 4. Edifici actual de l’antiga central

A la figura 5 es pot veure la part inferior del reactor, la denominada cava del reactor, que el dia de l’incendi es va inundar parcialment. Actualment, una part d’aquest espai s’ha habilitat com a zona expositiva amb materials procedents del desmantellament.

Figura 5. Cava del reactor

Aquesta zona inferior, amb aquests pilars, és la que suporta tota l’estructura del reactor. Els pilars segueixen una disposició hexagonal i sostenen l’enorme estructura superior del reactor, que es manté completament aïllada. Totes les penetracions que hi havia s’han segellat per evitar fuites cap a l’exterior i el deteriorament dels elements que encara es conserven a l’interior.

A tall de curiositat, cal destacar que la central, poc abans del seu tancament, va construir un simulador de control. Fins aquell moment no en disposaven i els operadors havien de desplaçar-se a França per formar-se. Un dels requisits que se’ls va fer va ser construir un simulador in situ per a la formació dels nous operadors. Aquest simulador es va construir cap a l’any 1987 (figura 6).

Figura 6. Simulador de control

Estava ubicat a l’edifici administratiu i, en desmantellar-se aquest edifici, es va retirar i provisionalment s’ha col·locat a la part inferior de l’emplaçament, a l’espera de trobar-li una ubicació definitiva. Es va contactar amb el Museu de la Ciència i la Tècnica de Catalunya, però finalment no el van incorporar. Seria una llàstima que es perdés, ja que constitueix un testimoni històric molt valuós: una rèplica fidel dels panells d’instrumentació de la central.

Aquestes eren les finestres emplomades que s’utilitzaven per manipular els elements combustibles des de l’edifici de combustible (figura 7). Permetien protegir els operadors de la radiació durant les operacions. Posteriorment, aquestes finestres es van reutilitzar i es van col·locar aquí, ja que a la part posterior és on s’han emmagatzemat tots els contenidors que actualment contenen el grafit.

Figura 7. Finestra emplomada.

Això que veiem aquí és una rèplica d’un contenidor de grafit (figura 8). S’hi ha fet una finestra perquè es pugui observar l’interior, però en realitat els contenidors són completament opacs. A l’interior hi ha el grafit triturat i condicionat.

Figura 8. Rèplica d’un contenidor de grafit.

Això que observem (figura 9) és una rèplica d’un element combustible nou, sense irradiar, juntament amb la seva camisa de grafit. A l’interior de la camisa hi havia la beina del combustible. Aquesta part de color daurat correspon a l’urani natural, en forma d’òxid d’urani. Al seu nucli, al seu “cor”, hi havia una ànima de grafit.

Figura 9. Rèplica d’element de combustible nou.

Pel centre de l’element circulava el gas refrigerant, el CO₂. A la part inferior es poden apreciar uns fils metàl·lics, que eren els que permetien subjectar l’element combustible a la seva camisa de grafit. Quan la màquina de càrrega, amb les seves pinces, agafava el grafit per aquestes ranures, aixecava tot el conjunt i extreia l’element complet. Un cop a les piscines, es retirava l’element combustible, que era el que quedava emmagatzemat sota aigua, mentre que les camises de grafit es conduïen cap a les sitges d’emmagatzematge.

Aquestes camises de grafit, amb els seus elements combustibles associats, s’organitzaven en conjunts de 15 elements, que constituïen un canal combustible. Aquests canals estaven inserits dins d’una gran estructura de grafit, que és la que ha quedat a l’interior del reactor. Es tracta d’un apilament hexagonal de gairebé 3.000 tones de grafit, que sustentava tant els elements combustibles com les seves camises.

Aquesta peça (figura 10) és una curiositat històrica: una bobina magnètica de memòria de la màquina que realitzava el comandament i control de la central. Data dels anys seixanta i, per tant, és una autèntica peça de museu que mostra la tecnologia informàtica de l’època.

Figura 10. Bobina magnètica de memòria.

Aquesta imatge (figura 11) correspon a una sitja un cop descontaminada. Quan es van buidar completament de les camises de grafit, el formigó armat de l’interior estava contaminat amb pols de grafit. Per aquest motiu, es va haver de procedir a la seva descontaminació, retirant capes de material contaminat fins que es va poder declarar la zona com a convencional.

Figura 11. Sitja del reactor

Aquesta altra imatge mostra les turbosoplants (figura 12). N’hi havia quatre en total, repartides per tot l’emplaçament.

Figura 12. Turbosoplants

Encara avui en dia queden els intercanviadors de calor, por on circulava l’aigua, s’escalfava, es transformava en vapor i sortia cap a les turbines. Tots aquests canviadors de calor continuen a l’interior i són estructures metàl·liques que, en el seu moment, hauran de ser desmantellades, en el que constituirà la fase 3 del desmantellament.

Costos de desmantellament

Tornant a la presentació, parlarem breument dels costos. Tot i que la informació disponible és limitada, se’n pot extreure alguna dada rellevant. A Espanya, l’organisme encarregat tant del desmantellament de les centrals nuclears com de la gestió dels residus radioactius és ENRESA. Aquesta entitat s’ocupa dels residus de baixa, mitjana i alta activitat, inclosos els que provenen del reprocessament del combustible.

ENRESA es va constituir l’any 1984 mitjançant una llei específica de creació. És una empresa estatal, amb capital públic, vinculada a l’Estat a través de les estructures empresarials públiques, i és l’única responsable d’aquestes activitats a tot el territori espanyol.

La llei de creació d’ENRESA ja la va dotar d’un fons específic de finançament destinat a cobrir les activitats derivades dels Plans Generals de Residus Radioactius (PGRR). Actualment, ens trobem en el setè Pla General de Residus Radioactius.

Per poder fer front tant al desmantellament de les centrals nuclears com al tractament i gestió dels residus radioactius, es va establir una taxa específica, coneguda com la taxa ENRESA. Aquesta taxa és abonada pels productors d’energia nuclear en funció de la seva producció elèctrica. En l’actualitat, aquesta taxa és de 10,36 euros per megawatt hora produït.

Existeix també una taxa per serveis associada a les instal·lacions radioactives, però aquesta representa una part molt reduïda del total d’ingressos i té un pes pràcticament irrellevant en el conjunt del sistema de finançament.

Durant molts anys, ENRESA va actuar principalment com un organisme recaptador de fons, sense aplicar-los de manera significativa, ja que encara no s’havien iniciat els grans projectes de desmantellament. Durant aquest període, els fons recaptats es van invertir amb l’objectiu d’obtenir rendiments financers, que avui dia constitueixen una part molt rellevant dels ingressos anuals.

A més, hi ha una petita aportació procedent dels peatges d’accés a la xarxa elèctrica, especialment vinculada a les centrals més antigues, tot i que aquest concepte té un pes menor.

Com a exemple concret, a finals de l’any 2024, segons la memòria anual publicada per ENRESA, el fons acumulat presentava un saldo positiu de 8.677 milions d’euros. Durant aquell mateix any:

• Es van gastar 263 milions d’euros en activitats de desmantellament i condicionament de residus.
• Es van registrar ingressos totals de 936 milions d’euros, dels quals:
  • 508 milions d’euros (més del 50%) provenien de la taxa ENRESA.
  • 437 milions d’euros corresponien a ingressos financers derivats de la inversió dels fons acumulats.

Cal destacar que el debat sobre la parada definitiva de les centrals nuclears actualment en funcionament té un impacte directe i molt significatiu sobre aquest sistema de finançament. Si no hi ha producció d’energia nuclear, no hi ha ingressos procedents de la taxa, i això compromet la capacitat futura d’ENRESA per finançar les seves activitats.

Per aquest motiu, quan els titulars de les centrals van sol·licitar l’allargament de la vida útil de les instal·lacions en funcionament —entre cinc i deu anys més— també van demanar la reducció o eliminació de la taxa ENRESA, argumentant que disposarien de més temps per continuar alimentant el fons. Avui en dia, ni l’allargament de la vida útil ni la rebaixa de la taxa han estat aprovats, de manera que el sistema de finançament continua amb la seva dinàmica actual.

Pel que fa als costos específics del desmantellament de la central, l’any 1994 ENRESA va elaborar una primera estimació del cost total associat a la fase 2, la fase de latència i la fase final de desmantellament. Aquesta estimació era de 325 milions d’euros.

• Per a la fase 2 (la fase activa de desmantellament, amb una durada prevista de cinc anys), el pressupost inicial era de 72 milions d’euros.
• Finalment, aquesta fase es va executar amb un cost aproximat de 95 milions d’euros i es va completar l’any 2003.
• L’estimació inicial de 1994 per a la fase 3 era de 255 milions d’euros, sense incloure encara determinats costos associats a l’emmagatzematge definitiu.

A banda d’això, cal afegir el cost de l’emmagatzematge del combustible nuclear a França. Segons diverses fonts, aquest cost s’estima entre 800 i 1.000 milions d’euros fins a l’any 2025. Una part d’aquest import correspon a penalitzacions per no haver retornat encara aquests residus a Espanya, i es preveu que una part d’aquests costos es pugui recuperar quan els residus vitrificats retornin definitivament al país.

Fase de latència

Finalment, pel que fa a la fase de latència, aquesta va començar l’any 2003, un cop finalitzat el desmantellament de la fase 2, i s’estendrà fins a l’any 2030. En total, tindrà una durada d’uns 27 anys.

L’objectiu principal d’aquesta fase és permetre la disminució natural de la radioactivitat de les estructures internes del reactor, de manera que, quan es procedeixi al seu desmantellament final, les dosis de radiació siguin prou baixes per treballar amb seguretat.

Aquesta fase també inclou:

• La vigilància i el manteniment continu de l’interior del reactor.
• La presa de mostres i la realització de proves d’estanqueïtat.
• El control de l’estabilitat estructural i de l’estat del formigó.
• La verificació que no es produeixi deteriorament de les armadures ni de les estructures internes.

En definitiva, es tracta d’un sistema complet de vigilància per garantir que tot allò que ha quedat a l’interior del reactor es manté en condicions segures.

Finalment, cal assenyalar que l’emmagatzematge provisional de residus radioactius previst per al seu enviament al centre d’El Cabril s’ha de buidar, i aquest procés està programat per als anys 2026 i 2027.

També durant aquesta fase, ENRESA ha de preparar el desmantellament total de nivell 3. Aquest desmantellament presenta condicionants i dificultats molt importants, entre les quals destaca especialment la gestió de les aproximadament 4.000 tones de grafit que encara romanen tant a l’interior del reactor com al magatzem on s’ha dipositat el grafit ja triturat. Avui en dia no existeix una estratègia de tractament definitivament definida per a aquest grafit, i aquest fet constitueix un dels principals reptes tècnics del projecte. Paral·lelament, caldrà disposar d’un inventari detallat de tot el que resta dins del calaix del reactor.

Les magnituds associades a aquesta fase són molt rellevants. L’estructura del calaix del reactor conté aproximadament 157.000 tones de formigó, mentre que els components metàl·lics interns representen unes 6.000 tones addicionals. Per tant, la fase 3 és d’unes proporcions realment gegantines, tant des del punt de vista tècnic com logístic.

El problema del grafit radioactiu no és exclusiu de la central de Vandellòs I, sinó que és compartit per totes les centrals del tipus grafit-gas, que es van desenvolupar principalment a França i al Regne Unit, i en menor mesura a Rússia. En conjunt, aquest tipus de reactors han generat unes 60.000 tones de grafit irradiat que actualment es troben pendents d’una solució definitiva.

El grafit s’utilitzava com a moderador i reflector de neutrons i formava part del nucli del reactor, de manera que va estar sotmès a un flux neutrònic molt elevat durant tota la vida operativa de la central. Aquest flux va activar no només el carboni propi del grafit, sinó també les impureses presents, malgrat que es tractava de grafit de qualitat nuclear. Entre aquestes impureses hi havia nitrogen, silici, sofre, calci i ferro, que sota irradiació van donar lloc a radionúclids com el triti, el carboni-14, el clor-36 i el cobalt-60.

Aquestes característiques fan que el grafit no pugui ser considerat un residu de baixa o mitjana activitat convencional i, per tant, no pugui ser evacuat directament a un magatzem com el d’El Cabril. En el cas del cobalt-60, atès que ja han passat més de deu anys des de l’aturada de la central, s’ha produït un decaïment significatiu de la seva activitat. No obstant això, aquest decaïment no es produeix amb altres radionúclids de vida llarga, com el carboni-14 o el clor-36.

Per a l’emmagatzematge definitiu del grafit, serà necessari disposar d’un mapa detallat del contingut radioactiu i avaluar la possible mobilització dels radionúclids, és a dir, la possibilitat que siguin arrossegats per líquids cap a l’exterior. Si aquest risc existeix, caldrà implementar tractaments específics del grafit abans del seu confinament definitiu.

Actualment, s’estan investigant diverses estratègies de tractament, però cap d’elles no s’ha consolidat encara com a solució definitiva. Entre aquestes opcions hi ha la reducció addicional del volum mitjançant trituració i compactació, incloent-hi processos per via humida; la descontaminació química per extreure radionúclids, especialment el triti; la incineració del grafit amb posterior condicionament de les cendres; i el recobriment metàl·lic del grafit mitjançant processos de deposició iònica, una alternativa encara molt experimental i amb una eficàcia no demostrada a escala industrial. En conjunt, totes aquestes opcions presenten dificultats tècniques importants i, avui dia, no hi ha una solució clara i acceptada.

Pel que fa a la fase 3, ENRESA no ha definit encara l’estratègia final. Es contemplen bàsicament dues possibilitats. La primera seria procedir al desmantellament complet del calaix del reactor i de totes les estructures internes per alliberar totalment l’emplaçament. La segona opció seria establir un nou període de latència, encara més llarg, de l’ordre de 50 anys, per permetre un decaïment radiològic addicional de les estructures internes i facilitar-ne el desmantellament posterior.

En qualsevol dels dos casos, s’està preparant un magatzem temporal per rebre els contenidors de residus vitrificats procedents del reprocessament del combustible. Atès que a l’Estat espanyol encara no s’ha definit un magatzem centralitzat definitiu per a aquests residus, és previsible que aquests contenidors s’ubiquin temporalment al mateix emplaçament de Vandellòs I. Tot plegat posa de manifest que l’alliberament total de l’emplaçament és un repte que es projecta clarament a llarg termini.

A l’Estat espanyol ja existeixen altres experiències de desmantellament nuclear que permeten establir comparacions. Un cas destacat és el de José Cabrera, una central d’aigua a pressió de 180 MW que es va aturar l’any 2006. El desmantellament es va iniciar el 2010 i actualment la central ha estat completament desmantellada, incloent-hi el reactor i totes les estructures internes. En aquest cas, el procés es va poder dur a terme majoritàriament mitjançant treballs sota aigua, cosa que va permetre reduir significativament les dosis radiològiques als operaris. Aquest fet va ser possible perquè aquest tipus de reactors ja estaven dissenyats per manipular el combustible sota aigua, a diferència del cas de Vandellòs I.

Un altre exemple és el de Santa María de Garoña, una central d’aigua en ebullició de 400 MW que es va aturar l’any 2013. El desmantellament es va iniciar el 2023 i s’ha estructurat en dues fases. La primera, que s’estén fins al 2026, inclou la retirada del combustible i el desmantellament dels equips de turbines. La segona fase, prevista amb una durada aproximada de set anys, inclourà el desmantellament del reactor, la descontaminació dels circuits i la demolició dels edificis. El cost estimat total del desmantellament de Garoña és d’uns 475 milions d’euros, una xifra que posa en context la complexitat i l’abast econòmic d’aquest tipus de projectes.

St. Laurant des Eaux era la central de referència de Vandellòs, a França, malgrat que van desenvolupar aquesta tecnologia, pel que fa al desmantellament s’han quedat enrere i, van ajornar-lo: van descarregar el combustible i van desmantellar parts convencionals, però, per exemple, encara no han escomès el buidatge dels cilindres de grafit; les sitges de grafit encara contenen el grafit.

Es preveu el desmantellament del reactor al cap de 25 anys des de la seva aturada, fins a un total de 50 anys. Vull dir que pràcticament no han fet res, o molt poca cosa, pel buidatge del reactor.

Un cas paradigmàtic és el de la central nuclear americana de Fort St. Vrain, que era una central també d’aquest tipus, malgrat que era més petita, quasi la meitat —una mica més de 330 megawatts elèctrics—. Es va aturar definitivament per motius de costos l’any 1989, ja que no era rendible, i es va lliurar l’emplaçament totalment. Tot el combustible es va emmagatzemar en un dipòsit el 1997.

Això vol dir que tota aquella estructura interna que hem vist en el cas de Vandellòs, que és complicada de desmantellar, amb el cas de Fort St. Vrain, situada a l’estat de Colorado, es va desmuntar totalment amb uns treballs espectaculars. Van trossejar l’estructura de formigó del calaix en nou segments i la van evacuar. També tots els elements interiors metàl·lics, com els circuladors d’heli (allà no hi havia hídric carbònic, sinó que feien circular heli) i els generadors de vapor, es van trossejar, manipular sota aigua i evacuar. Finalment, es va tallar tota la part inferior del nucli del reactor i es va desmuntar tota la part de formigó pretensat, alliberant completament l’emplaçament.

Hi va haver un parell d’anys de vigilància radiològica i descontaminació total, però l’any 1997 es va aconseguir que tot l’emplaçament quedés lliure. Actualment, hi ha una o dues centrals de gas funcionant en el mateix emplaçament, amb el mateix propietari que la central original.

Epíleg

Per acabar la presentació, justament fa uns 15 dies va haver-hi un reconeixement públic als treballadors de la central de Vandellòs, i el passat 5 de febrer se’ls va concedir la medalla al mèrit de la protecció civil per la seva actuació durant la nit de l’incendi. Aquesta condecoració l’atorga el govern central.

Hi van assistir representants de Protecció Civil, de la Guàrdia Civil, militars i bombers, i entremig hi havia tres persones que aquella nit van estar a la central nuclear. Cal destacar que van haver de passar 36 anys per reconèixer l’actuació meritòria d’aquestes persones, que es van jugar la vida aquella nit.

Una última reflexió: des de l’any 1966, quan es va constituir França, i el 1972, quan es va començar a operar la central, fins avui han passat 60 anys, i potser encara falten 40 anys més perquè l’emplaçament de Vandellòs I s’alliberi de qualsevol residu radioactiu, sense comptar el combustible gastat, que continuarà en algun lloc, sigui a l’emplaçament mateix o en un altre dipòsit.

El combustible reprocessat té períodes molt més llargs d’emmagatzematge. Per tant, la reflexió que cal fer és: és aquest un model sostenible i èticament vàlid com a font de producció d’energia elèctrica per a futures generacions? Deixo aquí la pregunta.

Col·loqui

Quines propietat químiques i físiques tenen el magnesi per barrejar-lo amb l’alumini i omplir els cartutxos?
Els elements combustibles a les centrals tradicionals d'aigua són unes vaines de component metàl·lic. En canvi, a les centrals de grafit gas era una aleació de magnesi que era la que es va trobar en aquell moment més adequada. Avui en dia és una tecnologia ja en desús.

Quina era la protecció dels operaris que van portar a terme tota aquesta manipulació d’aquest material tan contaminant?
La protecció radiològica es produïa per la distància i amb uns manipuladors, amb una mena de perxes que manipulaven a distància el grafit. El grafit no tenia una activitat molt elevada; el problema eren els dos elements combustibles que hi havia allà dintre, i aquests sí que picaven.

Com és que el desmantellament de la central americana va ser molt més ràpida que la de Vandellós 1?
Aquí Enresa és l’empresa nacional que es fa càrrec del desmantellament. Als Estats Units són els explotadors els que han de vetllar per desmantellar les seves instal·lacions, i en el cas d’aquesta, si alliberen l’emplaçament poden ubicar-hi un altre tipus de central. Per tant, hi havia un incentiu per part de l’explotador per fer-ho ràpid. No obstant això, era una central molt petita i els gruixos de formigó que van haver de tallar no eren tan grans, tot i que molts eren macrossos. També van haver de protegir els operadors amb distància i blindatge, com l’aigua inundant parts del reactor.

 Conferència de l'Astronòmica de Sabadell. Àngels Ramos, 25 de febrer de 2026.

---

Us parlaré de les estrelles de neutrons i de com ens permeten aprendre sobre aspectes de la física nuclear i de la física de partícules.

Una mica d’història

Primer començarem amb una mica d’història. Les estrelles de neutrons van ser predites el 1934 per Walter Baade i Fritz Zwicky. Van predir que les estrelles de neutrons haurien de néixer en explosions de supernova. En aquella època només es coneixien unes estrelles molt brillants anomenades noves, i ells van proposar que també existien altres explosions molt més lluminoses, fins i tot d’origen extragalàctic: les supernoves. Després de l’explosió, el romanent podria ser una nana blanca o bé una estrella de neutrons.

Com que les supernoves són entorns molt calents, es va pensar que aquestes estrelles de neutrons es podrien observar en raigs X. Però va haver de passar molt temps fins que es van observar el 1967, i curiosament no es van observar amb raigs X sinó amb ones de ràdio.

La descoberta la va fer Jocelyn Bell Burnell, estudiant de doctorat a la University of Cambridge (figura 1). En les seves observacions de radioastronomia va detectar unes ràfegues de senyal de ràdio espaiades molt regularment, l’origen de les quals no s’entenia. Van intentar descartar interferències terrestres, però el senyal persistia. Fins i tot van bromejar amb la idea que podia ser un senyal de vida alienígena i el van anomenar LGM (“Little Green Men”, petits homenets verds). Però Bell va ser molt persistent i va continuar analitzant les dades fins que es va confirmar que el senyal provenia d’estrelles de neutrons que giraven molt ràpidament: els púlsars.

Figura 1. Jocelyn Bell y el senyal del primer púlsar

Malauradament, el Premi Nobel del 1974 es va concedir a Martin Ryle i Antony Hewish. Hewish era el cap de l’equip on treballava Bell, i Ryle va ser reconegut per les seves observacions i desenvolupaments en radioastronomia. Hewish va rebre el premi pel seu paper decisiu en el descobriment dels púlsars. Tot i que la persona que va determinar que aquell senyal tan feble era degut a un fenomen físic real —les estrelles de neutrons— va ser l’estudiant de doctorat, ella no va rebre el Premi Nobel.

Aquí us mostro el diagrama de Ejnar Hertzsprung–Henry Norris Russell (figura 2). És una manera de classificar les estrelles segons les seves propietats físiques. És un gràfic que permet entendre com neixen, com viuen i com moren. Essencialment, el que veiem és la lluminositat a l’eix vertical i la temperatura superficial a l’eix horitzontal. A l’esquerra hi ha les temperatures més altes, i a la part superior, les lluminositats més grans. Per tant, aquí hi trobem les estrelles més massives, mentre que les menys massives es situen en una altra regió del diagrama.

Figura 2. Diagrama HR

L’evolució d’una estrella es pot dibuixar com una trajectòria en aquest diagrama, i aproximadament el 90 % de les estrelles es troben a la seqüència principal. El Sol és una d’aquestes estrelles. Són estrelles que estan cremant hidrogen al seu interior.

Les estrelles tenen molta massa, i l’atracció gravitatòria tendeix a comprimir aquesta massa. Aquesta compressió es contraresta amb l’energia alliberada per les reaccions nuclears. En el cas de les estrelles de la seqüència principal, com el Sol, s’està cremant hidrogen per generar heli. Aquesta combustió nuclear produeix una pressió cap enfora que equilibra l’atracció gravitatòria.

D’aquí a uns milers de milions d’anys, el Sol esgotarà l’hidrogen del nucli, passarà a cremar heli i evolucionarà cap a la regió de les gegants vermelles. Finalment, acabarà morint com una nana blanca de carboni i oxigen.

Això era per situar-nos dins el context general de les estrelles. Però nosaltres volem parlar d’estrelles de neutrons. Per fer-ho, hem de veure quines estrelles poden acabar convertint-se en estrelles de neutrons segons la seva evolució.

L’evolució d’una estrella depèn de la seva massa inicial. Si la massa inicial és inferior a aproximadament un 10 % de la massa solar, no s’inicien les reaccions nuclears. La matèria es comprimeix, i els electrons formen un gas degenerat que pot suportar la gravetat. Aquests objectes s’anomenen nanes marrons.

Si la massa inicial és entre un 10 % i unes 10 masses solars, s’inicien les reaccions nuclears. Primer es crema hidrogen en heli, després l’heli en carboni, després es forma oxigen, etc. Arriba un moment en què la compressió gravitatòria ja no és suficient per iniciar noves reaccions nuclears, i aquestes s’aturen. En aquest cas es forma una nana blanca, que es manté contra el col·lapse gravitatori gràcies a la pressió de degeneració dels electrons (pressió de Fermi).

Si la massa inicial és entre 10 i 100 masses solars, l’estrella pot cremar successivament elements cada vegada més pesants: heli, carboni, oxigen, neó, silici… fins arribar al ferro. El ferro ja no pot fusionar-se per produir energia. En aquest punt s’aturen les reaccions nuclears, es produeix un col·lapse gravitatori i té lloc una explosió de supernova.

El romanent central pot ser una estrella de neutrons o un forat negre, depenent de la massa inicial. Estrelles amb masses inicials d’entre unes 10 i 20–30 masses solars poden acabar com a estrelles de neutrons; si la massa és més gran, el col·lapse dona lloc a un forat negre.

L’estrella de neutrons es manté contra el col·lapse gravitatori gràcies a la pressió de degeneració dels neutrons i a les interaccions nuclears fortes entre els seus constituents.

Abans de convertir-se en estrella de neutrons, una estrella massiva desenvolupa una estructura en capes, com una ceba. A mesura que es va esgotant un combustible al nucli, la combustió continua en capes exteriors amb elements cada vegada més pesants. Finalment, es forma un nucli de ferro al centre.

Per què s’atura en el ferro? Per entendre per què no es formen nuclis més pesants mitjançant fusió, hem d’analitzar la corba de l’energia d’enllaç per nucleó, que ens mostra per què la fusió més enllà del ferro ja no allibera energia (figura 3).

Figura 3. Energia d’enllaç per nucleó.

Ara estem parlant de nuclis atòmics, és a dir, ens situem en el món microscòpic. En un nucli hi ha Z protons i N neutrons. El nombre màssic és la suma de protons i neutrons, i l’anomenem A.

La massa d’un nucli es pot mesurar amb molta precisió amb uns aparells anomenats espectrògrafs de masses. De fet, el que es mesura habitualment és la massa de l’àtom; si li restem la massa dels electrons, obtenim pràcticament la massa del nucli.

Com que el nucli té Z protons i N neutrons, podríem pensar que la seva massa és simplement la suma de Z vegades la massa del protó més N vegades la massa del neutró. Però si el nucli és un sistema lligat, ha de tenir una energia d’enllaç. Això vol dir que la seva massa real és lleugerament inferior a la suma de les masses dels seus constituents lliures:

M (Z,N) =Z mp + N mn – B(Z,N)          on B és l’energia d’enllaç

Mesurant aquesta diferència de masses podem calcular l’energia d’enllaç. Si dividim l’energia d’enllaç pel nombre de nucleons (A), obtenim l’energia d’enllaç per nucleó, que és el que es representa en aquesta figura en funció del nombre màssic (figura 3).

En aquesta corba veiem que el ferro es troba al màxim. Això indica que, si tenim dos nuclis lleugers, es poden fusionar per donar un nucli més pesant i, en aquest procés, s’allibera energia. És una reacció exotèrmica. Aquesta energia es transforma en energia cinètica de les partícules i genera una pressió cap enfora que contraresta l’atracció gravitatòria.

El problema apareix quan arribem al ferro: dos nuclis de ferro no es poden fusionar per formar-ne un de més pesant perquè es perdria energia d’enllaç. Seria una reacció endotèrmica: caldria aportar energia perquè es produís. No és un procés naturalment favorable. Per això les reaccions nuclears s’aturen un cop s’ha sintetitzat el ferro: és el nucli més estable energèticament, i no és favorable convertir-lo en elements més massius mitjançant fusió.

Així veiem com la física nuclear determina l’evolució estel·lar: quan s’arriba al ferro, la combustió nuclear s’atura, i com que ja no hi ha reaccions nuclears que generin pressió, l’atracció gravitatòria comença a dominar. L’estrella es comprimeix fins a densitats tan elevades que els nuclis es desintegren. Inicialment, els electrons deixen d’estar lligats als nuclis i esdevenen electrons lliures. Si la compressió continua, també es desintegren els mateixos nuclis en els seus constituents: protons i neutrons. A més, la matèria es “neutronitza”. Vegem què vol dir.

El neutró i el protó no tenen la mateixa massa: el neutró és lleugerament més massiu. Per això, un neutró lliure és inestable i es pot desintegrar en un protó, un electró i un antineutrí electrònic, mitjançant la interacció feble. La seva vida mitjana és d’uns 15 minuts.

n --> p+e+v

Però en un entorn extremadament dens, amb molts protons i electrons i amb els electrons amb energies molt elevades, es pot produir el procés invers: un protó i un electró es combinen per formar un neutró (i un neutrí). Aquest procés també està governat per la interacció feble.

p+e --> n+v

En aquestes condicions, és energèticament favorable que protons i electrons es combinin per formar neutrons. Així, a mesura que la matèria es comprimeix, cada vegada hi ha més neutrons: la matèria esdevé principalment neutró-nuclear. D’aquí ve el nom d’estrella de neutrons.

Mentrestant, el material més extern de l’estrella cau cap al centre. Les capes externes, que encara poden contenir elements lleugers en combustió, impacten contra el nucli col·lapsat. Aquest rebot i els processos associats generen l’explosió de supernova, que expulsa violentament les capes externes.

Un exemple famós és la Nebulosa del Cranc, situada a uns 6.500 anys llum (figura 4). Va ser observada per astrònoms xinesos l’any 1054. Al centre d’aquesta nebulosa hi ha una estrella de neutrons: el romanent compacte de l’explosió.

Figura 4. Nebulosa del cranc.

Propietats de les estrelles de neutrons

Ara que ja sabem com es formen, parlem de les seves propietats.

Les estrelles de neutrons tenen camps magnètics molt intensos. Moltes es manifesten com a púlsars, perquè giren molt ràpidament i emeten feixos de radiació que detectem com a polsos periòdics. La majoria tenen camps magnètics superficials de l’ordre de 10¹²–10¹³ gauss.

En el diagrama període–camp magnètic, cada punt representa un púlsar (figura 5). La majoria es troben en un rang mitjà de camps magnètics, però n’hi ha alguns que arriben fins a valors de gairebé 10¹⁵ gauss. Aquestes estrelles de neutrons tan extremadament magnetitzades s’anomenen magnetars.

Figura 5. Diagrama període-camp magnètic

Aquests camps magnètics són extremadament intensos. Es veu molt bé si els comparem amb camps magnètics familiars per a nosaltres: el camp magnètic de la Terra és d’uns 0,5–0,6 gauss, un imant normal pot arribar a 10³ o 10⁴ gauss, les taques solars poden tenir camps d’uns 10⁵ gauss, i en els laboratoris terrestres podem generar camps continus de fins a 10⁵ gauss, i en experiments de camps polsats (pulse fields) es poden assolir valors de fins a 10⁷ gauss durant intervals de temps molt curts. Tots aquest són ínfims comparats amb els 10¹²–10¹⁵ gauss de les estrelles de neutrons. Són camps magnètics que no podem reproduir a la Terra.

Pel que fa a la rotació, les estrelles de neutrons giren molt ràpidament. En el dibuix típic d’un púlsar veiem una estrella de neutrons en rotació, amb l’eix de rotació vertical. A més, com que tenen camps magnètics intensos, també tenen un eix magnètic. El feix de radiació electromagnètica s’emet al llarg d’aquest eix magnètic.

Com que l’eix magnètic està desalineat respecte de l’eix de rotació, quan l’estrella gira, el feix escombra l’espai com un far. Si tenim un observador situat en la direcció adequada, detectarà polsos periòdics de radiació, sovint en ràdio. Aquests són els polsos que va mesurar Jocelyn Bell Burnell.

Si mirem la distribució dels períodes de rotació (figura 6), veiem que la majoria de púlsars tenen períodes al voltant d’un segon, és a dir, fan aproximadament una volta per segon. N’hi ha amb períodes més curts (giren encara més de pressa) i d’altres amb períodes més llargs. En qualsevol cas, és sorprenent que un objecte tan massiu pugui girar una o més vegades per segon.

Figura 6. Períodes dels púlsars.

Aquesta rotació tan ràpida s’entén amb la conservació del moment angular. El moment angular és el producte del moment d’inèrcia per la velocitat angular. El moment d’inèrcia depèn de la massa i de com està distribuïda respecte a l’eix de rotació; de manera qualitativa, és proporcional a la massa per la distància al quadrat respecte a l’eix.

Un exemple clàssic és el d’un patinador artístic: quan gira amb els braços oberts té un moment d’inèrcia gran; si tanca els braços, redueix el moment d’inèrcia. Si no hi ha torques externes, el moment angular es conserva, de manera que en disminuir el moment d’inèrcia, la velocitat angular augmenta. Per això el patinador gira més ràpid quan recull els braços.

El mateix passa amb una estrella massiva que col·lapsa. Si el nucli de ferro inicial tenia un radi, posem per cas, mil vegades més gran que el radi final de l’estrella de neutrons, aleshores el radi es redueix en un factor 1000. Com que el moment d’inèrcia depèn del radi al quadrat, la velocitat angular pot augmentar en un factor de fins a un milió. Per això les estrelles de neutrons, que tenen radis molt petits, poden girar tan de pressa: és una conseqüència directa de la conservació del moment angular.

Anem ara a una altra propietat fonamental: la massa. Les masses observades de les estrelles de neutrons es distribueixen aproximadament entre 1 i una mica més de 2 masses solars. Si hem de retenir un valor típic, és d’uns 1,4–1,5 masses solars.

Algunes mesures són especialment precises, i n’hi ha de relativament recents que indiquen masses properes a dues masses solars. Aquestes observacions han estat molt importants perquè han posat a prova els models teòrics de l’estructura interna de les estrelles de neutrons. Alguns models no podien suportar estrelles tan massives i, per tant, han hagut de ser descartats. Això és positiu: les dades experimentals ens ajuden a restringir i millorar els models i a entendre millor la física de l’interior d’aquests objectes.

Pel que fa al radi, aquí és on realment sorprenen. El radi d’una estrella de neutrons és de l’ordre de 10 a 13 quilòmetres. És a dir, tenen una mida comparable a la de l’illa de Manhattan, però amb una massa d’uns 1,5 sols.

Aquests radis s’han pogut determinar amb observacions en raigs X, especialment amb l’instrument NICER, instal·lat a l’Estació Espacial Internacional, i també gràcies a les mesures recents d’ones gravitatòries detectades per col·lisions d’estrelles de neutrons.

Si agafem una massa d’1,5 masses solars i la concentrem en una esfera de només uns 12 km de radi, la densitat mitjana és d’uns 5 × 10¹⁴ grams per centímetre cúbic. Per fer-nos una idea: una culleradeta (un centímetre cúbic) d’aquesta matèria pesaria uns 500 milions de tones. És una densitat extraordinària, difícil d’imaginar. De fet, és comparable —o fins i tot superior— a la densitat que trobem al centre dels nuclis atòmics. I això té sentit: en certa manera, una estrella de neutrons és com un “nucli gegantí”, on la matèria està comprimida fins a densitats nuclears.

Cal pensar que un nucli atòmic és 100.000 vegades més petit que la mida d’un àtom típic. Mentre que el nucli mesura metres, un àtom mesura metres. Hi ha, per tant, cinc ordres de magnitud de diferència entre la mida del nucli i la mida de l’àtom.

Si pensem en la matèria tal com la coneixem, un àtom estaria al costat d’un altre, i així successivament. Però gairebé tota la massa està concentrada al nucli, ja que els electrons tenen una massa molt petita en comparació amb la del protó i el neutró. Comm que el radi disminueix en cinc ordres de magnitud i el volum depèn del radi al cub, això implica quinze ordres de magnitud en densitat.

Per exemple, la densitat mitjana de la Terra és d’uns 5 g/cm³. Si comprimíssim aquesta mateixa matèria fins a densitats nuclears, multiplicaríem la densitat per . Això ens donaria una densitat d’uns g/cm³, que és precisament de l’ordre de magnitud de la densitat de la matèria a l’interior d’una estrella de neutrons.

La idea és que nosaltres estem acostumats a densitats “baixes” perquè pensem en àtoms, que són majoritàriament espai buit. Però dins del nucli la densitat ja és enorme. I aquesta és, aproximadament, la densitat que trobem en una estrella de neutrons.

Això connecta directament el món microscòpic amb el macroscòpic: per entendre com es comporta la matèria dins d’una estrella de neutrons, hem d’entendre la física dels nuclis atòmics. Dit d’una altra manera, la física nuclear ens permet fer prediccions sobre les estrelles de neutrons.

Fem ara una pinzellada de física nuclear. En aquest gràfic (figura 7) es representen els nuclis observats. A l’eix vertical hi ha el nombre de protons (Z) i a l’eix horitzontal el nombre de neutrons (N). Cada quadradet representa un nucli. Per exemple, l’oxigen, amb 8 protons i 8 neutrons, estaria situat en el punt corresponent a Z = 8 i N = 8.

Figura 7. Nuclis atòmics observats

Els quadradets negres corresponen als nuclis estables, i n’hi ha prop de 300. En total, s’han descobert uns 3.400 nuclis, molts d’ells produïts en acceleradors. S’estima que en podrien existir uns 7.000. Per tant, encara hi ha molts nuclis inestables per descobrir o produir experimentalment. Aquests nuclis inestables viuen molt poc temps, però el suficient perquè en puguem mesurar propietats com la massa.

Si ens fixem en els nuclis estables i tornem a la corba de l’energia d’enllaç per nucleó, gràcies a la mesura precisa de les seves masses podem calcular aquesta energia d’enllaç. Restem la suma de les masses dels protons i neutrons lliures, i la diferència ens dona l’energia d’enllaç. Dividint pel nombre màssic A obtenim l’energia d’enllaç per nucleó:

La corba resultant és força suau, i es pot ajustar amb una expressió analítica coneguda com la fórmula semiempírica de masses (o fórmula de Weizsäcker):

Aquesta fórmula conté diversos termes, cadascun amb una interpretació física:

• Terme de volum (av): com que l’energia d’enllaç per nucleó és aproximadament constant (uns 7–8 MeV) per a nuclis mitjans i pesants, l’energia total d’enllaç és proporcional a A. Cada nucleó contribueix aproximadament amb una quantitat fixa d’energia d’enllaç.
• Terme de superfície (as): els nucleons situats a la superfície del nucli tenen menys veïns amb qui interactuar (les forces nuclears són de curt abast i atractives). Això redueix lleugerament l’energia d’enllaç total.
• Terme de Coulomb (ac): els protons, a més de la interacció forta atractiva, experimenten repulsió electrostàtica. Aquesta repulsió redueix l’energia d’enllaç i creix amb el nombre de protons.
• Terme de simetria (asym): experimentalment s’observa que els nuclis tendeixen a tenir un nombre similar de neutrons i protons. Aquest terme penalitza situacions en què hi ha un excés de neutrons o de protons. Matemàticament depèn de (N − Z).

Ajustant aquesta fórmula a les dades experimentals, s’obtenen uns paràmetres que contenen informació essencial sobre la física nuclear.

I ara la pregunta clau: amb aquesta informació que obtenim dels nuclis atòmics, podem dir alguna cosa sobre les estrelles de neutrons? La resposta és sí.

Anem a fer un exercici senzill. Suposem que una estrella de neutrons és una esfera de radi R, amb densitat constant igual a la densitat nuclear, i formada només per neutrons (ignorant protons i electrons per simplificar). Amb aquesta hipòtesi simplificada podem estimar el radi d’una estrella de neutrons a partir de la densitat nuclear coneguda

Si té neutrons, serà vegades la massa d’un neutró, però després hem de restar-li l’energia d’enllaç total. Aquesta energia d’enllaç té dos termes: un que prové de les forces nuclears i un altre que prové de la interacció gravitatòria:

La contribució nuclear és l’energia d’enllaç que obtenim de la fórmula semiempírica de masses. Ara, aquesta fórmula se simplifica perquè no hi ha càrregues elèctriques. A més, com que és molt gran —perquè estem parlant d’una estrella de neutrons— el terme proporcional a (el terme superficial) es pot negligir davant dels termes lineals en . Per tant, l’energia d’enllaç nuclear queda dominada pels termes que creixen com .

Pel que fa a la part gravitatòria, l’energia potencial gravitatòria d’una esfera homogènia és:

 

En física nuclear sabem que el radi d’un nucli es pot escriure com

 

on fm. En el nostre cas, el “nombre màgic” és el nombre total de neutrons , així que

 

Substituïm això en l’expressió de l’energia gravitatòria. Per a la massa, com a primera aproximació, podem prendre . Així obtenim l’energia total d’enllaç com la suma de la contribució nuclear i la contribució gravitatòria:

On els paràmetres que apareixen en la part nuclear (av i asym) provenen de l’estudi dels nuclis microscòpics coneguts experimentalment.

Què ens diu tot això sobre les estrelles de neutrons? Intentarem determinar quin és el radi mínim que pot tenir una estrella de neutrons. Perquè el sistema sigui lligat, l’energia total d’enllaç ha de ser positiva. Per tant, imposem la condició:

 

Aquesta condició ens dona una desigualtat per a , que implica que ha de ser més gran que una certa constant. Com que el radi és proporcional a , això implica que el radi ha de ser més gran que un cert valor mínim.

Fent els números, s’obté un radi mínim de l’ordre de 6 quilòmetres.

I això és força interessant, perquè les observacions indiquen radis de l’ordre de 10–12 quilòmetres. No està gens malament, tenint en compte que l’única informació utilitzada prové de la física nuclear.

Naturalment, aquest és un model molt simplificat. Si es fa molt gran, el terme gravitatòria creix més ràpidament i indueix una contracció important que no està completament recollida en aquest model. Les densitats podrien superar la densitat nuclear, fins i tot arribar a dues o tres vegades aquesta densitat.

La fórmula de masses que hem utilitzat està ajustada a nuclis amb densitat nuclear normal. Per tant, deixa de ser fiable a densitats molt superiors. A més, a densitats elevades, els nucleons estan molt més junts i apareix la part repulsiva de la interacció forta. També entra en joc la pressió deguda al principi d’exclusió de Pauli.

Per tant, el model no es pot extrapolar indefinidament, però ens dona una estimació raonable del radi mínim.

Ara mirem la composició interna d’una estrella de neutrons. Podem distingir diverses capes (figura 8):

Figura 8. Les capes d’una estrella de neutrons

• Atmosfera: molt prima.
  • Crosta externa (∼100 metres): densitats inferiors a la densitat nuclear de saturació. Hi trobem nuclis rics en neutrons i electrons lliures.
  • Crosta interna (∼500 metres): nuclis encara més rics en neutrons, alguns neutrons lliures i electrons. La neutralitat elèctrica global es manté perquè hi ha protons dins dels nuclis.
  • Nucli extern (∼7 km): densitats entre mitja densitat nuclear i aproximadament el doble. Hi trobem neutrons lliures, protons lliures, electrons i possiblement muons.
  • Nucli intern (fins a ∼5 km): densitats superiors a dues vegades la densitat nuclear, possiblement fins a deu vegades. Aquí poden aparèixer noves formes de matèria: hiperons, partícules Δ o fins i tot matèria de quarks desconfinats.

Per entendre això, cal una breu introducció al model estàndard de les partícules elementals.

En el model estàndard tenim:

• Sis quarks (u, d, s, c, b, t), organitzats en tres famílies.
• Sis leptons (electró, muó, tau i els seus neutrins), també en tres famílies.
• El bosó de Higgs, responsable de generar les masses de les partícules.
• Els bosons de gauge, que són els mediadors de les interaccions:
  • El fotó → interacció electromagnètica
  • Els bosons W i Z → interacció feble
  • Els gluons (vuit) → interacció forta

Les interaccions s’entenen com un intercanvi de partícules mediadores. Per exemple, un electró i un protó s’atreuen perquè intercanvien fotons virtuals. En la interacció feble, els bosons W permeten processos com la conversió d’un neutró en un protó, un electró i un antineutrí electrònic.

La interacció forta és diferent: els gluons uneixen els quarks dins dels hadrons, i presenta la propietat de confinament. Si intentem separar dos quarks, la força no disminueix, sinó que augmenta. A densitats extremadament altes, com les del nucli intern d’una estrella de neutrons, podria produir-se una transició a una fase de quarks parcialment desconfinats.

Aquests quarks no es poden separar. És com si estiguessin units per una molla: com més els intentes separar, més forta es fa la força. A més, els gluons —que són els mediadors de la interacció forta— també interaccionen entre ells, cosa que no passa amb el fotó en l’electromagnetisme. Això fa que la interacció forta sigui especial i explica el fenomen del confinament: a la natura no trobem quarks lliures, sinó sempre confinats dins d’estructures compostes.

Els quarks apareixen agrupats, i aquestes agrupacions poden ser de dos tipus:

• Barions: sistemes formats per tres quarks.
• Mesons: sistemes formats per un quark i un antiquark.

Totes aquestes partícules compostes s’anomenen hadrons.

Per exemple, el protó i el neutró no són partícules elementals; són barions concrets. El protó està format per dos quarks up i un down (uud), i el neutró per dos down i un up (udd). A l’interior hi ha un mar de gluons i parelles quark–antiquark virtuals que mantenen units els quarks.

I de barions no n’hi ha només dos; n’hi ha molts més. Entre ells hi ha els hiperons. Els hiperons també són barions, però almenys un dels seus quarks és un quark estrany (strange).

Per exemple:

• La lambda (Λ) està formada per un up, un down i un strange.
• La sigma menys (Σ⁻) està formada per dos down i un strange.
• També hi ha les partícules cascada (Ξ), entre d’altres.

Aquestes partícules no les trobem de manera estable a la natura ordinària perquè són més massives que el protó o el neutró. Per exemple, la lambda es pot desintegrar en un protó i un pió, o neutró i un pió neutre, o  un protó, un electró i un antineutrí electrònic.

Tenen vides molt curtes, de l’ordre de 10^-20 segons.

Poden aparèixer aquestes partícules dins d’una estrella de neutrons? La resposta és sí, però cal entendre primer el mecanisme.

Anem al nucli extern de l’estrella, on la densitat és entre 0,5 i 2 vegades la densitat nuclear. Allà tenim neutrons, protons i electrons en equilibri beta.

La reacció fonamental és: 

reacció està en equilibri (equilibri beta). Com que els neutrins escapen, la condició d’equilibri és:

 

on és el potencial químic (l’energia de Fermi de l’última partícula ocupada).

Els neutrons, protons i electrons són fermions. Això vol dir que obeeixen el principi d’exclusió de Pauli: no es poden posar dues partícules en el mateix estat quàntic. A mesura que augmenta la densitat, els estats de Fermi s’omplen fins a energies cada vegada més altes.

Aparició dels muons

El muó té una massa d’uns 106 MeV, mentre que l’electró en té 0,511 MeV. És unes 200 vegades més massiu.

En l’espai lliure, un electró no es pot convertir en un muó perquè no té prou energia. Però dins d’una estrella de neutrons, els electrons poden tenir energies de Fermi molt elevades. Quan es compleix:

 

es poden produir muons, i el sistema entra en un nou equilibri on també intervenen els muons:

 

Així, a mesura que augmenta la densitat, van apareixent noves partícules quan els seus llindars energètics són superats.

Aparició dels hiperons

Anem ara al nucli intern, on les densitats superen dues vegades la densitat nuclear.

Recordem que la lambda es desintegra en l’espai lliure perquè és més massiva que el protó. Però dins d’una estrella de neutrons, si els protons i electrons tenen potencials químics molt elevats, pot passar la reacció inversa:

 

Com que , podem substituir i dir que les lambdes apareixen quan:

 

És a dir, quan el potencial químic del neutró arriba a la massa efectiva de la lambda en el medi.

Per a la sigma menys (Σ⁻), que és carregada negativament, la condició és:

 

Tot i que la sigma menys és més massiva que la lambda, el fet que tingui càrrega negativa fa que es beneficiï del potencial químic de l’electró. Per tant, podria aparèixer abans en certes condicions.

Paper de les interaccions fortes

Però hi ha un detall fonamental: aquestes partícules no estan en el buit, sinó dins d’un medi dens. Les interaccions fortes entre lambda i nucleons, i sigma i nucleons modifiquen la seva energia efectiva.

Se sap que:

• La interacció Λ–N és atractiva → redueix la massa efectiva de la lambda dins del medi.
• La interacció Σ–N és repulsiva → augmenta l’energia efectiva de la sigma menys.

Això fa que, malgrat arguments simples de masses, la lambda acostumi a aparèixer abans que la sigma menys en models realistes.

Composició i equació d’estat

La composició de l’estrella —neutrons, protons, electrons, muons, hiperons— depèn fortament d’aquestes interaccions. I la composició determina l’equació d’estat, és a dir, la relació entre pressió i densitat. L’equació d’estat és fonamental perquè determina la massa màxima de l’estrella, el seu radi, i la seva estructura interna.

En models sense hiperons, l’equació d’estat és més rígida (pressió més alta). Quan apareixen hiperons, la pressió disminueix per a una mateixa densitat: l’equació d’estat s’estova. Això té conseqüències directes sobre la massa màxima possible d’una estrella de neutrons (figura 9).

Figura 9. Equacions d’estat de les estrelles de neutrons.

Per què és important tot això? Perquè l’equació d’estat ens diu com l’estrella s’oposa a la compressió. Ens indica com respon la pressió quan intentem comprimir la matèria. I això és fonamental per determinar quina és la massa i el radi d’una estrella de neutrons.

Si tenim en compte l’efecte dels hiperons, l’equació d’estat correspondria a la corba discontínua que veiem aquí (figura 9): la pressió en funció de la densitat. En canvi, si artificialment no incloem els hiperons —és a dir, si considerem només nucleons— obtenim les corbes contínues. I veiem que la relació pressió–densitat és diferent.

Això és important? Sí. L’objectiu dels teòrics és construir una equació d’estat que descrigui correctament la física a l’interior de les estrelles de neutrons. El que fem és construir models basats en com les partícules subatòmiques interaccionen a les densitats extremes que es troben en aquestes estrelles.

Per exemple, suposem que tenim matèria homogènia formada per nucleons (protons i neutrons), hiperons, electrons i muons. Els nucleons i els hiperons interaccionen mitjançant la interacció forta, i aquí és on entra el nostre model microscòpic. En canvi, els electrons i els muons es poden tractar com a partícules lliures relativistes.

El procediment és el següent: escollim un model d’interaccions, construïm l’equació d’estat i després la posem a prova fent prediccions per als observables de les estrelles de neutrons. Aquests observables són la massa i el radi de l’estrella.

En el cas relativista, aquestes equacions són les equacions de Tolman–Oppenheimer–Volkoff. La idea física és senzilla: a cada element de volum dins l’estrella, la força gravitatòria que apunta cap al centre ha d’estar compensada pel gradient de pressió que apunta cap enfora. Per tant, la pressió interna ha de ser més gran que l’externa per poder equilibrar la gravetat.

Per resoldre aquestes equacions, fixem una condició inicial: una pressió (o densitat) central. A partir d’aquí, integrem cap enfora. La pressió va disminuint fins que arriba a zero; aquest punt defineix el radi de l’estrella. La massa és la massa acumulada fins a aquest radi.

Si repetim el procediment per diferents valors de la pressió central, obtenim diferents configuracions estel·lars. Això genera una corba massa–radi característica d’aquella equació d’estat (figura 10). Aquesta corba representa tota la família d’estrelles possibles descrites pel model.

Figura 10. Corba massa-radi de les estrelles de neutrons

Després comparem amb les observacions. Si la corba massa–radi passa per les mesures experimentals, diem que l’equació d’estat és compatible amb les dades. Quan tenim moltes equacions d’estat diferents, cadascuna dona la seva pròpia relació massa–radi. Algunes quedaran fora de la regió experimental i es poden descartar.

La pregunta clau d’aquesta xerrada és: podem determinar la composició interna d’una estrella de neutrons —si conté només nucleons o també hiperons— a partir de les observacions de massa i radi?

Hem fet molts càlculs amb diferents models. Les corbes negres corresponen a equacions d’estat purament nucleòniques, i les verdes inclouen hiperons (figura 11). I el que veiem és que totes aquestes corbes poden ser compatibles amb les observacions actuals. Fins i tot si tinguéssim mesures molt precises de massa i radi, les corbes nucleòniques i les hiperòniques es barregen. Per tant, només amb mesures de massa i radi no podem determinar si hi ha hiperons a l’interior de l’estrella.

Figura 11. Corbes de massa-radi per a diferents models d’estrelles de neutrons.

Ara bé, considerem un altre aspecte: la temperatura. Les estrelles de neutrons tenen temperatures de l’ordre de K en fases inicials, però en termes d’energia això correspon aproximadament a 1 MeV. En el context de les interaccions nuclears, això és pràcticament temperatura zero. Per això sovint es tracten com a estrelles fredes.

Però si considerem equacions d’estat a temperatura finita i definim una quantitat anomenada índex tèrmic, trobem diferències interessants.

Per exemple, si construïm equacions d’estat a una temperatura de 25 MeV —molt superior a la temperatura típica d’una estrella de neutrons freda— veiem que les equacions d’estat que inclouen hiperons donen lloc a un índex tèrmic més petit. En canvi, les equacions purament nucleòniques mantenen un índex tèrmic aproximadament constant, al voltant de 1,75. Això vol dir que si podem observar matèria molt calenta, potser sí que podem detectar signatures de la presència d’hiperons.

La pregunta final, doncs, és: on trobem matèria de neutrons molt calenta? La trobem en la fusió d’estrelles de neutrons.

Quan es produeix la fusió de dues estrelles de neutrons, s’emeten ones gravitacionals. Si podem mesurar aquestes ones gravitacionals —especialment en la fase de postfusió— podem obtenir informació molt valuosa. És just en aquesta fase, un cop les dues estrelles ja s’han fusionat, quan les temperatures arriben a valors de l’ordre de 20 a 100 MeV.

Si aconseguim mesurar les ones gravitacionals en aquesta etapa de postfusió (figura 12), podríem determinar si la matèria conté o no hiperons.

Figura 12. Ones gravitatòries per la fusió de dues estrelles de neutrons.

Nosaltres hem fet simulacions numèriques en què calculem l’espectre de freqüències de les ones gravitacionals emeses després de la fusió. El que observem és que, quan la matèria inclou hiperons, hi ha un petit desplaçament en la freqüència característica del senyal. És un efecte petit. El podem mesurar actualment? Encara no. Però les previsions indiquen que podria ser detectable amb la tercera generació d’interferòmetres gravitacionals. Això és habitual en física teòrica: es fan prediccions d’efectes subtils i, sovint, cal esperar molts anys fins que la tecnologia experimental permet comprovar-los.

Aquí volia remarcar també el següent: tenim un mapa dels objectes compactes observats a l’Univers (figura 13). Alguns han estat detectats mitjançant observacions electromagnètiques —raigs X, llum òptica, etc. En aquests mapes, els forats negres apareixen en vermell i les estrelles de neutrons en groc quan han estat observats per canals electromagnètics.

Figures 13. Fusions d’objectes compactes detectades amb ones gravitatòries

Amb el desenvolupament de l’astronomia d’ones gravitacionals, però, hem detectat moltes fusions. La majoria corresponen a fusions de forats negres amb forats negres, que donen lloc a un forat negre encara més massiu. En canvi, fusions d’estrelles de neutrons n’hem observat poques —bàsicament un parell de casos confirmats fins ara.

Un esdeveniment especialment important va ser la fusió de dues estrelles de neutrons observada el 2017: GW170817. Aquest esdeveniment va ser extraordinari perquè no només es van detectar ones gravitacionals, sinó també emissions en tot l’espectre electromagnètic: raigs gamma, llum òptica, infraroig, raigs X, etc.

Des del punt de vista de la física nuclear, aquest esdeveniment ha estat fonamental. Es va observar una emissió òptica i infraroja molt intensa, deguda a la desintegració radioactiva d’elements molt pesants que s’havien sintetitzat durant la fusió. Això va confirmar que en la fusió d’estrelles de neutrons es produeix nucleosíntesi d’elements pesants mitjançant el procés r. Per tant, és en aquestes fusions on es formen alguns dels elements més pesants de l’Univers. L’or que tenim a la Terra, per exemple, prové —almenys en part— d’aquest tipus d’esdeveniments còsmics.

Si miréssim una simulació d’una fusió de dues estrelles de neutrons, veuríem el següent: Abans del contacte, les estrelles són relativament fredes i emeten ones gravitacionals característiques de la inspiral. Aquestes no són especialment sensibles als efectes tèrmics ni a la presència d’hiperons. Però en el moment de la fusió i en la fase posterior, la temperatura augmenta dràsticament. És llavors quan s’emeten ones gravitacionals amb freqüències que sí que són sensibles a l’equació d’estat a temperatura finita. Al mateix temps, també s’emeten altres tipus de radiació electromagnètica —raigs gamma, llum òptica, raigs X— en un fenomen conegut com a kilonova. És en aquest entorn extrem, calent i dens, on potser podrem trobar les signatures de la presència d’hiperons a l’interior de la matèria densa.

Col·loqui

Has parlat del bosó de Higgs, però últimament no hi ha informacions sobre què passa a l’accelerador de partícules. Quines són les últimes notícies de tot això?
Aquest accelerador de partícules va construir precisament per posar al límit el model estàndard de les partícules elementals. La gran descoberta d’aquest accelerador va ser la descoberta del bosó de Higgs, que segons la teoria que hi havia al moment es necessitava i era el bosó que donava massa a les altres partícules. Un cop descobert el bosó de Higgs, l’interès d’aquest accelerador és mirar de buscar física més enllà del model estàndard. Per això es necessiten mesures molt precises, que de moment no es poden fer.

 Conferència de l'Astronòmica de Sabadell. Rafael Clemente i Albert Pla, 4 de març de 2026.

---

La idea dels planetaris moderns és relativament recent —només fa poc més d’un segle que el públic hi pot entrar—, però l’interès per representar el cel és molt antic. Al llarg de la història, el cel ha tingut un fort valor simbòlic: en la cultura cristiana medieval i del Renaixement primerenc representava la jerarquia divina i la glòria de Déu, una idea que es reflectia en l’art i la cosmovisió de l’època.

Aquesta fascinació també provenia de la seva inaccessibilitat: mentre els objectes terrestres es poden tocar, el cel sempre ha estat distant i inabastable, despertant imaginació i reflexió. Observar un cel estrellat genera interpretacions molt personals en cada individu.

Als segles XIV i XV, la visió d’un univers ordenat i perfecte es va traslladar a la tecnologia. Els rellotges monumentals de catedrals simbolitzaven un cosmos harmoniós de moviments regulars. En aquest context van aparèixer els primers planetaris mecànics, que representaven els astres com a prova de la perfecció de la creació. Inicialment geocèntrics, amb el temps es van adaptar al model heliocèntric gràcies als avenços científics i a la millora dels engranatges per part de rellotgers i artesans. Així van passar de ser símbols a eines cada cop més precises per comprendre el cosmos.

Al segle XVIII els mecanismes astronòmics van guanyar molta precisió gràcies a inventors i artesans que hi van dedicar la vida. Aquest període va coincidir amb grans avenços en navegació (perfeccionament del sextant), astronomia i construcció d’instruments científics fiables, que van contribuir també al desenvolupament de la revolució industrial.

Un dels planetaris mecànics més impressionants és el construït per Eise Eisinga a Frísia (Països Baixos) al segle XVIII (figura 1). Instal·lat al sostre de casa seva, mostrava el moviment dels planetes i dades astronòmiques (hora, dia, mes…) mitjançant un complex sistema d’engranatges de fusta accionats per pesos i contrapesos. Els visitants l’observaven des del pis superior simplement aixecant el cap. Eisinga, com molts creadors d’aquests dispositius, no era científic professional sinó un artesà apassionat per la curiositat i la precisió mecànica.

Figura 1. Planetari de Eise Eisinga

Aquests planetaris mecànics antics van ser un pas clau en la divulgació científica: eren instruments tècnics però també una manera visual i accessible d’explicar l’univers, idea que evolucionaria fins als planetaris moderns immersius.

Més endavant van aparèixer altres experiències immersives: grans globus celestes on els visitants entraven a l’interior per veure constel·lacions pintades al voltant (com el Globus de Gottorf de 1654, avui a Sant Petersburg) (figura 2). Alguns giraven per simular el moviment estel·lar.

Figura 2. Globus de Gottorf (1654)

També es van crear estructures semblants, com el Mapparium de Boston (1935), una esfera de 9,1 m amb un mapa del món a les parets interiors, que generava una percepció invertida similar a la dels globus celestes i s’usava per explicar conceptes astronòmics com les coordenades celestes (figura 3).

Figura 3. Mapparium, Biblioteca Mary Baker Eddy, Boston - 9,1 m (1935)

Abans dels planetaris moderns també hi havia dispositius curiosos, com cadires giratòries que permetien observar el sistema solar heliocèntric des de diferents perspectives al llarg de l’any.

A principis del segle XX aquesta evolució va culminar amb el primer planetari de projecció modern, impulsat pel Deutsches Museum de Munic i desenvolupat per l’empresa Zeiss. El projecte, liderat per l’enginyer Walter Bauersfeld, va patir una aturada per la Primera Guerra Mundial. Inicialment hi havia dubtes sobre la seva viabilitat i es va considerar projectar només planetes, però finalment es va optar per representar tot el cel.

El 1923 es va presentar el primer model funcional, provat en una cúpula de proves més gran que la del museu (figura 4). Era una obra d’enginyeria extraordinària: projectors òptics individuals d’alta precisió projectaven el cel dels dos hemisferis i reproduïen moviments planetaris, precessió i fenòmens com la retrogradació (sobretot de Mart), un efecte de perspectiva que havia desconcertat els astrònoms durant segles. La col·locació de cúpula i projectors havia de ser extremadament precisa (errors de pocs centímetres).

L’èxit va ser immediat: gran interès públic, materials promocionals (postals, segells) i, només un any després, una segona versió amb el disseny icònic de dues esferes projectores que definiria durant dècades la imatge clàssica dels planetaris. Aquesta innovació va revolucionar la divulgació de l’astronomia, convertint les cúpules en espais dedicats a observar i comprendre el cosmos de manera immersiva.

Amb el pas del temps, els sistemes mecànics i òptics dels planetaris es van perfeccionar notablement. Els projectors representaven els planetes en diverses configuracions, mentre que engranatges d’alta precisió mantenien tots els moviments sincronitzats. A partir dels anys cinquanta, els planetaris es van expandir arreu del món, instal·lant-se en moltes ciutats i convertint-se en centres clau de divulgació científica.

En les últimes dècades, aquesta tecnologia clàssica ha conviscut amb els planetaris digitals, que ofereixen simulacions molt més flexibles i detallades de l’univers.

Els planetaris mecànics antics requerien manteniment constant: calia ajustar-los manualment cada quatre anys pels anys de traspàs per sincronitzar calendari i moviments celestes. L’empresa Zeiss tenia equips especialitzats que viatjaven per reparar-los, però aquests equips van desaparèixer amb el temps, deixant molts projectors antics sense suport tècnic oficial. Avui, una avaria sovint només es pot resoldre amb rellotgers o tècnics especialitzats en engranatges complexos.

Els sistemes incloïen “gàbies” que sostenien els projectors planetaris i havien d’estar perfectament sincronitzades, reflectint l’extraordinari nivell d’enginyeria i precisió d’aquests dispositius (figura 4).

Figura 4. Les “gàbies” dels sistemes mecànics de planetaris

Amb els anys van sorgir nous models i instal·lacions. Alguns planetaris, com el de Milà, conserven encara gran part de l’estructura original —amb detalls curiosos com cadires giratòries per canviar el punt de vista dins la cúpula—, substituint només els projectors principals.

Altres empreses van entrar al mercat, com Spitz (figura 5) o Goto, tot i que Zeiss va dominar durant dècades amb un quasi monopoli. La seva tecnologia es va convertir en estàndard, permetent compartir programes i materials entre instal·lacions i facilitant l’expansió global. Amb els digitals, aquesta compatibilitat ha disminuït.

Figura 5. Planetari Spitz A (1947)

Un exemple clàssic és el ZKP1 instal·lat a l’Escola Nàutica de Barcelona (figura 6), destinat a la formació d’estudiants i no obert al públic. Tots els ajustos es feien manualment amb palanques, a diferència dels controls digitals actuals. Incorporaven solucions enginyoses, com peces mòbils per gravetat que simulaven l’horitzó tapant parts de la projecció, i el públic sentia el soroll mecànic dels engranatges en funcionament.

Figura 6. Planetari de l’escola nàutica de Barcelona

La popularitat va créixer molt a la segona meitat del segle XX, impulsada pel llançament de l’Sputnik i la carrera espacial fins a l’arribada a la Lluna. Moltes ciutats i institucions van instal·lar el seu primer planetari. També es van usar en escoles nàutiques per ensenyar astronomia aplicada a la navegació, especialment en països amb tradició marítima com Itàlia, on predominaven els Zeiss.

Goto (Japó) va començar comprant models alemanys per estudiar-los i després va fabricar els seus propis d’alta qualitat. Més tard, Minolta va entrar amb sistemes híbrids que combinaven optomecànica tradicional i noves projeccions. La qualitat de les lents —sovint apocromàtiques— era essencial per evitar aberracions i aconseguir imatges nítides, fruit de dècades de desenvolupament òptic.

Van aparèixer models més simples amb una sola esfera central per a estrelles, sovint combinats amb vídeo per multiprojecció. Tot i la tecnologia digital, molts planetaris mantenen sistemes optomecànics per representar el cel estrellat, ja que ofereixen una qualitat visual difícil d’igualar.

Això és especialment apreciat al Japó, on la contaminació lumínica impedeix veure el cel real i els optomecànics transmeten un realisme i impacte emocional superior. Innovacions com el Megastar projecten fins a un milió d’estrelles, recreant la Via Làctia amb gran detall, i han tingut èxit en planetaris, espectacles i esdeveniments.

A Espanya, el Museu de la Ciència de Barcelona (actual CosmoCaixa) va ser pioner en divulgació astronòmica, renovant-se amb el temps i incorporant formats inflables o petits per a educació infantil i juvenil.

Des dels anys vuitanta va arribar la transformació digital. Un exemple destacat és Evans & Sutherland (Digistar) (figura 7), que va aplicar tecnologia de simuladors de vol militar a projeccions planetàries. Els digitals utilitzen projectors de vídeo amb objectiu ull-de-peix (180°), generant imatges per ordinador i calibrant distorsions per a una cobertura perfecta de la cúpula.

Figura 7. Digistar - Evans & Sutherland (1938-2021)

Aquesta flexibilitat permet canviar localització, data, hora o condicions lumíniques (com cel contaminat). Inicialment només projectaven astres mentre les estrelles eren mecàniques; després van evolucionar a representacions completes i a híbrids que combinen precisió òptica clàssica amb versatilitat digital (navegació astronòmica, triangle nàutic, posicions locals exactes…).

Els digitals moderns integren catàlegs com Gaia per actualitzar milions d’estrelles automàticament, mostren moviments estel·lars, col·lisions galàctiques o l’evolució de la Via Làctia. Permeten experiències adaptades: simulacions solars per a nens a Suïssa, ajustos de colors, línies de constel·lacions o lluminositat per fomentar imaginació i comprensió.

Inclouen multisincronització per a animacions, continguts interactius i realitat simulada. Han evolucionat cap a formats teatrals amb graderies centrals, ideals per fulldome shows i narracions immersives, a diferència de la cúpula clàssica envoltant el visitant.

Els digitals s’han estès globalment. Bases de dades registren uns 3.000 planetaris portàtils/mòbils, però el nombre real pot ser el doble per manca d’inscripció formal. Empreses com la Fàbrica de Gèna han convertit cúpules calibrades en espectacles públics amb cues i expectació.

L’arquitectura juga un paper clau: projectes com Greenwich (nàutica), Vancouver, Nova York o l’esfera de Las Vegas combinen ciència, estètica i impacte visual extern. Alguns gegants com Shanghai (cúpula 37 m, 60.000 m²) o Sant Petersburg (LED purs sense projectors centrals) prioritzen immersió cinematogràfica.

Els moderns varien molt: des d’atraccions amb cadires penjades o l’esfera de Las Vegas fins a l’hemisfèric de València (més cine que planetari científic). El Japó destaca per la seva cultura planetària arrelada, mentre que grans instal·lacions mostren l’escala possible.

També hi ha models petits i portàtils com el Goto X3 (càmera fosca amb transparències per estels, planetes, equador i eclíptica), econòmics però fràgils, que van difondre l’astronomia a escoles amb pocs recursos (figura 8).

Figura 8. Goto mini planetari ex-3 (1973)

Els inflables, com els de Starlab (EUA), permeten instal·lació ràpida i transport fàcil (avió/vaixell), amb pressió diferencial per mantenir la forma i accessibilitat (cadires de rodes). Als EUA, un programa governamental va intentar posar-ne un per escola, però molts van quedar abandonats per manca de personal format.

En resum, el panorama actual combina optomecànica clàssica, digital i disseny arquitectònic espectacular, adaptant-se a divulgació científica, educació i espectacles immersius, amb el Japó com a referent cultural i projectes gegants que exemplifiquen l’evolució tecnològica i visual dels planetaris.

A Catalunya, la fabricació de cúpules i “petalls” portàtils d’alta qualitat ha rebut reconeixement internacional gràcies a professionals com Quim Guixà (del Vallès), autor de molts dels millors planetaris globals. Les seves estructures inflables s’han utilitzat fins i tot en esdeveniments com els Jocs Olímpics durant la pandèmia, demostrant versatilitat i robustesa.

A diferència dels planetaris rígids o mecànics (com els de Gambato a Itàlia), que requereixen muntatge complex i transport complicat (per exemple, desmuntar-los per portar-los a llocs remots com Cerro Amazonas a Austràlia), els inflables i portàtils són pràctics, lleugers i fàcils d’instal·lar. També existeixen models senzills amb càmera fosca: una esfera perforada amb llum central que reprodueix estels i constel·lacions, molt més simple que els sistemes optomecànics o digitals sofisticats.

En resum, l’evolució dels planetaris ha passat de sistemes mecànics i optomecànics de gran precisió a solucions portàtils i digitals que permeten experiències immersives en entorns educatius i divulgatius, adaptant-se tant a l’astronomia clàssica com a l’espectacle i la divulgació científica global.

L’evolució dels planetaris portàtils i de petit format combina passió per l’astronomia amb innovació tècnica i didàctica. Starlab va desenvolupar models perforats tradicionals amb llum puntual per reproduir constel·lacions de manera simple i efectiva. Posteriorment es van adaptar sistemes amb clichés fotogràfics i llums puntuals que incorporaven color, superant les limitacions dels primers models en blanc i negre.

Aquesta tècnica permet controlar la magnitud aparent de les estrelles (ajustant grandària i brillantor segons la percepció visual) i crear projectes especials per a estrelles com Sírius amb intensitat diferenciada. Amb capes de grisos i colors d’impressió M i K es poden representar fins a 8.000 estrelles, superant amb escreix el que es veu a simple vista i aconseguint un cel realista en entorn controlat.

També destaquen models transportables i familiars com el petit Goto, amb cúpula sostinguda per varilles, dissenyat per a sessions de 10-12 persones. Ofereixen gran valor pedagògic: creen un ambient proper i interactiu, facilitant l’explicació de constel·lacions i fenòmens sense la distància dels grans planetaris (200+ places). La combinació d’innovació tècnica i interacció directa demostra que la divulgació no necessita grans instal·lacions per ser efectiva i immersiva.

Els planetaris han passat de cúpules fixes per a públic massiu a sistemes flexibles i transportables per a grups reduïts. Starlab, creats als anys 60 al nord de Washington per dur l’astronomia a escoles aïllades per la neu, eren inflables i transportables en cotxe, marcant l’inici dels models portàtils actuals amb sessions molt personals.

Més recentment han sorgit versions petites que combinen projectors digitals i programari potent en cúpules de només 6 m de diàmetre, pesant uns 10 kg i muntables en museus o fins i tot al metro. Amb projectors com l’Optoma de 5.500 lumens, garanteixen projecció intensa malgrat la mida reduïda. La limitació principal és l’offset dels projectors econòmics, que requereix inclinar i ajustar l’estructura, però això els fa assequibles i exitosos en entorns petits (cafeteries, activitats esportives…).

També s’han desenvolupat models de tela amb pressió controlada: utilitzen buit parcial (succió) entre capes per mantenir la forma sense aire comprimit. Alguns funcionen amb només 70 pascals (equivalent a la diferència de pressió entre pisos d’un edifici), permetent cúpules de 7 m que pesen 120 kg (vs. 2.500 kg en alumini). Això facilita transport i muntatge en espais limitats o temporals.

Aquests models són adaptatius: es poden inclinar o ajustar manualment segons l’espai o l’orador (per exemple, un de 8 m del Museu Marítim es va adaptar per a exposicions a Suïssa). Permeten a museus i escoles oferir experiències immersives sense inversions en estructures rígides, mantenint qualitat i interacció propera.

Les innovacions mostren el pas d’una mecànica complexa i fixa a solucions portàtils, econòmiques i modulars que combinen software, projectors digitals i materials lleugers per a experiències adaptades a qualsevol entorn.

El relat culmina amb la visió de la interacció entre tecnologia i educació astronòmica: els planetaris digitals es poden instal·lar en interiors o exteriors amb estructures de barres inflables i motors de pressió, arribant a cúpules de 29 m sense construccions cares. Els espectadors gaudeixen còmodament en seients inflables d’una experiència immersiva, encara que sigui temporal o mòbil.

L’èxit no depèn només de la tecnologia, sinó del factor humà: un bon operador o conferenciant que expliqui, guiï i estimuli la curiositat (sobretot dels nens), generant preguntes i participació activa. La transversalitat educativa —combinar astronomia amb humanitats, filosofia i cosmovisió— converteix l’experiència en eina per al pensament crític, la reflexió i l’aprenentatge multidisciplinari, més enllà de projectar estrelles.

La clau és combinar tecnologia innovadora amb una presentació didàctica ben pensada per crear planetaris que impressionin, eduquin i inspirin.

El fragment final sintetitza la dimensió poètica, educativa i cultural amb les “12 mirades al cel” (figura 9):

Figura 9. Les 12 mirades al cel

• Imaginària: mitologia i tradicions culturals (llegendes de constel·lacions).
• Calculadora: matemàtica i astronomia fonamental (geometria celeste).
• Propera: sistema solar i proximitats (planetes i llunes).
• Radiant: Sol i Lluna com a lluminàries que condicionen vida i temps.
• Esperança: navegació antiga i orientació.
• Múltiple: control i descomposició de la llum.
• Penetrant: cosmologia (origen i fi de l’univers).
• Expectant: vida extraterrestre i curiositat humana.
• Crítica: satèl·lits i impacte orbital.
• Artificial: tecnologia de reproducció (projeccions digitals, LED).
• Excepcional: cel com a paisatge natural contemplatiu.
• Filosòfica: cosmovisions i lloc de l’humà a l’univers.

L’astronomia s’ha democratitzat: accés obert a dades i observació, sense dependre d’institucions o elits. Genera connexió entre ciència, cultura i educació, amb curiositat i participació activa com a claus, especialment en formats familiars i escolars.

Hi ha un comentari crític però optimista: la informació és abundant i accessible, però cal rigor per evitar desinformació de xarxes. L’astronomia és tècnica, educativa, cultural i social, combinant tecnologia avançada amb experiència humana i poètica.

Els planetaris generen interacció: les preguntes i curiositats del públic orienten l’ensenyament, fent l’experiència dinàmica i adaptada (escolars, famílies, investigadors). El diàleg, l’observació directa i l’experiència pràctica són motors per comprendre millor el cel i la ciència.

L’autor conclou amb una nota personal: després de més de tres dècades treballant amb planetaris, valora la satisfacció de compartir coneixement en conferències i activitats, agraït per la confiança i col·laboració de companys com Rafael.

En conjunt, els planetaris són espais híbrids de ciència, cultura, art i educació que desperten curiositat, reflexió i interacció entre experts i públic.

Col·loqui

Planetaris dins d’una cúpula de telescopi? Sí, però complicat. Cal cúpula preparada (blanc cru sense reflexos), adaptacions específiques i consideració del telescopi centrat. Alguns projectes a Itàlia ho han fet per sessions petites, però requereix planificació.

Utilitat dels planetaris petits? Sí, sobretot per escoles i famílies: ofereixen interacció propera i personalitzada. Els grans gestionen grups heterogenis amb més dificultat. La tecnologia no substitueix una bona narrativa; recursos simples poden ser memorables. Els grans evolucionaran a immersius LED d’alta resolució, però la qualitat estel·lar clàssica no s’igualarà del tot fins al 2040.

Qualitat dels models digitals vs. clàssics AIS? Encara no arriba al nivell dels AIS clàssics o Goto (actualment 4K-8K). Models nous (Kronos, Aluniversarium) podrien assolir equivalent a 64K cap al 2040. Continuen millorant i guanyen en funcionalitats digitals.

Futur de la divulgació en planetaris? No depèn només de tecnologia (LED clau per immersió i resolució en grans instal·lacions), sinó de comunicació i narrativa. Sessions interactives i properes seran essencials; la relació amb el públic i la capacitat del conferenciant marcaran la diferència. Reptes: esgotament del personal en grans centres, adaptació pedagògica. Reptes similars a Europa (incloent-hi Espanya) per digitalització i globalització. Els petits seguiran amb projectors tradicionals fins que el digital s’imposi. El futur combina tecnologia, comunicació i narrativa immersiva per fer del planetari un espai viu d’aprenentatge i fascinació.