L'ASTRONÒMICA

Conferència de l'Astronòmica de Sabadell. Sofía Paricio, 22 d'abril de 2026.

---

Ara estava fent números: fa gairebé un quart de segle que treballo a Parcs Naturals. El primer parc on vaig treballar va ser el Parc Natural de Sant Llorenç del Munt i l’Obac. Me l’estimo molt i li tinc molt de carinyo perquè hi vaig passar per molts llocs de treball.

Vaig començar fent substitucions a l’administració, després d’informadora al Coll d’Estenalles. Després vaig ser coordinadora dels informadors, vaig estar de guaita al Montcau, de guarda forestal i, finalment, de tècnica d’ús públic i educació ambiental. Allà hi vaig estar uns 4 o 5 anys i, d’allà, ja vaig passar al Montseny, després al Garraf i al Foix, i vaig anar pujant gràcies a aprovar oposicions. Ara soc la cap de desenvolupament socioeconòmic de tota la Xarxa de Parcs Naturals.

Una de les feines a què dedico més temps és la coordinació de tots els parcs que tenen la Carta Europea de Turisme Sostenible. Amb aquesta excusa, us explicaré una mica què fem i com gestionem aquests espais.

Bé, us volia fer una pregunta molt simple: quan va ser l’última vegada que vau veure un cel realment fosc? Ja no ens en recordem. És veritat: cada cop és més difícil, i això també passa dins dels espais naturals.

Quan parlem de parcs naturals, sovint pensem només en el paisatge, però en realitat el que intentem protegir és un equilibri. La conservació és el nostre ADN: gestionem els parcs naturals per conservar-los, però també hem de tenir en compte l’ús públic, és a dir, que la gent hi pugui accedir i gaudir de la natura.

També és molt important el desenvolupament socioeconòmic, perquè si la gent que hi viu o hi treballa no s’hi pot guanyar la vida, acabarà marxant i el paisatge canviarà. Si no tenim pastors, si no tenim gent que treballi la terra o el bosc, aquell ecosistema que volem conservar desapareixerà.

I hi ha un altre element clau: la governança i la participació. Ja no es poden fer les coses sols, com quan jo vaig començar fa 25 anys. Abans, al parc teníem un pressupost i planificàvem l’any; com a molt, una o dues vegades ho compartíem amb els alcaldes i els dèiem què faríem. Ara això ja no funciona així. Els diners són públics, són de tothom, i tot el que fem ha de ser participatiu. Cal governança. Per tant, és un equilibri entre natura i persones, entre ús i conservació.

Posem-nos en context: per què s’han protegit aquests territoris i de què? Si comparem ortofotomapes del 1946 i del 2015, veiem clarament el canvi. Al 1946 hi havia molt poca construcció; en canvi, al 2015 les urbanitzacions arriben pràcticament fins al límit del parc.

Hi ha una gran pressió de població a tota l’àrea metropolitana de Barcelona. Quan la Diputació va detectar això, va apostar per gestionar i protegir aquests espais, evitant una urbanització contínua.

A Catalunya, més de 3 milions de persones es concentren en un 10% del territori, i gairebé el 75% de la població viu a la província de Barcelona. Això explica la gran pressió sobre els espais naturals i la importància de la seva gestió.

La Xarxa de Parcs Naturals de la Diputació gestiona actualment 13 espais naturals, més de 100.000 hectàrees i un centenar de municipis. Això implica molta coordinació i governança, ja que prop del 90% del territori és privat. A més, hi ha diferents models de gestió: alguns parcs són de gestió directa, però d’altres funcionen mitjançant consorcis amb ajuntaments o la Generalitat.

A la província de Barcelona hi ha espais com el Montseny, el Montnegre i el Corredor, la Serralada Litoral, la Serralada de Marina, Collserola, el Garraf, el Foix, Sant Miquel del Fai i Sant Llorenç del Munt i l’Obac (figura 1).

Figura 1. Parcs Naturals de la província de Barcelona

Centraré la presentació en Sant Llorenç del Munt i l’Obac, perquè és el que teniu més a prop. A més, com a associació astronòmica, formeu part de la Carta Europea de Turisme Sostenible d’aquest parc.

Us heu preguntat mai per què la Diputació gestiona parcs naturals? Als anys 70 ja es va detectar la pressió urbanística sobre el territori. Com que la Diputació tenia competències en urbanisme, es va utilitzar la Llei del sòl de 1956 per redactar plans especials de protecció.

El primer va ser el de Sant Llorenç del Munt i l’Obac, el 1972, convertint-se en el primer parc natural d’Espanya creat a partir d’una llei urbanística. Després, la Generalitat el va ratificar el 1987.

Aquests plans especials defineixen quins valors cal protegir i com compatibilitzar la conservació amb l’ús públic i el desenvolupament socioeconòmic.

Avui, el parc té gairebé 14.000 hectàrees, 12 municipis i 3 comarques. Però ens trobem amb un repte: tenim més visitants que mai. Els parcs s’han convertit en espais de lleure, esport, salut i cultura, i això genera molta pressió. Com ho gestionem?

Els objectius principals són protegir els valors naturals, agrícoles, forestals, culturals i paisatgístics; equilibrar la conservació amb el desenvolupament socioeconòmic; fomentar l’educació ambiental; ordenar l’ús públic i promoure la governança participativa. En definitiva, la nostra missió és promoure el coneixement i el gaudi dels espais naturals de manera compatible amb la seva conservació. I la nostra visió és conservar-los de manera òptima perquè perdurin en el futur.

Catalunya representa només el 0,7 % del territori europeu —ni arriba a l’1 %—, però conté el 26 % de totes les espècies identificades a la Unió Europea, tant de flora com de fauna. Tenim més de 680 hàbitats només a Catalunya. La biodiversitat que tenim és tan important que tenim la responsabilitat de garantir aquest equilibri i aquesta conservació. I la majoria d’aquestes espècies es troben dins dels parcs naturals.

Per què és important la biodiversitat? Per què li donem tanta importància a tenir tantes espècies i ecosistemes? Perquè la biodiversitat és la responsable de garantir l’equilibri dels ecosistemes a escala global. I l’espècie humana en depèn per sobreviure. Nosaltres depenem de la natura. No només la utilitzem: som natura. Si la malmetem, ens malmetem a nosaltres mateixos.

També hi ha un altre aspecte important, sobretot quan parlem amb responsables polítics —que sovint canvien i no sempre tenen tots els coneixements. Vaig trobar un estudi que diu que per cada euro invertit a la Xarxa Natura 2000 s’obté un benefici brut de 22 euros. És molt important tenir dades i números per poder explicar i convèncer que invertir en la gestió dels parcs naturals i en biodiversitat és rendible. A més, sense comptar altres beneficis com la salut, la fixació de població o la lluita contra el canvi climàtic.

Si ens centrem en el patrimoni natural del Parc Natural de Sant Llorenç del Munt i l’Obac, pel que fa a la flora, la vegetació predominant és l’alzinar, el pi blanc i el pi roig. Però hi ha un element molt distintiu: les codines. Les codines que trobem al Montcau, la Mola o els Cortins.

Quan pugem al Montcau hi ha zones amb molt poca vegetació, amb petites plantes i floretes. Doncs això és molt important, perquè aquí s’hi troben endemismes de flora protegida, com l’arenària del Montcau (Arenaria fontqueri subsp. cavallinesiana).

A les codines i cingleres també hi creixen altres plantes d’interès, com l’orella d’ós, la corona de reina o la cargola de roca. El marcòlic, aquesta flor tan característica, es troba als alzinars de zones més altes, per sobre dels 800 metres. És a dir, en llocs que semblen pobres en vegetació i per on passa molta gent, hi ha una biodiversitat molt valuosa (figura 2).

Figura 2. Paisatge del Parc Natural de St. Llorenç del Munt i l’Obac

He posat només alguns exemples. També pel que fa a la fauna tenim espècies emblemàtiques com l’àliga cuabarrada o el falcó pelegrí, així com espècies d’espais oberts com la cotoliu o la tallareta cuallarga.

També hi ha cargols —teníem un guarda al Garraf expert en cargols, probablement dels millors d’Europa—, ratpenats que hivernen a les coves, molts invertebrats, papallones, el barb de muntanya... Tenim una fauna molt rica.

Per gestionar tota aquesta flora i fauna necessitem coneixement. I aquest coneixement s’obté a través de seguiments d’espècies, estudis i recollida de dades. Tenim molts convenis amb la Universitat de Barcelona, i Sant Llorenç ha estat un centre de monitoratge de la biodiversitat de muntanyes mediterrànies. També treballem amb la Xarxa de Seguiment Fenològic de Catalunya i el Servei Meteorològic.

Un projecte molt interessant és el projecte Tech4Nature, de la UICN i Huawei. Utilitza tecnologia —com sensors, càmeres i intel·ligència artificial— per entendre com les activitats humanes afecten la fauna del parc.

Això ens permet prendre decisions més precises i passar de gestionar per intuïció a gestionar amb dades. El fet que una empresa com Huawei hagi invertit recursos en aquest projecte al Parc Natural de Sant Llorenç del Munt i l’Obac demostra la seva importància.

Però el parc no és només un paisatge bonic: és un sistema molt complex, amb geologia, hàbitats, fauna i història humana.

També tenim un patrimoni cultural molt important: un paisatge construït al llarg del temps per l’activitat humana. Hi ha masies, barraques de vinya, tines de pedra seca, la Mola, el Marquet de les Roques, el Puig de la Balma...

Tot aquest patrimoni ens ajuda a entendre el territori actual. Hi ha usos que han desaparegut, i això ha canviat l’equilibri: ara hi ha més boscos i nous reptes de gestió.

Algunes estructures, com les barraques o les tines, han passat de ser elements agrícoles a recursos turístics.

Els temps canvien, però això també genera oportunitats per integrar aquest patrimoni dins del desenvolupament socioeconòmic, sempre sense perdre de vista la conservació.

El paisatge de Sant Llorenç no és només natura: és un paisatge cultural que explica com s’ha viscut el territori i com està evolucionant. Aquest és l’escenari: paisatge, natura, patrimoni cultural… i l’ús públic (figura 3).

Figura 3. Ús públic del Parc natural.

L’ús públic és el conjunt d’activitats, serveis i equipaments que faciliten la visita als espais naturals. Segons Europarc, aquests serveis han de garantir el dret de la ciutadania a accedir a la natura, però de manera ordenada, segura i compatible amb la conservació. És un dret, però també un deure.

Tenim molts exemples d’ús públic: activitats que permeten gaudir del territori intentant que siguin compatibles amb la preservació. El gran repte és regular l’afluència de visitants i oferir serveis perquè tinguin una bona experiència, sense comprometre el medi.

Per exemple, vaig conèixer el Carles i la Rat, que gestionaven un equipament del Parc del Garraf: un observatori astronòmic. Des del principi, la Diputació no només ha protegit espais, sinó que també ha adquirit finques i equipaments per rehabilitar-los i donar-los nous usos. Moltes masies s’han recuperat per a educació ambiental o ús públic. En el cas de Can Tòfol, per exemple, és una casa de colònies amb observatori i també allotjament rural. La propietat és de la Diputació, però la gestió la fa una empresa del territori, fomentant així el desenvolupament socioeconòmic.

Tot plegat és un gran repte, perquè compatibilitzar ús públic i conservació no és fàcil. Per exemple, a les codines del Montcau s’han hagut de posar cordes perquè la gent no surti dels camins i no malmeti la vegetació.

També estem promovent una manera diferent de visitar els parcs: més pausada i respectuosa. Fa uns anys hi va haver un boom de les curses d’ultra trail, però des dels parcs es va començar a regular.

Ara treballem en una línia més vinculada a la salut i el benestar, amb el Pla estratègic de natura, salut i benestar de la Xarxa de Parcs. Estem convençuts que el contacte regular amb la natura, juntament amb l’activitat física, té beneficis directes per a la salut.

Observar el cel, com feu vosaltres, concentrats en la natura, també és salut i benestar. Fa anys que observo ocells, i està demostrat científicament que aquest tipus d’activitat redueix l’estrès. Segur que les vostres observacions nocturnes també tenen aquest efecte. I és en aquesta línia que estem treballant actualment a la Xarxa de Parcs Naturals.

D’altra banda, actualment em dedico sobretot al turisme sostenible. Com que la societat ha canviat i ja no tenim tanta pagesia, gran part del desenvolupament socioeconòmic dels parcs es basa en un turisme i una visitació sostenibles.

Què busca el turisme sostenible? Doncs que sigui ecològicament compatible —sempre repetim el mateix missatge: protegir la biodiversitat—, que sigui socialment integrador, que posi en valor la cultura i la població local, i que sigui econòmicament viable, generant activitat a llarg termini vinculada al territori.

La Carta Europea de Turisme Sostenible és una iniciativa d’Europarc, la federació de parcs naturals d’Europa. El que fa és ajudar els espais naturals a planificar i gestionar el turisme, però amb un element clau: es fa de manera participativa.

El turisme sostenible es basa a prioritzar la protecció, generar beneficis al territori, implicar tots els agents, planificar de manera efectiva i apostar per la millora contínua.

La Carta té tres fases. La primera és l’acreditació del parc. En el cas de Sant Llorenç del Munt i l’Obac, va ser el 2011. En aquesta fase s’analitza tot el territori —el parc i els municipis del seu entorn— i es fa una diagnosi de la situació en termes de sostenibilitat i turisme. A partir d’aquí, es defineix una estratègia a cinc anys i un pla d’actuacions, també a cinc anys, sempre de manera participativa.

La segona fase és quan entren les empreses. El parc i la Diputació poden fer moltes coses, però necessitem la col·laboració del territori. Aquí és on entreu vosaltres. Per exemple, aquest any s’hi ha incorporat l’Agrupació Astronòmica de Sabadell.

En aquesta fase, les empreses també fan la seva diagnosi de sostenibilitat i defineixen un pla d’actuacions —en aquest cas, a tres anys— amb accions de millora.

Un aspecte important és que les subvencions de la Diputació estan vinculades a aquestes actuacions. Per exemple, aquestes cadires noves que teniu són gràcies a aquest programa. Cada any podeu accedir a ajuts per millorar la vostra activitat.

És veritat que us demanem coses —plans, compromisos—, però també intentem compensar-ho amb suport econòmic i tècnic perquè pugueu ser cada cop més sostenibles.

La tercera fase és la incorporació de les agències de viatge. Quan ja tenim un conjunt d’empreses (allotjaments rurals, empreses d’activitats, restaurants, productors...), es poden crear paquets turístics conjuntament amb el territori.

Això permet, per exemple, que una família que ve de fora pugui fer una estada combinant diferents parcs naturals: uns dies al Pirineu, uns altres al Delta de l’Ebre i acabar a Sant Llorenç del Munt i l’Obac.

Treballem en xarxa. Des del 2001, quan es va iniciar a la Zona Volcànica de la Garrotxa, l’objectiu de la Generalitat i la Diputació és gestionar els parcs amb aquesta metodologia, perquè és la més participativa. Actualment hi ha diversos espais acreditats i centenars d’empreses adherides. La idea és que tot el territori treballi amb aquest model.

Però, com concretem tota aquesta gestió? Com conservem la biodiversitat i ordenem l’ús públic? Gestionar vol dir posar límits, ordenar accessos, definir itineraris, treballar la mobilitat (transport públic, aparcaments), oferir informació... Tot això per reduir l’impacte ambiental i fer el territori més sostenible.

També hi ha regulacions temporals, per exemple per a l’escalada o l’espeleologia, per protegir espècies com el falcó pelegrí o l’àliga cuabarrada durant l’època de nidificació. I un element clau és l’educació ambiental. Creiem que és la base per garantir el futur dels parcs.

També fem estudis per analitzar la capacitat d’acollida (no en diem “càrrega”) dels espais: afluència de visitants, usos, perfils... Utilitzem ecocontadors i altres eines.

Zones com la Mola o el Montcau concentren molta gent, i s’hi han pres mesures per preservar l’espai: millora de camins, regulació d’accessos, ordenació d’aparcaments, gestió de residus i aigua... Cal tenir en compte que són espais sense infraestructures bàsiques com clavegueram o aigua corrent, i això genera limitacions.

També treballem per compatibilitzar usos: turisme, agricultura, ramaderia... fomentant paisatges productius, prevenint incendis i posant en valor el producte local (enoturisme, pedra seca, etc.).

Els impactes del turisme són visibles —erosió, degradació del sòl, pèrdua de vegetació—, però també n’hi ha d’invisibles. La fauna també es veu afectada: moltes espècies han canviat els seus hàbits per la presència humana. Animals que abans eren diürns han passat a ser nocturns per evitar persones, soroll i vehicles. També hi ha problemes com la transmissió de malalties (per exemple, per restes d’aliments) o la habituació dels animals a les persones, com guineus que s’acosten perquè algú els ha donat menjar. Tot això altera els ecosistemes.

Què hem après? Sobretot, la importància de la governança. Potser les decisions són més lentes, però quan són consensuades, funcionen millor.

Cap on anem? Cap a més regulació, més educació ambiental i un model de visitant més conscient. Apostem per experiències guiades, més enriquidores i controlades. També incorporem nous valors: natura i salut, i el cel nocturn com a patrimoni. La foscor també és un recurs natural i un indicador ambiental.

I això ens porta a mirar el parc des d’una altra perspectiva: la vostra. Què passa quan es fa fosc? Fins ara hem parlat del dia, però els ecosistemes funcionen 24 hores. A la nit també hi ha processos ecològics clau. A la nit hi ha vida.

Moltes espècies depenen de la foscor: ratpenats, ocells nocturns, insectes... La nit forma part de l’equilibri ecològic. Però també hi ha impactes. La contaminació lumínica té efectes reals: afecta ratpenats, aus nocturnes i insectes. La llum artificial no es queda a les ciutats: s’escampa i arriba als espais naturals, alterant els ritmes naturals. Per exemple, els insectes són atrets per la llum, es desorienten i desapareixen del seu hàbitat. Això provoca un efecte en cadena: menys insectes, menys aliment per a altres espècies, canvis en els ecosistemes i pèrdua de biodiversitat. En definitiva, no només ocupem l’espai: alterem el funcionament dels ecosistemes.

Així que, quan protegim un parc —ara ho tinc clar després de preparar aquesta xerrada—, protegim el paisatge, la biodiversitat i les persones, però també haurem de protegir la foscor. La nit és part de l’ecosistema. La llum és una pressió ambiental més i cal gestionar-la igual que gestionem altres usos. Però també pot ser una oportunitat.

Jo continuo amb el meu tema: l’astroturisme. L’astroturisme pot ser una manera de posar en valor el cel nocturn si es fa bé. És una activitat de baix impacte, desestacionalitzada, que dona valor al cel nocturn. No necessita grans infraestructures, no transforma el territori i, en canvi, genera una experiència molt potent. I té un gran potencial.

Al final, gestionar un parc és protegir el que veiem, però també el que no veiem. Potser en un futur un dels indicadors de qualitat d’un parc natural serà si encara hi podem veure les estrelles.

Col·loqui

Molt interessant això de la protecció del cel nocturn. Jo començaria, per exemple, per evitar il·luminar panys de paret d’un castell, quatre pedres, ermites o monestirs on a la nit no hi va ningú. Crec que tot això s’hauria d’evitar.
El que necessitem de vosaltres —i aquesta presentació m’ha anat molt bé per adonar-me’n— és participació. Ara estem renovant el pla d’actuacions dels pròxims cinc anys a Sant Llorenç, i com que s’han de definir noves accions, persones com el Carles o l’Àngel hi podran aportar aquestes inquietuds.

Existeixen sancions?
Sí, existeixen. Si algú arrenca una espècie protegida o fa accions prohibides, pot ser sancionat. Però el problema és que no sempre s’enxampa la gent. Abans, els guardes no podien sancionar directament; ara sí, són agents de l’autoritat. Tot i així, la clau continua sent l’educació ambiental.

Es fan activitats als parcs naturals?
Si, es fan activitats guiades, també d’observació d’ocells, incloent-hi ciència ciutadana i censos nocturns amb especialistes. A la web de la Diputació hi ha l’agenda dels parcs, amb activitats cada cap de setmana. Moltes les organitzen empreses adherides a la Carta Europea.

Conferència de l'Astronòmica de Sabadell. Laura Mònica, 29 d'abril de 2026.

---

Per situar-nos una miqueta en l’anterior xerrada, jo vaig parlar sobretot del descobriment de la Lucy, que ja hem comentat i ara no repetiré. Avui parlarem de l’evolució del gènere Homo, bàsicament, que és el gènere que després donarà lloc a nosaltres, a Homo sapiens. I, com veureu, el gènere Homo es troba distribuït no només per Àfrica —a l’anterior xerrada no havíem sortit d’Àfrica—, sinó que avui en sortirem.

Perquè us situeu més o menys i veieu de què estem parlant, i també perquè pugueu interpretar aquestes datacions, aquesta seria la imatge actual de tots els tàxons d’homínins (figura 1). Quan a mi m’explicaven l’evolució humana fa anys, no es veien aquests gràfics, sinó que hi havia un ancestre i el seu suposat descendent units en una línia. Hi havia línies que, de vegades, es ramificaven, etc. Actualment s’han descobert tants fòssils que a vegades costa establir aquesta relació d’ancestre-descendent, tal com comentàvem.

Figura 1. Els hominins

A l’anterior xerrada ens vam situar en aquests milions d’anys i sobretot vaig explicar fins a aquesta part groga que veieu aquí. En un moment determinat desapareixen els boscos de l’Àfrica i comencen a obrir-se les sabanes. Vam acabar parlant de la diversificació de les formes d’australopitecs, que veieu aquí.

Avui deixarem aquesta part i ens centrarem en l’evolució del gènere Homo. Per tant, veurem els últims esglaons de la nostra evolució, aproximadament des de fa 2,7 milions d’anys fins a l’aparició de Homo sapiens., que veieu aquí.

Aquests primers hominins que teniu aquí en color rosa serien Homo habilis; una mica més tard apareix Homo ergaster. Serien els primers representants del gènere Homo, i aquests donarien lloc a la resta d’homínins que veieu aquí. Homo habilis se situa a l’Àfrica; per tant, l’origen del gènere Homo és africà, i suposem que els seus ancestres són els australopitecs. Si voleu saber quin d’aquests australopitecs és l’ancestre directe del gènere Homo, la resposta és que encara no ho sabem i que hi ha diverses possibilitats.

Una de les coses que caracteritza l’evolució del nostre llinatge succeeix fa aproximadament 2,7 milions d’anys. Aquí trobem diverses coincidències: pràcticament la desaparició dels australopitecs —n’hi ha molt pocs a partir d’aquest nivell en el registre fòssil—, l’aparició dels primers representants del gènere Homo, com Homo habilis, i tres tendències molt importants que avui recorrerem.

La primera és que aquests representants del gènere Homo tenen un cervell més gran que els australopitecs. Veureu que aquesta tendència de creixement cerebral és exponencial fins a l’aparició dels neandertals. Per tant, la primera tendència important és aquesta: el gènere Homo es caracteritza per un creixement del cervell, del neurocrani, respecte a la cara.

Després, en els jaciments, de forma sistemàtica, comencem a trobar moltes eines lítiques. Això no vol dir que no n’hi hagués abans —ara sabem que sí—, però a partir d’aquest moment les trobem de forma molt abundant.

I, finalment, una de les coses més importants és que passem d’un bipedisme ineficient —com el de la Lucy, que es diu bipedisme facultatiu— a un bipedisme obligat, molt més eficient energèticament. Tot i que aquestes tres coses les presento per separat, segurament estan relacionades i van contribuir conjuntament a l’evolució del nostre llinatge.

Abans de començar amb tots aquests fòssils i aquest viatge, aclarirem una mica aquestes tres tendències. La primera és el creixement del cervell. Fins aquest punt, els australopitecs tenien un cervell petit. La Lucy, per exemple, feia aproximadament un metre vint, però si mirem la proporció del cervell respecte a la cara, era aproximadament del 50%.

A partir dels primers representants del gènere Homo, com Homo habilis, que té uns 1,8 milions d’anys, el neurocrani ja és més gran que la cara. I aquesta tendència continuarà creixent. Per tant, és una característica pròpia del nostre llinatge: hi ha alguna pressió de selecció que afavoreix l’augment del cervell.

Després tenim l’ús sistemàtic d’eines lítiques. Fa anys no es concebia que un representant que no fos del gènere Homo pogués fabricar eines, però sabem que fins i tot els ximpanzés en fabriquen. Utilitzen pals, els modifiquen, en proven la flexibilitat i aquest coneixement es transmet de mares a cries.

Fa uns anys —publicat el 2023— es van trobar eines de 3,3 milions d’anys a Kènia. Això vol dir que abans del gènere Homo ja existien eines lítiques, i que els australopitecs, tot i tenir un cervell petit, eren capaços de fabricar-les.

Què passa amb el gènere Homo? Que trobem un altre tipus d’eines (figura 2), més desenvolupades i presents de forma sistemàtica als jaciments. Les primeres, de 3,3 milions d’anys, corresponen a la indústria lomekwiana. Més tard apareix la tecnologia olduvaià (mode 1), anomenada així pel jaciment d’Olduvai, a Tanzània.

Figura 2. Desenvolupament de la tecnologia de les eines lítiques

Aquestes eines són pedres manipulades per obtenir vores esmolades. S’utilitzaven, entre altres coses, per processar aliments. No eren gaire eficients per caçar directament; de fet, sabem que els primers hominins eren carronyaires. S’alimentaven del que deixaven els grans carnívors: carcasses i ossos. Amb aquestes eines podien trencar els ossos i accedir al moll, que és molt nutritiu. S’han trobat eines associades a ossos trencats en zones de Tanzània i Kènia, cosa que reforça aquesta interpretació.

Més endavant, fa aproximadament 1,7 milions d’anys, apareix el mode 2 o acheulià. Són eines treballades per les dues cares, molt més eficients i versàtils. De fet, se les ha anomenat “la navalla suïssa de la prehistòria”, perquè servien per a moltes funcions: tallar, descarnar, cavar o trencar.

Tot això està relacionat amb un canvi climàtic important. El gènere Homo apareix en un moment en què desapareixen les zones arbrades i s’estenen les sabanes obertes. Això implica menys refugi i més dificultat per trobar aliment, sobretot durant l’estació seca. Les eines lítiques permeten accedir a recursos que abans no estaven disponibles, com aliments sota terra o restes animals.

Finalment, entra en joc el bipedisme obligat. En aquests entorns oberts, cal desplaçar-se per trobar aliment. Si el desplaçament és poc eficient, es gasta molta energia. Però amb un bipedisme eficient, com el nostre, el cost energètic és menor.

Això permet, per exemple, la caça per resistència. Els humans poden caminar durant hores, a diferència d’altres mamífers. Això fa possible seguir una presa fins que esgota la seva capacitat de termoregulació i cau.

Aquest tipus de locomoció també implica una millor regulació de la temperatura, ja que podem suar i dissipar la calor. Tot plegat fa que siguem molt eficients en aquests entorns.

Com que el desplaçament consumeix menys energia, aquesta es pot destinar a altres funcions, com el cervell. El cervell és un òrgan molt costós energèticament —pot consumir aproximadament el 25% de l’energia diària—, i el seu creixement es veu afavorit en aquest context.

Per tant, en aquest moment comença realment la nostra història evolutiva, cosa que no passava amb els australopitecs.

Pel que fa als primers Homo, com Homo habilis, cal tenir en compte que els canvis no es produeixen de cop. L’evolució és gradual i presenta un mosaic de característiques. Per exemple, Homo habilis encara té braços relativament llargs en comparació amb les cames, cosa que indica certa capacitat per grimpar. Però també presenta característiques més modernes, com un fèmur amb una inclinació més marcada i un peu amb arc plantar desenvolupat, adaptat al bipedisme.

A més, els metatarsians són paral·lels, com en els humans actuals. Així doncs, aquests Homo habilis combinen trets primitius amb trets més moderns.

Això genera un problema interessant en evolució humana: si cada cop tenim un cervell més gran i caminem de forma bípeda, com es resol aquesta combinació des del punt de vista anatòmic i funcional? Aquest és un dels grans dilemes que es plantegen en l’estudi de la nostra evolució.

Hi ha una estructura que és molt important, sobretot en les dones: la pelvis. Si cada cop tenim el cervell més gran, els nostres nadons també tindran cervells més grans. Però la pelvis humana no només està adaptada al part; en el cas de les dones, també ho està al bipedisme. Tenim una morfologia pèlvica determinada que ens permet caminar de forma eficient. La nostra pelvis és estreta en sentit anteroposterior, cosa que és biomecànicament eficient.

Figura 3. Pelvis de ximpanzé i pelvis d’homo

Això ens ajuda també a la termoregulació, ja que forma part de la morfologia general del cos, i contribueix a mantenir el sòl pèlvic. Però cal tenir en compte que hi ha un compromís amb el canal del part. Si cada cop tenim cervells més grans, les cries també els tindran, però la pelvis no pot créixer més, perquè això dificultaria la locomoció. Quina va ser la solució evolutiva? Néixer abans. Això implica dimorfisme sexual marcat a la pelvis i l’altricialitat humana: les nostres cries neixen més immadures.

Si ho comparem amb una cria de ximpanzé, aproximadament als nou mesos de vida humana igualem la maduresa que té un ximpanzé en néixer. És a dir, nosaltres naixem en un estat molt més immadur. I això té moltes implicacions en el gènere Homo, que ara veurem.

Aquí teniu la pelvis d’un ximpanzé i la direcció del seu canal del part, i aquí la pelvis humana amb la direcció del nostre canal. El part humà és complex. La pelvis té diversos diàmetres: un de superior, un de mitjà i un d’inferior. En el cas del ximpanzé, el naixement és més directe: la femella s’ajup, la cria surt pràcticament en línia recta i la mare la pot agafar cara a cara.

En canvi, el part humà és més complicat, perquè la pelvis no té el mateix diàmetre en totes les seves parts. Això fa que el part sigui més difícil i, en certa manera, traumàtic. En el cas humà, el cap del nadó ha de girar per poder sortir pel canal del part. I no només el cap: després ha de passar la cintura escapular, primer una espatlla, després l’altra, i finalment la resta del cos.

Per tant, hi ha un compromís entre l’estructura anatòmica de la pelvis i la mida del cervell. Si naixem abans, naixem més immadurs, i això genera adaptacions específiques.

En aquest gràfic (figura 4), per exemple, es pot veure la mida del cervell en relació amb l’edat en ximpanzés i humans. En el ximpanzé, el cervell creix molt abans del naixement i després aquest creixement s’alenteix. En els humans, en canvi, naixem abans i una part important del creixement cerebral es produeix fora del ventre matern. Per això, quan portem un nadó al pediatre, durant les primeres setmanes i mesos es mesura sovint el perímetre cranial per assegurar que creix correctament.

Figura 4. Creixement del cervell dels humans i dels ximpanzès

Això genera tot un seguit de conseqüències i adaptacions. L’augment de la mida del cervell implica un part prematur, i això comporta una gran dependència parental, ja que les cries neixen immadures. Com a resultat, tenim un període infantil i juvenil molt llarg en comparació amb altres primats.

A més, es redueix el temps entre parts. En comparació amb altres hominoïdeus —com goril·les, ximpanzés o orangutans—, els humans tenim les cries abans i també els següents parts es produeixen amb menys interval, per tal d’assegurar la supervivència.

Això va ser clau en el moment de l’aparició del gènere Homo. Probablement hi va haver un canvi important en el comportament social per garantir que aquestes cries tan dependents poguessin arribar a l’edat reproductiva.

Dit això, i tenint en compte aquests factors —cervell, eines lítiques i bipedisme—, on trobem les evidències més antigues del gènere Homo i quines característiques presenten?

Les evidències més antigues es troben a la regió d’Etiòpia. A la formació d’Hadar, molt a prop d’on es va trobar la Lucy, s’ha trobat una maxil·la d’uns 2,3 milions d’anys. Aquesta maxil·la es diferencia de les dels australopitecs perquè, tot i tenir una dentició gran, presenta trets més avançats.

També s’ha trobat una mandíbula —o més exactament un fragment de mandíbula— amb una datació d’entre 2,8 i 2,7 milions d’anys, a la regió de Ledi-Geraru, també a Etiòpia. Aquesta peça s’ha assignat al gènere Homo, però sense especificar-ne l’espècie (Homo sp.). Si aquesta classificació és correcta, serien les restes més antigues conegudes del gènere.

Aquestes restes són molt antigues i escasses, però a partir dels dos milions d’anys comencem a trobar més evidències. Per exemple, al jaciment d’Olduvai s’han trobat fragments de mandíbula i cranis com els associats a Homo habilis. El nom “habilis” prové de “hàbil”, ja que es van trobar eines lítiques associades a aquests fòssils i es va pensar que eren els seus fabricants.

Després de Homo habilis apareixen Homo ergaster i Homo erectus, que també es troben en aquests jaciments, així com a Sud-àfrica. Per exemple, s’ha publicat recentment el cas d’un individu infantil d’Homo erectus d’1,9 milions d’anys trobat en un jaciment d’Etiòpia situat a gran altitud, en les terres altes etíops, a uns 2.000 metres. Això indica que aquests hominins estaven adaptats a entorns diversos.

Un dels jaciments més importants és Olduvai, a Tanzània, conegut com la “capella Sixtina” de l’evolució humana. A la gorja d’Olduvai s’han trobat moltíssimes evidències: eines lítiques, fòssils i també eines fetes amb ossos, fins i tot d’elefant.

S’han identificat ossos amb marques de tall, produïdes per eines de pedra, especialment en zones concretes, cosa que indica activitats de descarnament. En aquest jaciment, d’uns 1,5 milions d’anys, trobem tant Homo habilis com Homo ergaster.

Algunes reconstruccions artístiques mostren escenes plausibles d’aquesta època: individus descarnant animals, altres fabricant eines i fins i tot femelles transportant cries. Tot plegat reflecteix una possible organització social (figura 5).

Figura 5. Reconstrucció d’homo habilis

La zona d’Olduvai és una sabana àrida però estacional, situada en una antiga conca lacustre. Als marges d’aquest antic llac és on s’han trobat moltes de les restes, ja que els hominins hi acudien probablement per accedir a recursos. Els estrats geològics són molt visibles i es poden seguir durant quilòmetres, cosa que facilita l’estudi del registre fòssil.

El nom “Olduvai” prové d’una planta local anomenada així en llengua massai. L’erosió provocada per l’aigua ha deixat al descobert els sediments i els fòssils, que sovint es troben en superfície, sense necessitat d’excavacions profundes.

És una zona molt rica en fauna, propera al Serengeti, i el paisatge és el típic de sabana africana. S’hi han dut a terme nombroses excavacions i s’hi han fet descobertes importants, com les eines d’os més antigues conegudes.

Diversos equips de recerca hi treballen actualment, i continua sent un dels llocs clau per entendre l’evolució humana. Si busqueu imatges o vídeos de la gorja d’Olduvai, podreu veure clarament aquest paisatge i entendre millor el context en què vivien aquests primers humans.

A partir d’aquest moment, quan comencen a aparèixer els Homo ergaster, succeeix una cosa molt important: hi ha canvis climàtics molt intensos. Les glaceres baixen cap a latituds més meridionals i això, a l’Àfrica, es tradueix en una gran aridesa.

Aquests hominins, que ja caminen de forma bípeda i tenen estratègies com la caça o el carronyatge, es veuen obligats a sortir fora d’Àfrica. Probablement seguirien les grans migracions d’herbívors cap a latituds més al nord. És en aquest moment quan es produeix el primer “Out of Africa”.

La pregunta és: per on es van produir aquestes sortides fora d’Àfrica?

Una de les rutes més probables és pel Sinaí. Si sortim per aquesta zona, les evidències més antigues les esperaríem trobar a Israel i a tota la península Aràbiga. Ara bé, aquesta regió és molt difícil d’estudiar arqueològicament per motius polítics i logístics. Sabem que en el passat va existir el que s’anomena “Aràbia verda” (Green Arabia), però encara hi ha poca recerca. Només alguns equips hi han treballat, i han trobat restes relativament recents, d’uns 90.000 anys, però sabem que podria haver-hi molt més.

Una altra possible ruta és a través de l’estret de Gibraltar. Aquesta hipòtesi és molt debatuda: té defensors i detractors. Alguns investigadors argumenten que la fauna del nord d’Àfrica no coincideix amb la de la península Ibèrica, cosa que dificultaria aquesta hipòtesi. Però d’altres assenyalen evidències com la presència de certs primats o hipopòtams tant al nord d’Àfrica com a la península Ibèrica, però no a la resta d’Europa.

També sabem que el nivell del mar del Mediterrani ha variat al llarg del temps. En períodes de nivell baix, la distància entre Àfrica i Europa era menor, i això podria haver facilitat el pas. A més, els hominins són exploradors per naturalesa, així que no és descartable que travessessin aquesta zona en determinades condicions.

En realitat, no hem de pensar en una única ruta: és possible que hi hagués diverses sortides per diferents zones.

Figura 6. Possibles sortides de l’Àfrica

Ara bé, on trobem les evidències més antigues fora d’Àfrica?

Una de les més antigues es troba a la Xina, al jaciment de Shangchen, amb eines lítiques de fa 2,1 milions d’anys. Això indica que, poc després de l’aparició del gènere Homo, ja hi havia dispersions fora d’Àfrica. En aquest cas, però, no s’han trobat fòssils humans, només eines.

També a Java, al jaciment de Sangiran, s’han trobat restes d’Homo erectus, que són de les més antigues fora d’Àfrica i han estat molt estudiades.

No obstant això, les evidències fòssils més antigues fora d’Àfrica es troben a Dmanisi, a Geòrgia. Allà s’han descobert cinc cranis amb una capacitat cranial una mica superior a la d’Homo habilis, però encara amb trets robustos. Això reforça la idea d’una dispersió primerenca a través d’aquesta regió.

Posteriorment, les evidències més antigues a Europa es troben a la península Ibèrica, especialment a Atapuerca, amb una antiguitat d’aproximadament 1,4 milions d’anys (segons estimacions recents). També a Orce s’ha trobat un molar de llet amb una datació similar.

Fins fa poc, es pensava que les dispersions es dirigien principalment cap a l’est, però descobertes com les d’Atapuerca i Orce indiquen que també hi va haver expansions cap a l’oest.

La serra d’Atapuerca és un conjunt de jaciments molt important. Es tracta d’un sistema càrstic de coves que va quedar exposat arran de la construcció d’una línia de ferrocarril per transportar carbó. En lloc de rodejar la serra, es va tallar pel mig, deixant al descobert els sediments i fòssils.

A la Sima del Elefante, un dels jaciments, es va descobrir el 2025 un fragment de cara que constitueix l’evidència més antiga d’Europa. Es tracta d’una part del maxil·lar amb l’os zigomàtic, que presenta característiques modernes, com una lleugera retracció facial, tot i que també mostra afinitats amb Homo ergaster o Homo erectus. Per això s’ha classificat com Homo affinis.

Anteriorment, en aquest mateix jaciment, ja s’havia trobat un fragment de mandíbula d’uns 1,2 milions d’anys, classificat com Homo sp., és a dir, sense assignació específica.

A la Gran Dolina, un altre jaciment d’Atapuerca, es van descobrir als anys 90 restes humanes d’uns 800.000 anys, inicialment atribuïdes al “noi de la Gran Dolina”, però estudis posteriors van indicar que era una femella, la “noia de la Gran Dolina”. Aquestes restes corresponen a Homo antecessor.

Quan es comparen les restes de la Sima del Elefante amb les de la Gran Dolina, es veu que no són iguals, cosa que indica que hi va haver almenys dues poblacions diferents en aquesta regió en moments diferents.

Les excavacions a la Gran Dolina han estat lentes i complexes. Des dels anys 90 s’excava progressivament des de la part superior fins a arribar al nivell TD6, on es troben aquestes restes. La gran quantitat d’ossos d’animals amb marques de tall indica una intensa activitat de processament de carn.

Un dels aspectes més sorprenents és la presència de marques de tall en ossos humans, inclosos individus infantils. Això s’interpreta com a evidència de canibalisme. Les hipòtesis inclouen canibalisme nutricional o associat a conflictes entre grups. En aquest context, es pensa que podrien haver consumit individus d’altres grups, especialment els més vulnerables.

Pel que fa a Orce, s’ha trobat una dent d’uns 1,4 milions d’anys. Tot i que les restes són escasses, indiquen la presència d’hominins en aquesta regió, amb un paisatge molt diferent de l’actual.

A partir d’aquest moment, no tots els hominins surten d’Àfrica. Alguns hi romanen i evolucionen. Apareix així un nou tàxon: Homo heidelbergensis. Tot i que el nom prové d’un jaciment a Alemanya (Mauer), les restes més antigues es troben a l’Àfrica.

Un exemple és el crani de Bodo, a Etiòpia, amb una capacitat cranial d’uns 1.100 cm³. Aquest crani presenta també marques de tall, fetes amb eines lítiques, cosa que indica pràctiques de descarnament. Té una antiguitat d’uns 600.000 anys.

A Zàmbia, en aquesta zona, també tenim l’exemplar de Broken Hill, un Homo heidelbergensis d’uns 300.000 anys. A l’Àfrica no en trobem gaires més evidències, però a Europa sí que n’hi ha moltes.

En aquest moment, quan aquests Homo heidelbergensis ocupaven zones com la serra d’Atapuerca, es produeix una nova expansió fora d’Àfrica, el que es coneix com el segon “Out of Africa”. El primer l’havia protagonitzat Homo habilis; ara són els Homo heidelbergensis els que s’expandeixen.

Europa, en aquell moment, es descriu com una mena de rebost amb recursos abundants, tot i que la fauna era diferent de l’actual. Aquests Homo heidelbergensis es distribueixen per gran part del continent: se’n troben a Anglaterra, França, Itàlia, Grècia, Alemanya i també a la península Ibèrica.

Figura 7. Expansió de l’homo heidelbergensis

Però en aquest context es produeix un altre canvi climàtic important. Les temperatures baixen, els ecosistemes es tornen més freds i oberts, i els cicles glacials s’intensifiquen. Això crea barreres ecològiques que dificulten la mobilitat i aïllen les poblacions.

Com a conseqüència, els grups de Homo heidelbergensis queden separats: uns a l’Àfrica i uns altres a Europa. En biologia, quan poblacions queden aïllades durant molt de temps, acaben diferenciant-se i donant lloc a noves espècies.

Això és el que es creu que va passar en el nostre llinatge. Les poblacions africanes de Homo heidelbergensis donarien lloc als primers Homo sapiens, mentre que les europees evolucionarien cap als neandertals.

Figura 8. Homo neanderthalensis i homo sapiens

Aquí, per exemple, podem comparar un crani de neandertal —com el de La Ferrassie, a França— amb un de Homo sapiens d’uns 30.000 anys, com els del jaciment d’Abri Pataud. Els neandertals tenen, de fet, una capacitat cranial sovint superior a la dels sapiens, però la forma del crani és diferent.

Les evidències més antigues de Homo sapiens es troben al Marroc, al jaciment de Jebel Irhoud. Allà s’han trobat cranis i mandíbules que constitueixen, fins ara, les restes més antigues del nostre llinatge. El jaciment és una antiga pedrera, i és en aquesta zona on es van localitzar els fòssils.

A partir dels 300.000 anys, però, comencen a aparèixer altres fòssils a l’Àfrica que generen dubtes sobre si són o no Homo sapiens. Per exemple, tenim restes com les d’Eyasi (Endutu), d’uns 400.000 anys; Florisbad, d’uns 260.000; o els fòssils d’Herto, a Etiòpia, d’uns 160.000 anys, que corresponen a Homo sapiens idaltu. També hi ha restes d’uns 195.000 anys que reforcen aquesta idea d’un origen africà complex i gradual.

Per tant, actualment pensem que aquestes restes constitueixen les primeres evidències del nostre llinatge. Però hi ha una sorpresa important: els Homo sapiens no estaven sols a l’Àfrica.

Fa uns anys, el paleoantropòleg Lee Berger va descobrir a Sud-àfrica una nova espècie: Homo naledi. Es van trobar cranis i restes postcranials en una cova de molt difícil accés. Té una datació d’uns 335.000 anys, però presenta un cervell molt petit, comparable al d’Homo habilis, de fa dos milions d’anys. Això significa que, mentre existien formes més modernes com Homo sapiens, també coexistien hominins amb característiques molt més primitives. Aquest descobriment ha generat molt debat, ja que es van trobar indicis de comportaments complexos, com possibles enterraments o ús del foc, tot i que alguns d’aquests aspectes encara són discutits.

A Europa, en canvi, trobem els neandertals. Presenten un crani allargat i baix, amb un front poc desenvolupat, una cara robusta i projectada cap endavant, amb òrbites grans i arcs superciliars prominents.

Els Homo sapiens, en canvi, tenen un crani alt i més arrodonit, amb un front vertical i una cara molt més petita i retraïda. Aquesta reducció de la cara respecte al neurocrani és una de les característiques distintives del nostre llinatge.

Cal dir que també hi ha variabilitat dins dels humans actuals: els cranis poden variar segons les poblacions, però mantenen aquestes característiques generals.

Sabem també que els neandertals no només habitaven Europa, sinó també el Pròxim Orient i fins i tot zones de Sibèria, com la cova de Denisova, que és clau per entendre l’evolució humana recent.

En un moment determinat, canvis climàtics afavoreixen la sortida de Homo sapiens fora d’Àfrica. Aquesta expansió probablement es produeix a través del Pròxim Orient, on es troben amb els neandertals.

Durant molt de temps es va pensar que els neandertals eren menys intel·ligents, però avui sabem que no és així. De fet, el que s’ha descobert és que Homo sapiens i neandertals es van hibridar, és a dir, es van reproduir entre ells i van tenir descendència fèrtil.

Això implica que no eren espècies completament separades. Ho sabem gràcies als estudis genètics, especialment els de Svante Pääbo, premi Nobel de Medicina el 2022, que va demostrar que entre un 2% i un 3% del genoma de les poblacions humanes d’origen europeu és d’origen neandertal.

A partir d’aquí, la genètica ha revolucionat l’estudi de l’evolució humana. S’ha pogut extreure ADN de fòssils i fins i tot de sediments, i comparar-lo entre poblacions.

A la cova de Denisova, per exemple, es va descobrir un altre grup humà: els denisovans. A partir de fragments d’os i dents, i sobretot de material genètic, es va identificar aquest grup, que no corresponia ni a neandertals ni a sapiens.

És la primera vegada que es defineix un grup humà més per la genètica que per la morfologia. A més, s’ha descobert que hi havia hibridacions entre denisovans, neandertals i Homo sapiens.

Per exemple, s’han identificat individus híbrids entre neandertals i denisovans, i també entre denisovans i sapiens. Fins i tot s’ha detectat material genètic d’un grup encara desconegut, anomenat provisionalment “mystery hominin”.

Tot això indica que la història evolutiva humana és molt més complexa del que es pensava, amb múltiples grups coexistint i intercanviant gens.

Els neandertals, amb el temps, van anar desapareixent. Els canvis climàtics, la reducció de recursos i la baixa variabilitat genètica en poblacions petites van contribuir a la seva extinció. En canvi, els grups que es van hibridar amb Homo sapiens van incorporar nova variabilitat genètica.

Les evidències més antigues de Homo sapiens fora d’Àfrica es troben a Israel, en jaciments com Skhul i Qafzeh, amb datacions d’uns 90.000 anys. Aquests individus ja mostren característiques modernes, com un front elevat i un crani arrodonit.

Finalment, amb el temps, els neandertals desapareixen i només Homo sapiens queda com a únic representant del gènere Homo.

I pel que fa als denisovans, durant molt de temps no sabíem com eren físicament. Però recentment s’ha pogut començar a reconstruir el seu aspecte a partir de noves evidències, en una història realment sorprenent que continua aportant noves dades.

Després de la Segona Guerra Mundial, en aquesta regió de la Xina que veieu aquí, hi va haver moltes obres de construcció. Un dels obrers va trobar aquest crani, el va guardar i el va anar passant de generació en generació.

El nét, amb bon criteri, va decidir portar el crani a una universitat xinesa perquè pensava que podia ser important. Allà van localitzar l’estrat d’on provenia, el van datar i van determinar que tenia uns 148.000 anys. En aquell moment el van anomenar Homo longi.

El van descriure com a «l’home del drac» (morongui). Aquest és l’article i aquesta és la reconstrucció facial.

Quan van començar a aparèixer més evidències sobre els denisovans i es va veure que la seva presència a Àsia era molt important, van decidir extreure una petita mostra d’aquesta dent que veieu aquí i analitzar-la genèticament. Crec que va ser l’any passat o fa dos anys que vam saber que aquest crani pertany a un denisovà. És un denisovà.

I no només s’ha trobat aquest crani: posteriorment s’ha trobat també un fragment de mandíbula, entre altres restes. Ara mateix, tota l’evolució humana en aquests períodes està en plena efervescència. Qualsevol que es dediqui a aquest camp us diria que cada mes o mes i mig surt un nou article important sobre paleogenètica. Realment està en auge.

La genètica ens està permetent desentrellar relacions entre grups que morfològicament no podíem distingir. Ens dona una visió que abans era impossible d’obtenir només amb l’anatomia.

I amb això ja acabo: quines seran les grans novetats en l’estudi de l’evolució humana d’aquests períodes en els pròxims anys? Segurament vindran de la Xina. Fins ara els xinesos no havien mostrat gaire interès en paleontropologia (tot i que ja teníem els Homo erectus, etc.), però ara veuen que tenen un potencial enorme.

De fet, grups com el d’Atapuerca ja han començat a fer recerca allà, perquè han vist que genèticament hi ha similituds amb les poblacions denisovanes. Això obre la porta a parlar de possibles migracions des d’Àsia fins a la península Ibèrica.

Per això, cranis que es van descobrir fa temps, com el crani de Dali que veieu aquí, o el de Jinniushan, en aquesta mateixa zona de la Xina, ara s’estan reinterpretant amb uns altres ulls.

També tenim el jaciment de Hualongdong, amb datacions de fa uns 300.000 anys. La mandíbula de Xiahe, que ja se sap que pertany a un nen denisovà… Tots aquests fòssils, que es van trobar fa temps, s’estan reestudiant amb molta intensitat. Estic segura que intentaran seqüenciar-los genèticament per veure exactament què són.

Abans dels 60.000 anys ja tenim una sèrie de migracions, sortides d’Homo sapiens fora d’Àfrica. Després dels 60.000 anys aquestes migracions es van intensificar molt per tota aquesta regió. És a dir, les poblacions anaven migrant per moltes zones, depenent dels canvis climàtics i de la posició de les glaceres, i van recórrer diferents territoris.

Col·loqui

L’homo floresiensis és tot ell més petit, de forma proporcionada?
Els Homo floresiensis tenen una datació d’uns 70.000 anys, per tant són fòssils relativament recents. Es tracta d’individus molt petits, però proporcionalment petits (al·lomètrics). És a dir, la pelvis, el crani, tot és petit de forma proporcionada.

Com es determinen les espècies sense ADN i què passa amb les hibridacions?
La definició biològica d’espècie (individus que es poden reproduir i tenir descendència fèrtil) no sempre és útil en paleontologia. Si acceptem que Homo neanderthalensis i Homo sapiens es van reproduir i que tenim material genètic neandertal, hauríem de replantejar-nos si realment són espècies diferents. Potser hauríem de dir Homo sapiens neanderthalensis i Homo sapiens sapiens. Aquests canvis de concepte costen molt d’acceptar.

Actualment, quan un fòssil conserva bon material genètic, podem calcular quantes generacions enrere es va produir una hibridació. Per exemple, s’ha trobat un individu denisovà que tenia, tres generacions enrere, una mare neandertal i un pare denisovà.

Gràcies a les taxes de mutació, el genoma actua com un rellotge i podem retrocedir en el temps. També s’han trobat individus a Romania (com els de Peștera cu Oase) que tenien un 8 % de material neandertal, molt més que els humans actuals (que en tenim entre un 2 i un 3 %). Això indica que estaven més a prop temporalment de l’encreuament.

Amb l’ADN, fins a quina data arribeu?
De moment, el rècord està en uns ossos de fa 450.000 anys (la Sima de los Huesos). Més enllà d’això, encara no hem aconseguit extreure ADN.

 

Conferència de l'Astronòmica de Sabadell. Albert Morral, 6 de maig de 2026.

---

Avui parlaré d’astrofísica amateur. I què vol dir això? Us explico què entenc jo per astrofísica amateur.

Soc físic de formació, i això vol dir que vaig passar els cinc anys de la carrera calculant coses. A la universitat, els estudis són molt teòrics. La física aplica les matemàtiques a l’univers per entendre com és. Per exemple, una estrella es pot descriure mitjançant cinc equacions diferencials, i resolent-les es pot conèixer com és el seu interior, com neix, com viu, com evoluciona i com morirà.

Paral·lelament, mentre estudiava la carrera, em vaig fer soci de l’Agrupació Astronòmica de Sabadell, i aquí vaig trobar una altra manera d’entendre l’astronomia. Aquí ningú resolia equacions diferencials ni feia càlculs complexos, però sí que vaig trobar persones expertes en el coneixement del firmament, dels telescopis, de les càmeres i de l’astrofotografia.

Així, em vaig formar en les dues grans branques de l’astronomia: la teòrica i la pràctica. De fet, sempre em vaig sentir més teòric que pràctic… fins que vaig començar a treballar aquí. Aleshores vaig haver d’aprendre molta més astronomia pràctica: el funcionament del telescopi del nostre observatori, l’ús de telescopis portàtils, la presa de fotografies, etc.

Una de les tasques que realitzo aquí —i que més m’agrada— és assessorar i ajudar els estudiants que fan el seu treball de recerca de batxillerat en astronomia. Al principi ho podíem fer de manera individual, però actualment ajudem cada any entre 100 i 150 estudiants, de manera que ja no és possible fer-ho així. Per això, des de fa més de 15 anys organitzem els Campus d’Astronomia: cursos teòrics i pràctics d’estiu on ensenyem als alumnes l’astronomia real, aquella en què, a partir d’imatges obtingudes amb telescopis, s’obtenen dades científiques. Gràcies a aquests treballs hem realitzat nombrosos estudis sobre diferents astres. A més, des de fa més d’un any, publiquem cada mes un article a la nostra revista Astrum sobre alguns d’aquests projectes que es poden dur a terme.

En definitiva, per a mi, l’astrofísica amateur és la unió de l’astronomia més teòrica (astrofísica) amb l’astronomia més pràctica (amateur).

En aquesta xerrada us vull presentar tres exemples de treballs d’astrofísica amateur que, tot i que poden semblar complicats, estan a l’abast de tots nosaltres: l’estudi de la nebulosa del Cranc, el càlcul de la distància a Andròmeda i l’anàlisi del quàsar 3C273. Només cal obtenir imatges de diferents astres i aplicar algunes lleis de la física amb matemàtiques senzilles.

 Estudi de la nebulosa del cranc

El 4 de juliol de l’any 1054 va aparèixer una nova estrella molt brillant al firmament. El fenomen va ser tan espectacular que es va anomenar supernova. Avui dia sabem que no es tracta del naixement de cap estrella, sinó de la seva mort, que posa fi a la seva vida mitjançant una explosió extremadament violenta.

Aquest esclat es va poder observar a simple vista durant 653 nits consecutives i, de manera excepcional, també va ser visible a plena llum del dia durant 23 dies.

Ho sabem gràcies a les cròniques xineses de l’època, que descriuen l’aparició d’una estrella molt brillant en aquella regió del cel. També existeixen registres al Japó i al món àrab, i fins i tot algun dibuix realitzat a Sud-amèrica. A Europa, en canvi, no es conserva cap referència, cosa que reflecteix el declivi cultural del continent durant l’Edat Mitjana.

Amb el temps, la llum de l’explosió es va anar apagant i el fenomen va caure en l’oblit, fins que el 1731 l’astrònom John Bevis, observant aquella zona del cel amb telescopi, va descobrir el que avui coneixem com els restes d’una supernova.

Poc després, Charles Messier, que es dedicava a la recerca de cometes, va elaborar un catàleg d’objectes difusos que es podien confondre amb aquests. El primer objecte d’aquest catàleg, M1, és precisament aquest romanent de supernova.

Al segle XIX, William Parsons, utilitzant telescopis de gran mida, va observar aquest objecte i el va anomenar Nebulosa del Cranc, ja que els dibuixos de l’època en recordaven la forma. Avui dia, gràcies als telescopis moderns, disposem d’imatges espectaculars (figura 1).

Figura 1. La nebulosa del cranc fotografiada pel Telescopi Hubble

La Nebulosa del Cranc és un cas especialment interessant perquè és el romanent de supernova més proper a la Terra i, per això, també un dels més brillants. A més, al seu interior hi ha una estrella de neutrons. Quan l’estrella original va explotar, el seu nucli va col·lapsar i es va comprimir formant aquest tipus d’objecte extremadament dens. Aquesta estrella de neutrons es pot observar fins i tot amb equips amateurs, cosa que converteix la nebulosa en un autèntic laboratori astronòmic proper.

Què podem mesurar? De la nebulosa podem determinar-ne la mida real i la velocitat d’expansió. També és possible intentar detectar aquesta expansió comparant imatges preses amb diversos anys de diferència. Pel que fa a l’estrella de neutrons, podem estimar propietats com la magnitud aparent, la magnitud absoluta, la lluminositat i la temperatura superficial.

Per calcular la mida de la nebulosa, obtenim diverses imatges, les preprocessem i les sumem. Un cop tenim una imatge neta, calculem la seva mida angular mesurant la distància en píxels entre dos punts. Com que les imatges digitals estan formades per píxels, podem calcular la diagonal mitjançant el teorema de Pitàgores i, coneixent l’escala angular per píxel, obtenir la mida angular total. El resultat és d’aproximadament 6,18 minuts d’arc.

Si coneixem aquesta mida angular i la distància a la nebulosa, podem calcular-ne la mida real mitjançant trigonometria. El resultat és d’uns 11,32 anys llum de diàmetre.

Per estimar la velocitat d’expansió, considerem el radi (5,66 anys llum) i el temps transcorregut des de l’any 1054 (uns 969 anys). Aplicant la relació velocitat = espai / temps, obtenim una velocitat aproximada de 1.728 km/s, és a dir, al voltant del 0,5 % de la velocitat de la llum.

També és possible intentar observar directament aquesta expansió comparant imatges preses en anys diferents. Disposem d’una imatge del 2023 i una altra de més antiga, del 2011. Les superposem i es poden veure petites variacions degudes a l’expansió del gas.

Pel que fa a l’estrella de neutrons, s’observa com un punt molt feble. Mitjançant tècniques de fotometria i utilitzant estrelles de referència, podem calcular la seva magnitud aparent, que és d’aproximadament 16,2 (filtre V).

A partir de la magnitud aparent i la distància, podem determinar la magnitud absoluta, que és d’uns 4,78. Amb aquest valor, estimem la seva lluminositat, que resulta comparable a la del Sol.

Això és especialment sorprenent si tenim en compte que aquesta estrella té un radi d’uns 10 km, mentre que el Sol en té aproximadament 700.000 km. Tot i ser molt més petita, emet una quantitat d’energia similar.

Finalment, utilitzant les relacions físiques entre lluminositat, radi i temperatura, podem estimar la seva temperatura superficial, que arriba als 4,8 milions de graus.

 Càlcul de la distància d’Andròmeda

El segon exemple que us vull mostrar és el càlcul de la distància a la galàxia d’Andròmeda. Per entendre’n la importància, convé situar-lo en el seu context històric.

L’1 de gener de 1925, Edwin Hubble va publicar un article que va marcar l’inici de la cosmologia observacional moderna. Per primera vegada a la història es va aconseguir calcular la distància a una nebulosa espiral, Andròmeda, obtenint un valor d’uns 900.000 anys llum.

Aquest resultat implicava alguna cosa revolucionària: aquella nebulosa no pertanyia a la Via Làctia, sinó que era una galàxia independent. Per tant, l’univers estava format per moltes galàxies, i la Via Làctia era només una més. Avui ens sembla evident, però als anys 20 del segle XX no ho era en absolut.

Figura 2. La galàxia d’Andròmeda

El 26 d’abril de 1920 va tenir lloc el conegut Gran Debat als Estats Units. En un hotel es van reunir alguns dels astrònoms més importants del moment. S’enfrontaven dues postures: la d’Harlow Shapley, que defensava que les nebuloses espirals estaven dins la Via Làctia, i la de Heber Curtis, que sostenia que eren galàxies externes. El problema era clar: calia mesurar distàncies… i no se sabia com fer-ho.

Cinc anys després, Hubble va resoldre la qüestió gràcies a un descobriment previ d’una gran astrònoma: Henrietta Leavitt. Leavitt formava part de les anomenades “computadores de Harvard”, un grup de dones que analitzaven plaques fotogràfiques i classificaven estrelles segons la seva brillantor i espectre.

Leavitt, estudiant estrelles del Núvol de Magalhães —que es troben aproximadament a la mateixa distància— va descobrir una propietat molt important d’un tipus d’estrelles variables: les cefeides. Aquestes estrelles presenten una relació fonamental entre el seu període de variació i la seva magnitud absoluta: com més lluminoses són, més llarg és el seu període de variació. Així, Leavitt va establir una relació entre el període i la magnitud absoluta.

Això és clau: si coneixem la magnitud absoluta d’una estrella i mesurem la seva magnitud aparent (la llum que ens arriba), podem calcular-ne la distància.

Què va fer Hubble? Va fotografiar la galàxia d’Andròmeda i va buscar estrelles variables. En una placa de 1923 en va identificar tres: dues eren noves, però una va resultar ser una cefeida. A partir del seu període, va aplicar la relació de Leavitt per obtenir la seva magnitud absoluta. Comparant-la amb la magnitud aparent, va poder calcular la distància a Andròmeda: uns 900.000 anys llum.

Tot i que aquest valor és inferior al real (avui sabem que és d’uns 2,5 milions d’anys llum), va ser suficient per demostrar que Andròmeda es troba fora de la Via Làctia. Amb això es va resoldre el debat: l’univers està ple de galàxies.

Podem fer aquest mateix treball els astrònoms amateurs? D’una banda, disposem de telescopis molt més petits (Hubble va utilitzar un telescopi de 2,5 metres, el més gran de la seva època); però, d’altra banda, tenim càmeres molt més sensibles que les antigues plaques fotogràfiques. Tot i així, el repte és enorme: es tracta de mesurar estrelles de magnitud 18 o 19, extremadament febles.

Tanmateix, és possible. El 2021, un astrònom amateur ho va aconseguir i va publicar el seu treball a la revista Sky & Telescope, demostrant que aquest tipus de mesures no són exclusives dels professionals.

En el meu cas, vaig intentar observar aquesta cefeida sumant imatges. Amb 15 minuts no es detectava res; amb 30 tampoc; amb 45 tampoc no era visible. Només a partir d’una hora d’exposició total va començar a aparèixer un punt extremadament feble, que millorava lleugerament amb una hora i mitja.

El següent repte va ser obtenir una corba de llum, cosa que implicava seguir l’estrella durant molts dies. Aquí van aparèixer dificultats importants: la meteorologia, la Lluna i la disponibilitat del telescopi.

Un altre problema va ser seleccionar estrelles de comparació adequades. Per fer-ho vaig utilitzar cartes de l’AAVSO (Associació Americana d’Observadors d’Estrelles Variables), que proporcionen estrelles de referència ben calibrades. En el nostre camp hi havia tres estrelles de magnitud 15, mentre que la nostra cefeida estava entre magnitud 18 i 19.

Amb la col·laboració d’altres observadors vam realitzar campanyes durant gener i febrer de 2023. En total vam obtenir 21 observacions, de les quals 17 van ser útils. No vam aconseguir una corba perfecta —caldria repetir l’experiment en millors condicions—, però sí que vam identificar el mínim i el màxim de brillantor, que és el més important.

A partir de la corba de llum vam obtenir un període d’aproximadament 33,9 dies. Amb la relació de Leavitt, vam determinar una magnitud absoluta mitjana de 15,72. La magnitud aparent mitjana va ser d’uns 18,75. Amb aquestes dades vam calcular la distància: aproximadament 783.000 parsecs, és a dir, uns 2,55 milions d’anys llum, molt propera al valor real.

El resultat va ser molt satisfactori. Malgrat les limitacions i les condicions imperfectes, amb tècniques d’astronomia amateur vam poder reproduir un mètode històric i obtenir una distància molt propera al valor real.

El quàsar 3C273

El tercer exemple d’astrofísica amateur del qual us vull parlar és l’estudi del quàsar més famós: el 3C273. Vegem també el seu context històric.

A finals dels anys 50 del segle XX, amb antenes de ràdio es van descobrir fonts puntuals que emetien ones de ràdio. Als anys 60 es va crear el Tercer Catàleg de Cambridge, conegut com a 3C, i els objectes s’anomenaven 3C1, 3C2, 3C3, etc., corresponents a fonts detectades en radioastronomia.

Aquests objectes no tenien contrapartida òptica: no se sabia que allò que es veia en ràdio també es pogués observar en llum visible. Però el 1960 es va trobar la primera contrapartida òptica.

El 1962 es va aprofitar un eclipsi lunar: la Lluna va passar per davant d’una d’aquestes fonts, el 3C273. L’astrònom Martin Smith va mesurar quan l’objecte deixava d’emetre ones de ràdio i quan tornava a aparèixer. Com que coneixem amb precisió la posició de la Lluna, es va poder determinar exactament la posició de l’objecte. Així es va identificar un punt brillant al cel en llum visible: el 3C273.

Amb el telescopi de Monte Palomar, un instrument de 5 metres de diàmetre, es van obtenir espectres d’aquest objecte. Un espectre descompon la llum en diferents longituds d’ona i mostra línies que permeten identificar elements químics. En aquest cas, els espectres eren molt estranys i inicialment no s’entenien.

Més tard es va descobrir que aquelles línies eren conegudes, però estaven fortament desplaçades cap al vermell. Quan un objecte s’allunya de nosaltres, la seva llum es desplaça cap a longituds d’ona més llargues: això és el desplaçament cap al vermell. Per tant, aquell objecte s’allunyava molt ràpidament i, segons la llei de Hubble, això implicava que estava molt lluny. Els objectes propers presenten desplaçaments petits, mentre que els objectes llunyans mostren desplaçaments grans. Això establia una relació directa entre velocitat de recessió i distància.

Aquests objectes brillaven com estrelles, però estaven molt més lluny, cosa que significava que emetien una quantitat d’energia enormement gran.

Uns anys després, un astrònom xinès que treballava als Estats Units va anomenar aquests objectes “quasi-stellar radio sources”, i d’aquí va derivar el terme quàsars (quasi estel·lars). Inicialment es pensava que tots emetien ràdio, però després es va veure que només un 10% ho feia. Així, el terme es va simplificar a “quasi-stellar sources”.

Van caldre uns 20 anys per entendre realment què eren. Avui sabem que els quàsars són forats negres supermassius al centre de les galàxies, que estan acumulant gas i estrelles del seu entorn. Aquest material forma un disc d’acreció, que emet una enorme quantitat de radiació abans de caure dins del forat negre. Per això els veiem com punts extremadament brillants i llunyans.

En alguns casos també s’observen dolls de matèria (jets) que surten del centre. Amb el temps es van descobrir diferents tipus d’objectes relacionats: quàsars, blazars, radiogalàxies… Tots ells es van unificar com a galàxies actives amb un forat negre central molt energètic.

El quàsar 3C273 és el primer i més famós de tots, i també es pot estudiar amb mitjans amateurs. Vegem-ho.

Per fer-ho, s’obtenen imatges del camp estel·lar on es troba el quàsar. Tot i que sembla una simple estrella, sabem que és un quàsar (figura 3). Sumem i es calibrem les imatges per obtenir una imatge neta.

Amb estrelles de comparació i mesurant els fluxos de llum (ADU), es calcula la seva magnitud aparent i s’obté un valor de 12,7 (filtre R). Això significa que és un objecte observable amb telescopis mitjans.

Figura 3. El quàsar 3C273

Els quàsars són variables: la seva brillantor canvia amb el temps. En el moment de l’observació, la magnitud del 3C273 era d’uns 12,7, però pot variar entre 12,4 i 12,9.

Per calcular la distància cal un espectre, que es pot obtenir fàcilment a la literatura científica. En l’espectre del 3C273 s’observen línies d’emissió de l’hidrogen, com H-alfa, H-beta i H-gamma. Aquestes línies tenen longituds d’ona conegudes, però en l’espectre observat estan desplaçades cap al vermell. El desplaçament es calcula amb el paràmetre z:     z = (λ_observada − λ_teòrica) / λ_teòrica

Calculant-lo per diverses línies i fent la mitjana, s’obté z ≈ 0,157 (coherent amb el valor real de 0,158).

Amb aquest desplaçament es calcula la velocitat de recessió, que resulta ser d’uns 43.751 km/s.

Utilitzant la llei de Hubble, es pot estimar la distància. Amb una constant de Hubble d’uns 67 km/s/Mpc, s’obté una distància d’uns 2.100 milions d’anys llum (el valor real és d’uns 2.400 milions d’anys llum).

Això significa que estem observant un objecte la llum del qual va sortir fa més de 2.000 milions d’anys, quan a la Terra hi havia formes de vida molt simples, com bacteris.

A partir de la magnitud aparent i la distància, es pot calcular la magnitud absoluta, que és d’uns −26,3. Amb això es determina la lluminositat: aproximadament 2,75 bilions de vegades la del Sol. És a dir, aquest quàsar emet tanta energia com bilions de sols, molt més que tota una galàxia sencera.

Finalment, es pot estimar la massa del forat negre central mitjançant el límit d’Eddington, que estableix l’equilibri entre la força de la gravetat i la pressió de radiació. El resultat és una massa mínima d’uns 8,2 × 10⁷ masses solars, tot i que el valor real és superior (d’uns 10⁹ masses solars).

Amb aquesta massa es pot calcular el radi de Schwarzschild, que és aproximadament d’1,2 unitats astronòmiques: la zona de perill del forat negre és comparable a la distància entre el Sol i la Terra.

Segons la física quàntica, als forats negres se’ls pot assignar una temperatura teòrica, donada per una fórmula senzilla. Si la calculem per aquest quàsar, s’obté una temperatura d’uns 10⁻¹⁵ K, extremadament baixa.

I si els forats negres tenen temperatura, vol dir que emeten radiació: l’anomenada radiació de Hawking. Es pot calcular fàcilment i, en el cas del 3C273, s’obté un valor de 2,32·10⁻⁶⁸ W/m², també insignificant.

I si perden energia en forma de radiació, també es pot calcular el seu temps de vida. En el cas del 3C273, resulta que viurà uns 10⁷⁵ anys, molt més que l’edat actual de l’univers. Per tant, aquests objectes són pràcticament eterns a escala còsmica.

En definitiva, amb aquesta xerrada us volia convèncer que amb els vostres instruments astronòmics amateurs podeu fer càlculs de molts dels astres que es veuen al firmament; és a dir, podeu fer astrofísica amateur. 

Si voleu veure més exemples, els trobareu a la revista Astrum, on cada mes en publiquem un de diferent. 

 

Conferència de l'Astronòmica de Sabadell. César Fernández, 13 de maig de 2026.

---

L’objectiu d’aquesta xerrada és intentar que veieu quin és l’estat actual de la computació quàntica. Per fer-ho, primer faré un breu recorregut pel passat, explicant com va sorgir i quina és la idea que hi ha darrere dels qubits i de la computació quàntica. Després, miraré cap al futur i explicaré per a què podria servir aquesta tecnologia.

La computació quàntica

Comencem pels ordinadors clàssics. El seu funcionament es basa en l’ús de bits, que poden prendre el valor 0 o 1. Bàsicament, això correspon a un circuit obert o un circuit tancat. Però què passaria si poguéssim tenir un estat que contingués ambdós valors al mateix temps? Aquesta és la idea fonamental de la computació quàntica.

Viagem ara a 1925. Aquell any, Paul Dirac i John von Neumann presenten els postulats de la mecànica quàntica.

El primer d’ells ens diu que tot estat quàntic està representat per un vector en un espai de Hilbert complex. El que aquest postulat ens diu és que tota la informació d’un sistema es pot representar mitjançant un vector, tot i que aquest vector podria tenir dimensió infinita.

El segon postulat estableix que els observables —és a dir, allò que volem mesurar— estan representats per operadors lineals hermítics, el conjunt d’autovalors dels quals rep el nom d’espectre. Aquests operadors són, bàsicament, matrius, que novament poden ser infinites. Els seus autovalors i autovectors es defineixen de la forma habitual.

El tercer postulat introdueix el concepte de mesura. Si tenim un sistema en un estat, la mesura d’un observable pot donar com a resultat qualsevol dels seus autovalors. La probabilitat d’obtenir-ne cadascun ve donada pel producte escalar entre l’autovector associat a aquell autovalor i l’estat del sistema.

Com a conseqüència, la mesura quàntica és inherentment no determinista: tret que el sistema ja es trobi en un autovector de l’observable, el resultat serà aleatori. En la majoria dels casos, però, la mesura pot retornar diferents resultats de manera probabilística. A més, com que els únics resultats possibles són els autovalors, la mesura està discretitzada. Poden haver-hi infinits valors possibles, però aquests no formen un continu.

El quart postulat continua parlant de la mesura. Un cop realitzada, si obtenim un autovalor, l’estat del sistema deixa de ser l’estat inicial i passa a convertir-se en l’autoestat associat a aquell autovalor. Això és el que es coneix com el col·lapse de la funció d’ona o col·lapse de la mesura.

El cinquè postulat descriu com evoluciona un sistema en el temps, mitjançant l’equació de Schrödinger. El sisè estableix que els operadors de posició i moment lineal no commuten, cosa totalment oposada al que passa en la mecànica clàssica.

Amb tot això, ja tenim els ingredients necessaris per introduir el concepte de qubit. Suposem un sistema finit amb dos nivells d’energia, que anomenarem nivell 0 i nivell 1. L’estat general del sistema es pot descriure com una combinació lineal d’ambdós autoestats, ja que formen una base de l’espai de Hilbert. Això és precisament el que anomenem un qubit: un estat que pot trobar-se en el 0, en l’1 o, en cert sentit, en ambdós alhora.

La representació més habitual d’un qubit a la literatura és mitjançant l’esfera de Bloch (figura 1). En ella, el pol nord representa l’estat 0 i el pol sud l’estat 1. La proximitat a un pol o a l’altre indica la probabilitat de trobar-se en cada estat.

Figura 1. Esfera de Bloch

Seguint els postulats anteriors, un cop tenim un qubit el podem mesurar. Si mesurem l’energia d’aquest sistema de dos nivells, podrem obtenir l’estat 0 amb probabilitat o l’estat 1 amb probabilitat .

Si tant com són diferents de zero, aleshores existeix la possibilitat de mesurar qualsevol dels dos estats clàssics a partir d’un únic estat quàntic. Això és el que es coneix com superposició, una de les dues propietats fonamentals de la computació quàntica.

L’altra propietat clau apareix quan considerem dos qubits en un estat conjunt. Si tenim un estat format per una superposició d’ambdós i mesurem únicament el primer qubit —cosa perfectament possible—, podrem obtenir l’estat 0 amb probabilitat 1/2 o l’estat 1 amb probabilitat 1/2. Tanmateix, tan bon punt coneguem el resultat de la mesura del primer qubit, coneixerem automàticament l’estat del segon. Això és el que es coneix com entrellaçament quàntic.

Aquest fenomen va donar lloc a la famosa paradoxa EPR d’Einstein, Podolsky i Rosen, ja que semblava implicar una transmissió instantània d’informació, en contradicció amb la relativitat. Més endavant, gràcies a les desigualtats de Bell, es va demostrar que no existeix tal transmissió d’informació, sinó que l’entrellaçament és una propietat intrínseca de la mecànica quàntica.

Aquestes són les propietats més importants de la computació quàntica. Però, com actuem sobre els qubits?

La formulació més habitual utilitza portes i circuits quàntics. En un circuit quàntic, cada línia horitzontal representa l’evolució temporal d’un qubit. Tanmateix, també existeix la porta Hadamard, o porta H, que no té equivalent clàssic (figura 2). El seu efecte consisteix a crear una superposició equiprobable dels estats 0 i 1.

Figura 2. Porta H

Fins ara hem parlat de portes d’un únic qubit, però també existeixen portes que actuen sobre diversos qubits simultàniament. Per exemple, la porta CNOT o CX. Es tracta d’una porta controlada, la qual cosa significa que el primer qubit actua com a control i el segon com a objectiu.

Per a què serveix realment la computació quàntica?

Suposem que tenim una funció el domini de la qual són els valors 0 i 1, i el codomini també són els valors 0 i 1. Aquesta funció pot tenir dos comportaments possibles: pot ser constant, és a dir, que tant la imatge del 0 com la de l’1 siguin iguals; o pot ser equilibrada, la qual cosa significa que la imatge del 0 i la de l’1 són diferents.

Imaginem ara que volem determinar si la funció és constant o equilibrada. Clàssicament, l’única manera de fer-ho consisteix a avaluar la funció dues vegades: una amb entrada 0 i una altra amb entrada 1. Després comparem els resultats. Si són iguals, la funció és constant; si són diferents, és equilibrada. És a dir, necessitem dos experiments o dues crides a la funció.

Quànticament utilitzem dos qubits: inicialitzem un en l’estat 0 i l’altre en l’estat 1, apliquem portes Hadamard i, posteriorment, una porta coneguda com a oracle. L’oracle realitza l’operació següent: deixa intacte el primer qubit i modifica el segon aplicant-li una suma exclusiva —l’operació XOR— entre el valor del segon qubit i la imatge de la funció avaluada sobre el primer. Si la funció és constant, el resultat manté una determinada combinació de signes. Si són diferents —la funció és equilibrada—, la combinació canvia. Finalment apliquem una última porta Hadamard únicament sobre el primer qubit.

Amb això s’acaba l’execució del circuit. Només queda mesurar. Mesurem el primer qubit. Si en mesurar obtenim 0, sabrem que la funció és constant. Si obtenim 1, sabrem que és equilibrada. Per tant, hem resolt el problema utilitzant un únic experiment, és a dir, una sola crida a l’oracle quàntic.

Ara fem un pas més. Suposem que, en lloc de treballar amb una funció definida únicament sobre 0 i 1, treballem amb una funció el domini de la qual són cadenes de bits i el codomini continua sent . En aquest cas, una funció equilibrada significa que exactament la meitat de les cadenes possibles tenen com a imatge el 0 i l’altra meitat l’1.

Si assumim que la funció només pot ser constant o equilibrada, volem determinar en quin dels dos casos ens trobem. Quànticament, l’algorisme de Deutsch-Jozsa ens proposa executar el circuit següent (figura 3).

Figura 3. Algorisme de Deutsch-Jozsa

Ara el registre d’entrada ja no està format per un únic qubit, sinó per qubits inicialitzats en l’estat 0. A més, apliquem una porta Hadamard sobre cadascun d’aquests qubits.

El resultat final és molt semblant al cas anterior: Si, després de mesurar, obtenim l’estat , sabem que la funció és constant. Si obtenim qualsevol altre resultat, sabem que la funció és equilibrada.

I ara ve la part important: quantes vegades hem necessitat cridar la funció —o, més concretament, l’oracle—? Una sola vegada. Clàssicament hauríem necessitat vegades.

Aquí és on apareix un avantatge quàntic real. Hem passat de necessitar un nombre exponencial d’avaluacions clàssiques a resoldre el problema amb una única crida a l’oracle quàntic.

La primera gran aplicació pràctica que es va teoritzar per a la computació quàntica va ser l’algorisme de Shor (figura 4).

Figura 4. Algorisme de Shor

Suposem que tenim un nombre enter molt gran i volem descompondre’l en factors primers. Clàssicament, aquest és un problema extremadament costós. L’algorisme clàssic més eficient conegut actualment, el General Number Field Sieve, té complexitat subexponencial. Tanmateix, l’algorisme de Shor —que utilitza circuits quàntics molt més complexos que els anteriors— permet obtenir la factorització prima en temps polinòmic.

Factoritzar nombres enters forma part de la criptografia moderna, la qual protegeix les nostres dades en ordinadors, mòbils i comunicacions, i es basa precisament en la dificultat de realitzar aquesta factorització.

Estat actual de la computació quàntica

Actualment ens trobem en el que es coneix com l’era NISQ, sigles de Noisy Intermediate-Scale Quantum. Deixant de banda la paraula “quantum”, el que és important aquí és “intermediate-scale” i “noisy”.

El terme intermediate-scale fa referència al fet que els ordinadors quàntics actuals encara són relativament petits. Avui dia existeixen dispositius d’uns quants centenars de qubits, i els més avançats arriben a una mica més de mil qubits.

El problema és que, per executar algorismes com el de Shor sobre claus RSA reals, necessitaríem molts més qubits. Així doncs, amb la tecnologia actual, encara estem molt lluny de poder trencar claus RSA reals mitjançant computació quàntica.

Però aquest no és l’únic problema. L’altra paraula important és noisy, és a dir, “sorollós”. Els ordinadors quàntics actuals presenten molt soroll.

Soroll significa que, quan fem els càlculs teòrics, assumim que el sistema evoluciona de forma perfecta. Partim d’un estat inicial i podem predir exactament quines probabilitats tindrem en mesurar determinats resultats. Tanmateix, en els dispositius reals apareixen imperfeccions físiques: interaccions amb l’entorn, errors en les portes quàntiques, pèrdues de coherència, fluctuacions electromagnètiques, etc. Com a conseqüència, el sistema pot acabar en estats que, teòricament, no haurien d’aparèixer o haurien de tenir probabilitats extremadament petites. És a dir, els resultats reals es desvien del comportament ideal a causa de les limitacions físiques dels ordinadors quàntics actuals.

Per exemple, aquí podeu veure l’ordinador quàntic del BSC —el Barcelona Supercomputing Center—, anomenat MareNostrum Ona (figura 5).

Figura 5. MareNostrum Ona

Això té aproximadament la mida d’una persona, potser una mica més gran. Tanmateix, el xip quàntic —la part que realment fa les operacions, o almenys ho intenta— és extremadament petit, gairebé com un xip d’un mòbil actual.

Tota aquesta estructura té un únic propòsit: refredar el xip quàntic. Per evitar que el sistema pateixi vibracions tèrmiques que alterin el seu funcionament, el xip s’ha de mantenir a temperatures properes als 15 milikelvin, és a dir, unes 140 vegades més fred que l’espai exterior.

També existeix el problema de la decoherència tèrmica. Nosaltres codifiquem la informació del qubit en els dos nivells més baixos d’energia del sistema. Tanmateix, els qubits reals tenen tendència natural a relaxar-se cap a l’estat d’energia mínima amb el pas del temps. Això destrueix completament els algorismes quàntics que vulguem executar.

Un altre problema important és el soroll d’acoblament. Els qubits necessiten interactuar entre ells per executar portes quàntiques multiqubit, com les portes controlades que vam veure abans. Però aquestes interaccions introdueixen una gran quantitat de soroll i errors que poden afectar enormement el resultat final.

A més, les pròpies portes quàntiques tampoc no són perfectes. Quan en teoria parlem d’una porta Hadamard, diem que transforma exactament l’estat 0 en una superposició equiprobable de 0 i 1, i l’estat 1 en una superposició amb signe negatiu. Però en un dispositiu real apareixen petites desviacions: les probabilitats no són exactament les ideals i sorgeixen termes residuals no desitjats.

Amb tots aquests problemes, actualment existeix una enorme quantitat d’investigació —molt finançada tant per governs com per empreses privades— destinada a intentar superar les limitacions dels dispositius actuals.

Una de les solucions més importants és l’ús de qubits lògics. Un qubit lògic no és un únic qubit físic, sinó un conjunt de molts qubits físics que codifiquen conjuntament la informació. Les operacions s’apliquen de manera distribuïda sobre tots ells, permetent detectar si han ocorregut errors durant l’execució.

La idea és que, al final del procés, la informació conjunta de tots aquests qubits permeti: obtenir el resultat que buscàvem, detectar si algun dels qubits ha patit errors a causa del soroll i, en alguns casos, fins i tot corregir automàticament aquests errors.

Una altra línia de treball important té a veure amb la reducció del nombre de portes quàntiques. Com comentava abans, les pròpies portes introdueixen soroll. A més, com més passos tingui un algorisme, més temps triga a executar-se i més gran és la probabilitat que ocorri algun fenomen de decoherència o relaxació energètica.

Per això, en els últims anys han guanyat molta importància els algorismes variacionals, els quals estan dissenyats per obtenir resultats útils utilitzant circuits molt més petits.

La idea bàsica és construir un algorisme híbrid quàntic-clàssic (figura 6).

Figura 6. Algorisme híbrid quàntic-clàssic

Primer es prepara un circuit quàntic parametritzat, després s’executa el circuit i es mesura el resultat. A partir d’aquestes mesures construïm una funció de cost clàssica. Aquesta funció de cost s’introdueix llavors en un algorisme clàssic d’optimització, que actualitza els paràmetres del circuit i els torna a enviar a l’ordinador quàntic. El procés es repeteix iterativament fins a assolir una convergència acceptable.

A més, actualment no existeix una arquitectura quàntica clarament dominant. Encara no sabem quina serà la tecnologia definitiva per construir ordinadors quàntics escalables. Per exemple, el MareNostrum Ona que vaig mostrar abans utilitza tecnologia superconductora. En aquest tipus d’arquitectura, la informació del qubit es codifica en els dos nivells d’energia més baixos d’un circuit superconductor basat en una unió Josephson.

Una altra arquitectura important són els ions atrapats. En aquest cas, un ió es manté confinat mitjançant camps electromagnètics i es manipula utilitzant làsers. Els seus avantatges són, principalment, que presenten taxes d’error molt menors que els superconductors, fins i tot diversos ordres de magnitud inferiors.

Tanmateix, tenen dos inconvenients importants. El primer és que les operacions són molt més lentes, la qual cosa deixa més temps perquè apareguin altres tipus de soroll i decoherència. El segon és l’enorme complexitat experimental d’aquests sistemes.

Una altra arquitectura interessant és la dels àtoms neutres. Aquí s’utilitzen àtoms neutres atrapats en pous de potencial generats mitjançant làsers. A més, en molts dissenys moderns es pot modificar dinàmicament la posició dels àtoms utilitzant aquests mateixos làsers.

Un dels seus grans avantatges és l’escalabilitat. A més, té una propietat especialment interessant en relació amb els qubits lògics.

Abans comentava que, per implementar correcció d’errors, normalment necessitem aplicar operacions similars sobre molts qubits físics simultàniament. En arquitectures d’àtoms neutres això resulta relativament senzill, almenys conceptualment, perquè un únic làser pot actuar sobre múltiples àtoms al mateix temps.

També podem codificar qubits utilitzant llum. Normalment s’empleen els modes de polarització del fotó: per exemple, la polarització horitzontal pot representar l’estat 0 i la vertical l’estat 1.

Els fotons tenen avantatges molt importants. No necessiten temperatures extremadament baixes i, a més, són molt estables perquè interactuen molt poc tant entre ells com amb l’entorn. Però precisament aquesta escassa interacció també suposa un gran problema.

Les portes d’un sol qubit són relativament senzilles d’implementar mitjançant elements òptics com divisors de feix. Tanmateix, les portes de dos qubits són molt més difícils, ja que els fotons amb prou feines interactuen entre si. En molts casos es necessiten fotons auxiliars i muntatges òptics molt complexos únicament per implementar aquestes portes.

A més, existeix un altre problema important: generar fotons individuals de manera controlada no és trivial. I en computació quàntica idealment necessitem exactament un fotó per qubit, no feixos complets de llum.

També podríem mencionar qubits de silici, vacants NV en diamant o qubits topològics, encara que aquests últims encara són en gran part teòrics o experimentals.

Avui dia no existeix una arquitectura clarament dominant. Diferents empreses i grups d’investigació aposten per tecnologies diferents. IBM i Google van apostar molt fort pels superconductors, probablement per això és la tecnologia més avançada actualment. Però les altres arquitectures també compten amb un enorme suport industrial i científic.

Altres tecnologies quàntiques

A més dels ordinadors quàntics, hi ha altres tecnologies quàntiques molt importants de cara al futur: comunicació quàntica, simulació quàntica i metrologia quàntica.

Un dels possibles perills de la computació quàntica és que podria comprometre gran part de la criptografia actual. Això va motivar el desenvolupament de sistemes de comunicació quàntica segurs.

La idea bàsica és la següent: Suposem que l’Alice vol enviar informació a en Bob de forma segura i vol assegurar-se que ningú ha interceptat el missatge. Gràcies a propietats fonamentals de la mecànica quàntica —com el col·lapse de la mesura o l’entrellaçament—, podem detectar si un tercer ha intentat observar la informació durant la transmissió.

Perquè mesurar un estat quàntic altera inevitablement aquell estat. Si un espia intercepta la clau quàntica durant l’enviament, introduirà modificacions detectables en els resultats que rep en Bob.

Per exemple, a Galícia es va posar en funcionament fa uns anys una línia de comunicació quàntica d’aproximadament 120 quilòmetres entre Vigo i Santiago, una de les més llargues d’Europa.

Una altra tecnologia important és la simulació quàntica. Tot i que, sincerament, a vegades la frontera entre simulació quàntica i computació quàntica no està del tot clara.

Per exemple, podem construir xarxes d’àtoms neutres la geometria dels quals controlem mitjançant làsers. Deixant evolucionar aquest sistema físic, podem estudiar el comportament d’altres sistemes equivalents governats per les mateixes lleis matemàtiques.

Aquest tipus de tècniques té aplicacions potencials en química, optimització i ciència de materials.

Una altra branca interessant és la metrologia quàntica. Aquí l’objectiu és utilitzar fenòmens quàntics per fer mesures més precises que les possibles amb tecnologies clàssiques.

Per exemple, el detector LIGO, utilitzat per detectar ones gravitacionals, empra certs estats quàntics —els anomenats squeezed states— per reduir el soroll quàntic en les mesures.

Conclusions

Des del punt de vista teòric, la computació quàntica ofereix possibilitats enormes. Presenta propietats —com l’entrellaçament i la superposició— que la computació clàssica mai no podrà reproduir completament.

A més, la pròpia natura és quàntica. Com deia Feynman: si l’univers funciona de forma quàntica, té sentit intentar estudiar-lo utilitzant eines quàntiques.

Tanmateix, el present encara està lluny de la imatge idealitzada que de vegades apareix als mitjans o a les campanyes empresarials.

Actualment vivim en una etapa de desenvolupament i imperfecció. Els ordinadors quàntics encara presenten moltíssims problemes tècnics i estem molt lluny de disposar de dispositius universals realment útils a gran escala.

Existeixen moltes arquitectures diferents, nombroses aplicacions potencials i una inversió enorme tant per part de governs com d’empreses privades. Per això segurament sentiu parlar tan sovint de tecnologies quàntiques a les notícies i mitjans de comunicació. Però, al mateix temps, és important tenir paciència i entendre que encara estem en una fase molt primerenca de desenvolupament.

Col·loqui

Em podries explicar el treball que esteu fent amb els laboratoris Almirall per trobar noves teràpies per a problemes, sobretot, de salut de la pell?
Ho desconec, personalment no treballo en aquest problema.

Els ordinadors quàntics queden obsolets tan ràpidament com els clàssics?
No, de moment no.

 

Conferència de l'Astronòmica de Sabadell. Adriana Nadal, 20 de maig de 2026.

---

L’univers és tot: tot el que hi ha més enllà de la Terra, incloent-hi totes les galàxies, tot el que veiem i tot el que hi ha encara més enllà. I la pregunta que m’agradaria respondre és com podem saber coses d’un lloc que és tan llunyà i tan immens?

Abans del “com”, però, crec que hem d’entendre una mica el “per què”. Al llarg de la història, els motius que ens han portat a observar l’univers han estat, primer, la curiositat, i després, la necessitat. Sabem que des de l’antiguitat l’univers i els astres s’han fet servir per orientar-se geogràficament -les constel·lacions ens han servit de guia-, també han funcionat com una mesura del temps -les estacions i el moviment dels astres ens indicaven en quin moment de l’any ens trobàvem- i, finalment, sempre hi ha hagut una mena de motivació filosòfica i existencial.

Però, i avui en dia, per què volem entendre l’Univers? Doncs hi ha curiositat, hi ha aquests motius filosòfics de voler entendre on som, què hi ha i com funciona l’univers. I també queda una mica d’aquesta necessitat d’orientació; potser no tant com abans, però al cap i a la fi també ens orientem amb satèl·lits que tenim allà dalt. Per tant, en el fons, no som tan diferents del que érem.

No em vull centrar tant en la història, sinó en què fem ara. Però crec que és important entendre que el que fem avui és conseqüència del que es feia abans, i donar quatre pinzellades dels avenços més importants que ens han portat a les tècniques actuals. És un camí que va des de l’astrologia fins a la cosmologia, i que passa per una gran revolució tecnològica i conceptual, sobretot relacionada amb la llum. Això ens permet arribar a la cosmologia actual, que comença a principis del segle passat, quan es feia cosmologia amb gràfiques de deu punts, fins a les grans col·laboracions actuals, on es treballa amb dades de milions i milions de galàxies per fer cartografia a gran escala. És un camp que està canviant constantment, i és una història que continua oberta. La recerca és molt activa i encara tenim molts dubtes que volem resoldre.

Comencem pels orígens: el cel com a calendari i brúixola. Les civilitzacions antigues comencen mirant amunt i buscant patrons al cel: les constel·lacions. No cal que les estrelles que formen una constel·lació estiguin físicament relacionades; simplement ens servien per orientar-nos i per saber on érem i en quin moment de l’any ens trobàvem.

Això dona lloc a una determinada cosmovisió. Les civilitzacions antigues construïen una visió del món basada en allò que podien observar. D’aquí neix un geocentrisme molt clar: nosaltres interactuem amb el que tenim a prop, i tot el que hi ha més enllà gira al nostre voltant o està connectat amb nosaltres. Hi ha molts exemples diferents de cosmovisions antigues, però totes segueixen un patró semblant.

Després arriba, probablement, la revolució més important per a nosaltres: la revolució dels telescopis. Els telescopis ens permeten desmitificar els astres. Per exemple, descobrim que la Lluna és irregular, imperfecta. Passem d’una cosmovisió centrada en les deïtats, on tot allò que hi ha al cel és perfecte i celestial, a començar a “terrenalitzar” el cosmos.

A poc a poc ens comencem a preguntar si allò que hi ha fora no és, en realitat, semblant al que tenim aquí. I això és gràcies al fet que podem apropar-nos als astres i observar coses que abans no podíem veure.

Aquesta transformació també ens porta a descentralitzar la nostra visió del món. Els telescopis ens permeten fer un seguiment molt més precís del moviment dels astres al cel. Comencem a estudiar, al llarg del temps, la posició dels planetes i del Sol.

De sobte, el model geocèntric necessita òrbites cada cop més complicades per explicar les observacions. Com més precises són les mesures, més complexes es tornen aquestes òrbites. En canvi, el model heliocèntric és molt més simple i explica molt millor el que observem.

Aleshores, els telescopis ens fan abandonar aquesta visió profundament geocèntrica i ens porten cap a una visió heliocèntrica, on entenem que no som el centre, sinó una peça més dins d’un sistema molt més gran.

I, a mesura que podem observar més lluny, entenem que això no passa només amb el sistema solar. Descobrim que formem part d’una galàxia, després d’un grup local, i finalment d’una gran xarxa còsmica. Cada vegada queda més clar que nosaltres no ocupem cap lloc privilegiat.

Arriba un moment, però, en què sabem on són les estrelles i les galàxies, però no sabem què són exactament. I aquí hi ha una idea clau: en astronomia no podem fer experiments directes. No podem reproduir estrelles, galàxies o universos en un laboratori. Per tant, tenim una única eina per observar l’univers: la llum. Tota la informació que rebem de les galàxies i les estrelles arriba a través de la llum. Per això és tan important entendre’n les propietats.

Newton és conegut sobretot per les lleis de la gravetat, però també va estudiar la naturalesa de la llum. La llum es pot descriure com una ona i com una partícula, els fotons. Però aquí ens centrarem sobretot en la descripció ondulatòria.

La llum visible no és tota igual: es pot descompondre en diferents colors. Si ajuntem tots els colors obtenim llum blanca. Cada color correspon a una energia diferent: el blau és més energètic, el vermell menys. Això es descriu amb la longitud d’ona i la freqüència, que són dos conceptes relacionats.

Però la llum visible és només una petita part d’un espectre molt més gran. Hi ha radiació molt menys energètica, com les ones de ràdio, i radiació molt més energètica, com els raigs gamma.

I això és molt útil perquè cada longitud d’ona ens permet observar coses diferents. Amb llum visible podem veure una imatge determinada de la galàxia. Però si observem en infraroig, per exemple, algunes regions es tornen transparents i podem veure què hi ha darrere dels núvols de gas i pols. El mateix passa amb les ones de ràdio.

Avui dia hi ha camps sencers dedicats a observar l’univers en diferents longituds d’ona, i això ens permet construir una imatge molt més completa del cosmos.

Una altra propietat fascinant de la llum és que ens permet saber de què estan fetes les estrelles i les galàxies. Cada element químic té una mena d’empremta dactilar: emet llum en unes longituds d’ona molt concretes.

Per exemple, l’hidrogen emet en unes línies específiques, l’heli en unes altres, i així successivament. Si observem l’espectre de la llum del Sol i identifiquem aquestes línies, podem saber quins elements hi ha presents.

Així és com vam descobrir que la majoria d’estrelles i galàxies estan formades principalment pels mateixos elements: hidrogen, heli, oxigen, carboni, ferro...

I aquí arriba una de les parts més potents: l’efecte Doppler. És el mateix efecte que notem amb una ambulància. Quan s’apropa, el so és més agut; quan s’allunya, és més greu.

Amb la llum passa exactament igual. Si una estrella s’apropa, les seves línies espectrals es desplacen cap al blau. Si s’allunya, es desplacen cap al vermell. Aquest desplaçament cap al vermell és el que anomenem redshift.

Observant l’espectre d’una galàxia podem saber no només quins elements conté, sinó també si s’apropa o s’allunya de nosaltres.

Ara ja tenim els ingredients: entenem la llum i entenem com obtenir informació a partir d’ella. Quin és, doncs, l’estat actual de la cosmologia?

La idea fonamental és que les lleis de la física són iguals a tot arreu de l’univers. Això és conseqüència d’haver abandonat la idea que ocupem un lloc central o privilegiat. També assumim que la velocitat de la llum és constant i finita. I finalment, la gravetat s’entén a través de la relativitat general: la matèria i l’energia deformen l’espai i el temps, i aquesta deformació determina com es mouen els objectes. En altres paraules: allà on hi ha matèria i energia, l’espai-temps es comporta de manera diferent.

Amb tot això, què ens diu l’univers? i sobretot, com ho entenem i com ho observem?

Començaré parlant de la rotació de les galàxies. Fa molt temps, als anys vint del segle passat, es va començar a estudiar, utilitzant la tècnica del redshift, com es movien i com rotaven les galàxies.

El que fem és observar diferents punts d’una galàxia. Apuntem els telescopis cap a un punt de la mateixa i veiem que les línies espectrals es desplacen cap al costat vermell -s’allunya de nosaltres-, i si apuntem cap el costat contrari veiem que es desplacen cap el costat blau -s’acosta cap  nosaltres-. Aquests desplaçaments ens indiquen la velocitat. Com més ràpid gira la galàxia, més gran és el desplaçament que observem.

A partir d’això es van fer estimacions de quina velocitat haurien de tenir les galàxies segons la massa que observàvem. En principi, com més gran i més massiva és una galàxia, més ràpid hauria de girar. Però el que es va trobar és que les observacions no coincidien amb les prediccions. De manera consistent, en moltes galàxies, les velocitats observades eren molt més grans del que esperaríem.

I això és molt important, perquè amb el nostre enteniment més bàsic de la gravetat —ja no parlem ni tan sols de relativitat general, sinó de la gravetat de Newton i Kepler— arribem a la conclusió que hi ha molta més matèria dins les galàxies de la que podem veure. D’aquí neix el concepte de matèria fosca: una forma de matèria que no emet ni absorbeix llum, i que, per tant, no podem observar directament. L’anomenem “fosca” precisament per això.

Aquest va ser el primer gran contacte amb la idea de la matèria fosca: veure que les galàxies giren massa ràpid respecte al que esperaríem amb la matèria visible.

També a principis del segle XX, es van començar a fer mesures molt precises de galàxies. Per una banda es mesurava la distància, i per l’altra, observant de nou el desplaçament de les línies espectrals, es calculava el seu redshift, és a dir, la velocitat amb què s’allunyaven de nosaltres. I el que es va descobrir és que com més lluny es trobava una galàxia, més ràpid s’allunyava.

Aleshores, només hi havia dues possibilitats: o bé nosaltres ocupàvem el centre de l’univers i tot s’allunyava de nosaltres, o bé era el mateix espai el que s’estava expandint. Com que ja havíem abandonat la idea que ocupem un lloc privilegiat, la interpretació que adoptem és que és l’univers mateix el que s’expandeix, i que aquesta expansió és igual en totes les direccions i des de qualsevol punt. Aquesta va ser la primera gran evidència de l’expansió de l’univers.

En aquell moment encara no s’entenia gaire bé què estava passant, però es van recuperar unes solucions de les equacions d’Einstein que permetien precisament un univers en expansió. I aquí apareix una idea molt important: el redshift està relacionat amb el temps.

Per entendre-ho, imaginem que una galàxia emet un fotó amb una determinada longitud d’ona. Si l’espai s’està expandint, aquest fotó viatja a través d’un univers que es va estirant. I, a mesura que l’espai s’expandeix, també s’estira la longitud d’ona del fotó. Això fa que la llum es torni més vermella.

Per tant, quan observem una galàxia molt desplaçada cap al vermell, no vol dir necessàriament que tingui elements diferents, sinó que la llum ha viatjat durant molt de temps a través d’un univers en expansió. Com més gran és el redshift, més espai ha recorregut la llum i, per tant, més enrere en el temps estem observant.

D’aquí surt aquesta idea tan típica que “mirar lluny és mirar enrere en el temps”. La llum triga temps a arribar-nos, així que veure objectes molt llunyans és veure’ls tal com eren en el passat. Així doncs, acabem establint una equivalència entre distància, redshift i temps.

Un cop això va quedar clar, es van fer mesures molt més precises. I el que es va observar és que l’univers no només s’expandeix, sinó que s’expandeix cada vegada més ràpid. És a dir, l’expansió és accelerada.

Hi ha d’haver alguna cosa que fa que l’univers s’acceleri. I davant d’això es va introduir el concepte d’energia fosca: una forma d’energia que no sabem què és ni d’on surt, però que sembla responsable d’aquesta expansió accelerada.

Aquest és el marc teòric actual, i a partir d’aquí va començar l’època de les grans missions espacials.

Per exemple, satèl·lits com WMAP i, posteriorment, Planck, van intentar obtenir la primera “fotografia” observable de l’univers: el fons còsmic de microones.

Segons el model actual, hi va haver un moment en què els primers fotons van poder viatjar lliurement per l’univers. Aquests fotons continuen arribant-nos avui, després de milers de milions d’anys de viatge.

El que observem és un mapa del cel complet, com si despleguéssim una esfera en dues dimensions.

I aquesta imatge (figura 1 ) conté una quantitat enorme d’informació sobre les propietats fonamentals de l’univers.El més important no és tant el valor exacte d’un punt concret, sinó les propietats estadístiques globals: com es relacionen les diferents regions entre elles.

Figura 1. Dades obtingudes a partir del fons còsmic de microones

Analitzant aquestes correlacions podem extreure propietats fonamentals de l’univers. Per exemple: la curvatura de l’univers, la quantitat total de matèria, la proporció de matèria ordinària, o la velocitat actual d’expansió.

Això va donar lloc al que avui anomenem cosmologia de precisió: una cosmologia basada en quantitats enormes de dades i anàlisis estadístiques molt potents. D’aquí neix el model cosmològic estàndard, el model ΛCDM. La lletra lambda representa l’energia fosca, i CDM significa “cold dark matter”, és a dir, matèria fosca freda.

Aquest model ens dona una imatge com la següent (figura 2 ). Si tirem enrere en el temps, es fa cada vegada més petit fins arribar a un estat extremadament dens i calent: el que anomenem Big Bang. Després hi hauria hagut un període inflacionari, en què l’univers es va expandir rapidíssimament. Més endavant es formen els primers fotons lliures —els que observem en el fons còsmic de microones— i, a partir d’aquí, la matèria comença a agrupar-se sota l’efecte de la gravetat: es formen estrelles, galàxies, cúmuls i finalment tota l’estructura a gran escala que observem avui.

Figura 2. L’evolució de l’Univers

El problema és que, tot i tenir aquesta “foto inicial” i l’univers actual, ens costa entendre exactament què ha passat entremig. I aquí és on entren moltes de les tècniques modernes de cosmologia observacional.

Segons aquest model, aproximadament un 70 % del contingut de l’univers és energia fosca, més d’un 25 % és matèria fosca, i menys d’un 5 % és matèria ordinària: la matèria de què estem fets nosaltres.

És evident que això genera incomoditat. El 95 % del contingut de l’univers correspon a coses que no hem observat directament i que no entenem del tot. No sabem exactament què són la matèria fosca i l’energia fosca, però el model funciona extraordinàriament bé. Per això hi ha alternatives i crítiques al model estàndard. El problema és que, fins ara, cap altre model aconsegueix explicar les observacions amb el mateix èxit.

I com que no podem crear universos ni reproduir aquestes condicions en un laboratori, el que intentem és observar l’evolució de l’univers al llarg del temps. Per fer-ho necessitem objectes o estructures que puguem utilitzar com a referències: coses de les quals sapiguem la mida o les propietats físiques i que puguem comparar en diferents moments còsmics.

Una de les tècniques més importants és estudiar l’estructura a gran escala de l’univers. Quan cartografiem milions de galàxies, veiem que l’univers té una estructura filamentosa, com una xarxa còsmica. I, si analitzem aquestes estructures estadísticament, apareix una escala característica: una distància preferent entre galàxies (figura 3).

Figura 3. Estructura estadística de l’Univers

L’origen d’aquesta escala es troba en l’univers primitiu, quan la matèria ordinària i els fotons formaven un plasma calent i dens. En aquest plasma hi havia una competència entre la gravetat, que intentava concentrar la matèria, i la pressió de la radiació, que intentava expandir-la. Això generava ones de pressió, com ones sonores, que es propagaven pel plasma primordial.

Quan els fotons es van desacoblar de la matèria i van començar a viatjar lliurement, aquestes ones van quedar “congelades” en la distribució de matèria. Com a resultat, avui hi ha una lleugera preferència perquè les galàxies apareguin separades per una determinada distància. I això és fantàstic perquè aquesta escala la podem predir teòricament.

Així, observant com varia aquesta distància a diferents èpoques de l’univers, podem mesurar directament com s’ha expandit l’espai al llarg del temps.

Quan fem aquestes mesures, el que trobem és que, efectivament, l’univers era més petit en el passat i s’ha anat expandint fins avui. I, a més, confirmem que aquesta expansió és accelerada. Sense energia fosca esperaríem una evolució diferent; en canvi, les dades indiquen clarament aquesta acceleració còsmica.

I aquesta és una mesura molt potent, perquè arriba un punt en què només hi ha dues opcions: o bé canviem la teoria, o bé acceptem que realment hi ha algun tipus d’energia fosca. Per això és una observació tan interessant.

Una altra cosa que podem fer és intentar calibrar aquesta velocitat d’expansió: intentar entendre com de ràpid s’està expandint l’univers avui dia.

Amb la tècnica dels “regles estàndard”, la que us explicava abans amb aquestes escales característiques, això es pot fer, però és complicat. Però existeix una altra metodologia: les anomenades candeles estàndard. En aquest cas, en lloc d’utilitzar una mida coneguda, fem servir objectes dels quals coneixem la brillantor intrínseca.

Hi ha un tipus d’estrelles anomenades cefeides que tenen una propietat molt especial: la seva brillantor oscil·la periòdicament. I el que es va descobrir fa molt temps és que hi ha una relació universal entre el període d’aquesta oscil·lació i la brillantor real de l’estrella: com més llarg és el període, més brillant és la cefeida. Així, comparant la brillantor real amb la brillantor observada, podem calcular la distància d’aquests objectes.

Com veieu, en cosmologia ens inventem totes les tècniques possibles per mesurar distàncies, perquè és una de les coses més difícils que tenim.

Un cop tenim la distància d’una cefeida, busquem una situació molt concreta: una galàxia que contingui tant una cefeida com una supernova. Una supernova és l’explosió final d’una estrella quan acaba la seva vida. És un fenomen extremadament brillant.

Si una galàxia conté una cefeida i una supernova, podem utilitzar la cefeida per calcular la distància de la galàxia. I, per tant, també sabem a quina distància es troba aquella supernova.

Quan es va començar a fer això de manera sistemàtica, es va descobrir una cosa molt interessant: les supernoves d’un determinat tipus brillen pràcticament totes igual. Això vol dir que també es poden utilitzar com a candeles estàndard. Si sabem quant haurien de brillar i observem que brillen menys, podem calcular-ne la distància.

I aquí construïm una mena d’escala còsmica de distàncies. Primer tenim les cefeides properes. Després, galàxies que tenen cefeides i supernoves. I finalment, supernoves molt més llunyanes. Això ens permet relacionar distància i redshift amb una precisió enorme. En el fons, és el mateix que es va fer quan es va descobrir l’expansió de l’univers, però ara amb moltes més dades i molta més precisió.

El paràmetre que ens diu quant val l’expansió actual de l’Univers és la constant de Hubble, H₀. Potser us sona pel concepte de la “tensió de Hubble”. I aquí és on les coses es comencen a complicar.

En principi sembla que ho tenim tot: tenim una imatge de l’univers primitiu, tenim mesures de la seva història d’expansió i tenim mesures de la velocitat d’expansió actual. Sembla fantàstic. Sembla que estigui tot resolt. Però no.

El problema és que tenim diferents tècniques, que observen moments diferents de la història de l’univers i que es basen en fenòmens físics molt diferents... i aquestes tècniques no donen el mateix resultat.

Per exemple, les mesures basades en el fons còsmic de microones i en les oscil·lacions acústiques bariòniques donen un valor del paràmetre de Hubble al voltant de 68 km/s/Mpc. En canvi, les mesures basades en cefeides i supernoves donen valors més propers a 72 km/s/Mpc (figura 4).

Figura 4. La tensió de Hubble

I pot semblar poca diferència, però el problema és que aquestes mesures són avui tan precises que aquesta discrepància ja no es pot ignorar. Les barres d’error ja no se solapen. Estadísticament, les dues mesures són incompatibles.

Això és el que coneixem com la tensió de Hubble: dues maneres molt diferents de mesurar el mateix paràmetre donen resultats irreconciliables.

Durant molt temps es pensava que potser era un problema experimental o metodològic. Però cada vegada costa més justificar-ho així. I això fa aparèixer una pregunta molt interessant: el problema és en les mesures... o és que el nostre model cosmològic comença a trencar-se?

Però encara hi ha més. Les tècniques que estudien la història d’expansió de l’univers semblen indicar també que l’energia fosca podria no ser constant en el temps. El model estàndard assumeix que l’energia fosca té sempre les mateixes propietats. Però algunes observacions suggereixen que podria evolucionar. I això és una altra tensió important dins del model cosmològic actual.

Per tant, ens trobem en una situació molt curiosa: tenim un model que funciona extraordinàriament bé i que explica gairebé totes les observacions, però alhora comencen a aparèixer esquerdes molt consistents.

I ara mateix hi ha tres grans línies de treball: entendre millor la matèria fosca, entendre millor l’energia fosca, i buscar noves maneres de mesurar l’expansió de l’univers.

Per exemple, una de les grans missions actuals és Euclid, un satèl·lit europeu dissenyat específicament per estudiar la matèria fosca i l’energia fosca. Una de les tècniques que utilitza és la de les lents gravitacionals. La gravetat pot deformar la llum de galàxies llunyanes, i aquesta deformació ens dona informació sobre la distribució de matèria, inclosa la matèria fosca.

Després hi ha DESI (Dark Energy Spectroscopic Instrument), que és la col·laboració on jo treballo. El que fem és cartografiar milions de galàxies per estudiar aquestes estructures a gran escala i mesurar amb molta precisió la història d’expansió de l’univers.

També tenim el telescopi James Webb, que observa principalment en infraroig. Això li permet veure molt més lluny i observar les primeres galàxies de l’univers. I això és important perquè ens permet comprovar si la nostra cronologia còsmica és correcta. Potser quan observem molt enrere en el temps trobem estructures més evolucionades del que esperaríem, i això podria indicar que alguna cosa del nostre model temporal no acaba de quadrar.

Després tenim l’LSST (Legacy Survey of Space and Time) que observarà enormes quantitats de supernoves. Això és important perquè les supernoves són fenòmens transitoris: apareixen i desapareixen. Necessitem moltes observacions i dades molt precises. Potser, amb moltes més supernoves, la tensió de Hubble es reduirà. O potser passarà just el contrari i es farà encara més gran.

I finalment tenim col·laboracions com LIGO, Virgo i KAGRA, que detecten ones gravitacionals produïdes per fusions de forats negres i estrelles de neutrons. Aquestes observacions podrien proporcionar una manera completament nova i independent de mesurar l’expansió de l’univers.

I amb aquest panorama m’agradaria acabar amb una idea: encara queda moltíssim per descobrir. En realitat, la gran diferència entre el que sabíem abans i el que sabem ara no és tant que ho entenguem tot millor, sinó que cada vegada podem observar més coses i amb més precisió. I al final, el que continua movent aquest camp és exactament el mateix que movia les primeres civilitzacions a mirar el cel: la curiositat.

Espero que algun dia entenguem què són la matèria fosca i l’energia fosca... però, si pot ser, que sigui cap al final de la meva carrera científica, perquè si no després no sabré de què treballar.

Col·loqui

Segons les teories actuals, creieu que l’univers s’expandirà eternament o acabarà contraient-se amb un “Big Crunch” ?
El que observem actualment és que l’univers s’expandeix cada vegada més ràpid. Si les propietats de l’energia fosca no canvien amb el temps, això ens portaria cap a un escenari d’expansió indefinida. Però encara no ho sabem.

Què són les oscil·lacions Acústiques de Barions (BAO)?
En l’univers primitiu hi havia una mena de sopa calenta formada per fotons i matèria, tots dos fortament acoblats. Els fotons tendeixen a escapar-se, mentre que la gravetat tendeix a retenir la matèria. Aquesta competència va generar una mena d’ones de pressió, com ones sonores.

Quan l’univers es va refredar prou, els fotons finalment es van desacoblar i van començar a  viatjar lliurement. La matèria, en canvi, va quedar “congelada” en aquella distribució.

A partir d’aquí, tota l’evolució va ser principalment gravitacional: les regions amb una mica més de matèria atreien encara més matèria, i allà va ser més probable que es formessin galàxies. Per això acabem observant aquestes estructures característiques.

Quan observeu l’evolució de les oscil·lacions acústiques bariòniques en funció del temps, esteu observant el mateix objecte en moments diferents?
No. El que observem és el mateix fenomen físic en objectes diferents i a diferents moments còsmics. És a dir, no seguim una mateixa galàxia al llarg del temps, sinó que observem moltes galàxies situades a diferents distàncies —i, per tant, en diferents èpoques de l’univers.