L'ASTRONÒMICA

Conferència de l'Astronòmica de Sabadell. Jordi Jofre, 30 d'octubre de 2024

La disciplina exoplanetària té 40 anys d'existència. Des de llavors - i aquesta és l'última dada que tinc del mes de maig- estem a punt de veure els 6.000 descobriments d'exoplanetes. La majoria d'ells descoberts a partir de dues tècniques, principalment, la del trànsit i la de la velocitat radial, però s'estan incorporant nous mètodes de detecció, basats en imatge directa. No només s'han detectat molts exoplanetes nous, sinó que, a més a més, a nivell d’articles científics hi ha hagut una gran explosió sobretot pel que fa als últims 10-15 anys. I el nivell de divulgació també ha crescut molt dins de la comunitat. I això és perquè, el fet de treballar en exoplanetes o pensar en exoplanetes ens porta a aquesta fascinació que té l'ésser humà des de l'inici dels temps per entendre si és que fora del nostre sistema hi ha altres planetes on pugui haver-hi vida.

Figura 1. Portada de la pel·lícula interestel·lar (2014)

És possible que hi hagi vida fora del nostre Sistema Solar i això ens porta a la paradoxa de Fermi: la nostra Via Làctea té entre 200.000 i 400.000 milions d'estrelles, en la majoria d'aquestes estrelles hi ha planetes, i en un tant per cent haurà aparegut vida. Com pot ser que no tinguem cap indici de vida extraterrestre? La intuïció ens porta a pensar que potser sí que hi ha alguns racons de la nostra galàxia on existeixen exoplanetes amb vida, però no ho podem assegurar.

De fet, fins als anys 70, la ciència exoplanetària era vist d'una manera una mica esperpèntica, en parlaven només persones pseudocientífiques. Va ser a partir de la dècada del 70, amb astrònoms de primer nivell, com Frank Drake o Carl Sagan, que es va començar a posar les bases científiques del que és la ciència exoplanetària a dia d'avui. Haureu sentit a parlar de la famosa equació de Drake, que ens parla sobre quin és el nombre possible de civilitzacions que poden existir a la nostra galàxia, donades certes variables, com per exemple l'índex de formació estel·lar, la quantitat o percentatge de estrelles que poden crear planetes, etc. Ara bé, de moment és impossible saber quin és aquest número perquè depèn de moltes variables que encara desconeixem. Per tant, no deixa de ser una fórmula que va esdevenir famosa perquè és la que va iniciar la ciència dels exoplanetes.  

Figura 2. Equació de Drake sobre el nombre posible de civilitzacions que poden existir.

Observacions ràdio

I així és com va començar aquest camí, concretament amb observacions ràdio a la freqüència de 1.420 MHz. Als anys 70, Frank Drake va començar el projecte OSMA, que va ser el precursor del que més endavant seria l'Institut SETI, dins del qual es van desenvolupar molts altres projectes. Junt amb Carl Sagan, van ser capdavanters del projecte SETI i de la divulgació de l'astronomia a la societat. Amb finançament del govern dels Estats Units, al llarg de les dècades dels 70, 80 i 90, i des de telescopis com el d’Arecibo -que ja no està en funcionament- es codificaven una sèrie de missatges els quals s’enviaven cap a l’espai (missatge d’Arecibo).

Figura 3. Carl Sagan i Frank Drake

En aquella època es pensava que podíem seríem capaços de contactar per ràdio amb civilitzacions d'altres sistemes estel·lars. La realitat, malgrat tot, és que després de tots aquells anys no es va aconseguir cap evidència de cap recepció de senyal en la banda ràdio en aquesta freqüència. La única cosa destacable, de la qual sempre quedarà el dubte, és el senyal “WOW”, que es va captar l'any 1977 en una recepció que es va fer d'una seqüència que a dia d'avui encara no s'explica a què es pot atribuir.

Observar en ràdio té avantatges respecte d'altres longituds d'ona. La primera, i molt evident, és que l’atmosfera terrestre és permeable a la banda de ràdio. És a dir, entre 10 MHz i uns 300 GHz, els senyals de ràdio són observables des de la superfície terrestre, cosa que no passa en altres longituds d'ona. La segona és que l'extinció interestel·lar afecta menys a les freqüències de ràdio. És a dir, la pols i el gas que hi ha al medi interestel·lar atenuen menys els senyals que estan en aquest rang de freqüències.

En l'època de Carl Sagan i de Frank Drake es creia que si existia una civilització prou desenvolupada tecnològicament com per poder emetre, ho faria a la banda de ràdio, i ho faria concretament en els 1420 MHz perquè és la línia de 21 centímetres. Aquesta és l'emissió de l'hidrogen neutre. L'hidrogen neutre és un estat dels àtoms hidrogen en el qual l'electró i el protó tenen el mateix espín. Per entendre'ns, tenen el mateix sentit de gir. Quan l'electró canvia l’espín, -que per cert només passa de mitjana una vegada cada 10 milions d'anys per cada àtom d'hidrogen- es genera llum en aquesta banda de 21 cm. Per això, escoltar en aquesta banda ens permet determinar on hi ha hidrogen neutre a la nostra galàxia. 

Condicions principals per l’habitabilitat planetària

Aquests primers astrònoms interessats en la possible vida extraterrestre van estudiar les principals condicions per l’habitabilitat planetària.

El primer punt a tenir en compte és la classe espectral de l'estrella al voltant de la qual l'exoplaneta orbita. Les estrelles més massives i calentes, les que són de tipus espectral O, B i A, no es creu que puguin tenir planetes, ja que són estrelles totalment radiatives, amb uns vents estel·lars potentíssims, i que fotoevaporen el disc estel·lar en les etapes inicials de creació. Això no és el que passa en estrelles més fredes, tipus F, G, K o M, per exemple.

El segon punt important a tenir en compte és la distància a l'estrella, el que es coneix com la zona d'habitabilitat. Un exoplaneta perquè pugui tenir condicions de climatologia, i sobretot de temperatura adients, ha d'estar a una distància òptima, ni massa prop de l'estrella ni massa lluny.

En tercer lloc, hi ha d'haver estabilitat orbital. És a dir, aquesta estrella no pot patir pertorbacions gravitatòries d'altres cossos o objectes que estiguin en les immediacions de l'estrella per afavorir que hi hagi aquesta estabilitat.

En quart lloc, ha d'haver-hi aigua. Sabem que l’aigua és el dissolvent essencial per tal que la química del carboni pugui fer efecte i amb les condicions necessàries pugui evolucionar tal com ho ha fet a la Terra, que és el tipus de vida que nosaltres hem pogut estudiar i conèixer.

I els últims dos punts són els més importants perquè són els que deriven en l'explicació que farem després d'emissions ràdio. Són els següents: El planeta ha de tenir atmosfera perquè permet les condicions de climatologia que afavoreixen l'evolució de la vida. Tots els gasos que nosaltres coneixem, com el vapor d'aigua, el metà, nitrogen, oxigen, que són imprescindibles per a la vida i alguns d'ells són gasos d'efecte hivernacle. També és molt important la presència d’un camp magnètic. El camp magnètic té un doble efecte: per un costat és capaç -com si fos un escut- de rebutjar o d'expulsar totes les partícules carregades del vent estel·lar que contínuament l'estan bombardejant, i en segon lloc preserva l’atmosfera. Si no existís un camp magnètic, les partícules altament energètiques dels vents estel·lars trencarien els enllaços químics de les molècules i tots aquests elements s’evaporarien. Això és el que es creu que va passar a Mart.

Com deia, un dels punts claus per a l’existència de vida en un exoplaneta és si té camp magnètic. Com podem detectar camp magnètic en una exoplaneta? Enviar sondes amb instrumentació per mesurar camp magnètic no és possible, i per tant hem d'intentar fer deteccions de manera indirecta.

Caracterització SPI (Star-Planet Interaction)

En les interaccions entre estrelles i exoplanetes mirarem dos elements fonamentals: els vents estel·lars, que són les partícules carregades que són expulsades a grans velocitats al medi interplanetari; i els camps magnètics planetaris, perquè la interacció entre tots dos és clau per entendre la radiació ciclotrònica.

Figura 4. Vent solar i camp magnètic terrestre

1.- Els vents estel·lars

Una estrella està feta de plasma, un estat de la matèria quan es troba en unes condicions extremes de pressió i temperatura. Els electrons són arrencats dels nuclis atòmics i aquests electrons flueixen lliurement per la fotosfera. De la mateixa manera, a la fotosfera hi ha uns camps magnètics molt intensos -estem parlant d'estrelles convectives- que acceleren aquestes partícules i les expulsen cap al medi interplanetari.

Hi ha molts estudis que intenten caracteritzar com és el vent estel·lar, quina intensitat té, quina forma té, etc. Us donaré un petit apunt: el vent estel·lar és funció de la taxa de rotació de l'estrella. Si l’estrella rota molt ràpidament l'estrella s'aplanarà pels pols i això farà que el vent estel·lar surti més o menys de les regions equatorials de l'estrella. En canvi, si l’estrella rota més lentament el vent estel·lar sortirà de forma uniforme de tota l'esfera cap al medi.

2.- Les magnetosferes planetàries

Hi ha dos tipus de magnetosferes diferents: les intrínseques i les induïdes. 

En les magnetosferes intrínseques, la pròpia dinàmica interna del planeta el dota de camp magnètic. Alguns exemples coneguts són la Terra, Júpiter, Neptú, etc. A Júpiter, per exemple, sembla que hi ha un nucli líquid d'hidrogen, i això és el que li dona aquesta propietat.

L’altre tipus són les magnetosferes induïdes. Hi ha planetes que no tenen camp magnètic propi, i la interacció del vent estel·lar es dona amb les capes superiors de l’atmosfera planetària. En el cas del Sistema Solar tenim a Venus i Mart.

En qualsevol cas, el que és important aquí és que la configuració magnètica d'un planeta depèn de la pròpia dinàmica interna del planeta, però també de la magnetosfera del sistema estel·lar.

Quin rol té tenir un camp magnètic en un planeta? El primer, com hem dit abans, és que ens protegeix contra la radiació. Si no disposéssim d'un camp magnètic, les partícules altament energètiques que ens impacten destruirien el teixit cel·lular i seria incompatible amb la vida tal com la coneixem, per tant són un escut imprescindible. A més, ens ajuda a estabilitzar l'atmosfera i impedir que tinguem el fenomen d'escapament atmosfèric. I també, gràcies a tenir una atmosfera, ens permet tenir aigua líquida a la superfície terrestre i que això pugui donar lloc a la química del carboni, que sabem que és la que ha facilitat la vida a la Terra.

La majoria de planetes del Sistema Solar tenen camp magnètic. Curiosament, també veiem que l'eix de rotació del planeta moltes vegades no coincideix amb l'eix magnètic. Júpiter és el planeta que té el camp magnètic més potent del Sistema Solar (entre 10 i 15 Gauss), i la Terra és el segon (0,6 G). Així doncs, el camp magnètic de Júpiter és unes 15-20 vegades més potent que el de la Terra.

Figura 5. Camps magnètics d'alguns planetes del Sistema Solar

Quan les partícules carregades procedents del Sol entren en interacció amb els camps magnètics dels planetes emeten llum, anomenada radiació ciclotrònica (Cyclotron-Maser Instability). El que succeeix és que algunes d’aquestes partícules carregades són rebutjades o reboten en el camp magnètic, però d'altres es colen cap a dins, entre les línies de camp magnètic, i es dirigeixen cap al pol magnètic del planeta en trajectòries helicoidals -en espiral- al llarg d'aquestes línies de camp magnètic. I quan això passa, els electrons emeten llum amb una freqüència molt concreta, que és la freqüència ciclotró. Aquesta freqüència depèn de la intensitat del camp magnètic del planeta. Com més intens sigui aquest, a més freqüència veurem el senyal ràdio.

També és important observar que les regions en les quals hi ha emissió ràdio, aquesta es produeix al llarg de les línies de camp, però és més intensa quan les línies de camp es tanquen sobre elles mateixes. Quan es tanquen totes les línies de camp, típicament sobre els pols magnètics, hi ha el màxim de radiació. En la figura 6 ho veiem dibuixat com un anell de color blau. 

Figura 6. Màxim d'emissió de la radiació ciclotró

Característiques de l’emissió CMI

Algunes característiques importants d’aquesta emissió són:

1. Només entre un 1 i un 5% de les partícules del vent solar són les que provoquen aquest efecte. És a dir, és una porció molt petita realment de les partícules del vent estel·lar.
2. El màxim d’emissió coincideix amb la regió on les línies de camp magnètic es tanquen.
3. La freqüència d’aquesta emissió val 2,8*B (Mhz) on B és el camp magnètic del planeta
4. Aquesta radiació és perpendicular a l'eix magnètic. Segons el punt de vista en què veiem el planeta, la radiació ens enfocarà cap a nosaltres, com si d'un far es tractés.
5. Aquest tipus de radiació està caracteritzada per ser polaritzada circularment, la qual la fa fàcil de detectar.
6. I pel que fa a la intensitat, està modulada segons la llei de radiometria de Bode, que bàsicament ens diu que depèn de la intensitat del camp magnètic de l'estrella i també del planeta. És a dir, quan més intensos siguin tots dos més lluminosa és aquesta emissió.

Així doncs, durant l’òrbita del planeta, quan aquest apunta cap a la Terra, ens hauria d’arribar aquesta radiació ciclotró, és a dir, a cada òrbita estaríem il·luminats com amb una llanterna. Veuríem una espècie de pulsacions, com un far que ens va il·luminant.

Exemples d’emissions CMA

Anem a parlar d'alguns exemples. El primer cas és el de Tau Bootis b, exoplaneta descobert l'any 1996 a la constel·lació del Bover. Es tracta d’un Júpiter calent, és a dir, un planeta gasós molt a prop de la seva estrella (menys de 0,05 unitats astronòmiques), amb un període de translació de només de 3,3 dies. S’estima que aquest planeta té un camp magnètic d’entre 5 i 11 Gaus, més o menys similar a Júpiter, i el fet que estigui a aquesta distància de l'estrella a la qual orbita, juntament amb aquest camp magnètic, fa que tingui una freqüència ciclotró entre 10 i 40 MHz. Si des de la Terra fóssim capaços d'observar aquest exoplaneta hauríem d'escoltar en aquesta freqüència.  

El segon cas és el de YZ Ceti b, que és un planeta rocós que també està en una òrbita molt propera a l'estrella a la qual orbita, una estrella de tipus espectral M que és molt magnètica. Va ser descobert l'any 2017, té un radi similar al de la Terra i té una massa també una mica més petita que la de la Terra. En aquest cas, s’estima que aquest exoplaneta té un camp magnètic de 0,3 G, similar al de la Terra, i deu emetre una radiació ciclotrònica d’uns 5 MHz.

Models d’interacció entre fluxos de plasma i obstacles

La radiació ciclotró que es genera com a conseqüència de la interacció entre una estrella i un planeta és l'únic escenari en què hi pot haver aquest tipus d'emissió ràdio? La resposta és que no, i en el Sistema Solar en tenim un exemple molt interessant i que ha estat molt estudiat des de fa anys: l’emissió que es genera en els pols magnètics de Júpiter.

Com hem dit abans, Júpiter és un planeta amb un camp magnètic potent i que té diferents llunes que l’orbiten. Aquestes llunes, malgrat que no tenen cap magnètic, indueixen un flux de partícules cap a les regions polars de Júpiter, i provoquen aquest mateix fenomen. Concretament, el satèl·lit Io no té cap magnètic propi però sabem que té molta activitat volcànica que li produeix una petita atmosfera al seu voltant. Quan les partícules d’aquesta atmosfera reben radiació, s’ionitzen i alliberen electrons. Com que Io gira al voltant de Júpiter, creua les línies de camp magnètic del planeta i es produeix el fenomen que hem descrit anteriorment: els electrons són accelerats a través d'aquestes línies i són dirigits cap el pol magnètic de Júpiter. Durant aquest camí van emetent radiació ciclotrònica i el màxim es dona quan hi ha més intensitat de camp magnètic, i tots aquests electrons, a través d'interferència constructiva, estan en fase i es produeix una emissió coherent.

Detecció d’emissió CMI extrasolar: exoplanetes orbitant estrelles magnètiques tipus M

L'estudi d'aquest tipus d'interacció en el cas de Júpiter i Io ha estat molt important perquè ens ha permès projectar aquest mateix efecte fora del Sistema Solar. I el que s'ha vist és que a dia d'avui, amb la instrumentació que disposem, no és possible detectar radiació ciclotró que ens vingui d'un planeta com Júpiter que es trobi a la distància que està Júpiter del Sol.

El que han fet els investigadors és veure a quina distància hauria de trobar-se un planeta com Júpiter de la seva estrella per tal de poder-se detectar la seva radiació ciclotró. I la conclusió a la que s'ha arribat és que les òrbites no poden ser més grans que 0,05 UA, és a dir, molt properes a l’estrella.

Un exemple d'exoplaneta candidat que compleix aquestes característiques és pròxima Centauri b, l’exoplaneta més proper a nosaltres.

Habitabilitat en exoplanetes orbitant estrelles magnètiques

El que passa és que aquest tipus de sistemes (estrelles molt petites i poc calentes, de tipus M, amb planetes molt propers) com Pròxima Centauri presenten dubtes seriosos per a la vida. Aquestes estrelles de tipus M, tan magnètiques, tenen una activitat fotosfèrica molt violenta i turbulenta, i ejecten una gran quantitat de massa al medi interplanetari. Hi ha dubtes molt seriosos que un planeta que està molt a prop d'una estrella d'aquest tipus pugui tenir les condicions d'estabilitat atmosfèrica i  mantenir la magnetosfera, i per tant, que hi pugui haver vida.  

Observacions ràdio CMI amb LOFAR

A Europa tenim el projecte Low Frequency Array, que són un conjunt de radiotelescopis que es dediquen a estudiar aquesta radiació ciclotró. Aquest projecte va començar a operar als Països Baixos al maig del 2012, però ràpidament es va expandir, i a dia d'avui compta amb milers d'antenes distribuïdes en diferents països d'Europa.  A través de tècniques d'interferometria, som capaços d'observar en aquestes longituds d'ona emulant antenes de grans proporcions i podem obtenir resolucions angulars molt significatives. S'està observant entre els 10 i 240 MHz, i si bé és cert que a dia d'avui encara no s'ha fet la primera detecció CMI d'un exoplaneta, sí que hi ha diferents exoplanetes candidats i s'espera que en els propers mesos o anys realment es pugui detectar.  Seria molt important trobar un exoplaneta amb un camp magnètic perquè ens permetria estudiar amb més atenció aquest tipus d'exoplanetes.

El telescopi James Webb recentment ha començat a estudiar exoatmosferes amb la instrumentació infraroja que porta. L’estudi d'exoatmosferes pot ser molt interessant per intentar veure si hi ha els gasos necessaris, una combinació d'ingredients que ens indiquin si pot existir una biosfera en algun dels planetes observats. Per tant, estudiar com funcionen els camps magnètics en exoplanetes és una peça del puzle que encara ens queda per entendre.

Conclusions

Aquestes són les conclusions de la xerrada:

1. Les observacions ràdio aporten clars beneficis en l’exploració exoplanetària.
2. A dia d’avui no podem detectar terres ni júpiters en òrbites majors que 0,05 UA.
3. La primera detecció més plausible és de júpiters calents orbitant estrelles nanes magnètiques.
4. Són observacions molt complexes. Són imprescindibles bons modelats SPI per les primeres deteccions donada la naturalesa de l’emissió CMI (aniotròpica, feix estret, dependència amb l’òrbita, alineació amb la Terra, etc.)

Col·loqui

Les antenes que intenten detectar aquesta radiació semblen planes, en contrari d'aquestes que hi havia a Arecibo. Ens pots explicar una mica més com són aquests telescopis?
Són telescopis de gran obertura. Una cosa que sí sabem és que com més curta és la longitud dona, més petites poden ser les antenes. Per això, les antenes dels nostres telèfons mòbils són superpetites, de fet estan incrustades dins del telèfon, perquè estan escoltant a freqüències de diverses GHz. En canvi, quan tenim freqüències baixes, necessitem més obertura per ser capaços de poder encabir el que és un cicle del senyal dins de l'antena, poder-ho tractar després digitalment a partir dels receptors, etc. Sí que tenien certa curvatura, no eren completament planes.

Les senyals WOW, se'n sap alguna altra cosa, alguna hipòtesi de què podien ser?
Realment no es coneix a què es va veure aquella senyal. Hem de pensar que aquesta era una època també en la qual hi havia molta competició tecnològica entre diferents potències. Hi han hagut moltes especulacions a la xarxa sobre possible tecnologia secreta de la Unió Soviètica.

Perquè hi hagi camp magnètic cal que hi hagi un nucli de ferro gran?
El que sabem és que quan tenim un nucli amb electrons en moviment, aquests generen camp magnètic. Llavors necessitem que hi hagi rotació. Evidentment, com més massa o com més volum d'electrons estiguin en rotació, doncs entenc que es pot donar un camp magnètic de major intensitat.

Conferència de l'Astronòmica de Sabadell. Joan Carles Carles, 6 de novembre de 2024

El 19 d'octubre de l'any 1989 es va produir un incendi a la part convencional de la central nuclear de Vandellòs. El que en principi era un incendi a la part externa de l'edifici del reactor va acabar portant unes conseqüències greus i importants a la resta de la instal·lació. Aquest incendi en l'escala internacional de classificació d'incidents i accidents nuclears de l'OIE es va classificar com a nivell 3 i fins al moment ha estat l'incident més greu de les centrals nuclears espanyoles.

Antecedents

Als anys 50 l'estat espanyol va iniciar el desenvolupament i l'aposta per a l'energia nuclear. Inicialment es va crear un organisme, la Junta de Energia Nuclear, que provenia d'estaments militars, i que s’encarregava d'efectuar la investigació i el desenvolupament de possibles projectes nuclears a l'estat espanyol.

L’any 1964, amb la llei 25/64 d'energia nuclear, es van establir les bases per al desenvolupament d'aquest tipus d'energia a l'estat espanyol. I aquest organisme, que inicialment s'havia creat amb un caràcter més d'investigació i desenvolupament, se li va atorgar també la funció de la inspecció i l'emissió d'informes sobre la seguretat de les instal·lacions nuclears i radioactives. Aquesta llei encara està en vigor, amb moltes modificacions, incorporacions i desenvolupaments posteriors. Com a conseqüència de tot plegat, l'estat espanyol va decidir la creació,  construcció i posada en marxa de les tres primeres centrals nuclears, la primera generació de centrals nuclears. Avui en dia, totes elles ja estan tancades, no n’hi ha cap que estigui en funcionament.

La primera va ser la central nuclear de José Cabrera, situada a Zorita, a la província de Guadalajara. Era una central de tecnologia d'aigua lleugera, d'aigua a pressió, i el fabricant va ser Westinghouse, tecnologia americana. Produïa 160 MW i va estar en funcionament des de l'any 1968 fins l'any 2006.

La segona va ser la central nuclear de Garonya. Era una central també d'aigua lleugera, però enlloc d'aigua a pressió era d'aigua en ebullició. I la tecnologia també era americana, de l’empresa General Electric. Disposava d'una potència elèctrica de 460 MW i va estar en funcionament des de 1971 fins el 2017.

Finalment, la tercera va ser la central de Vandellòs 1. Era una tecnologia totalment diferent a les dues anteriors, ja que era d’urani natural i grafit gas, amb una potència elèctrica de 500 MW. Es va posar en funcionament l'any 1972, i va ser productiva fins l’any 1991, quan es va decidir la seva aturada i parada definitiva.

Els plans energètics posteriors, que es van anar desenvolupant a l'estat espanyol durant els anys 1972, 1975 i 1979, van posar en marxa una segona generació de reactors d'aigua lleugera. És a dir, amb aquesta segona generació de reactors es va optar per la tecnologia de Westinghouse o de General Electric. Ja no hi va haver cap altra central amb la tecnologia de Vandellòs 1.

L’any 1979 es va produir un accident nuclear importat als  Estats Units, l'accident de Fremont Island 2, en el qual es va produir una pèrdua de refrigerant del reactor. Aquesta central era una central d'aquesta tecnologia d'aigua a pressió, i va ser un accident amb conseqüències greus, tant per la instal·lació com per l'emissió de radioactivitat a l'exterior. En l'escala internacional de classificació dels accidents, es va classificar com a nivell 5. Això va suposar que el gran programa d'expansió de l'energia nuclear que hi havia en aquells moments arreu del món, sobretot en dos països, França i Estats Units, es va aturar. Es van acabar de construir algunes centrals que estaven en procés de construcció, es va continuar mantenint les que estaven en marxa, però als Estats Units no se’n va construir cap més. Per contra, França va continuar amb el seu programa de desenvolupament de l'energia nuclear i va anar completant el seu parc de centrals nuclears.

L’any 1980 es va produir un altre accident nuclear important, aquesta vegada a la central francesa de Saint Laurent des Eaux. Aquest accident va tenir un impacte directe sobre Vandellòs 1, ja que era una central amb la mateixa tecnologia i amb el mateix tipus de desenvolupament. Aquest accident es va classificar com a nivell 4 dins d'aquesta escala de classificació dels accidents nuclears.

Com a conseqüència d'aquests accidents i d'altres problemes, l'any 1984, a Espanya es va decretar una moratòria nuclear. En aquell moment s'estaven construint i s'havien ja posat en marxa algunes altres centrals, per exemple, la d'Ascó, i va suposar l’aturada definitiva de les dues centrals que s'estaven construint a Valdecavalleros, a Extremadura, i de les dues centrals que hi havia també en construcció i en fase avançada, a Lemoniz, al País Basc. Aquesta moratòria nuclear, finalment, la vam acabar pagant tots amb el rebut de la llum, amb un concepte de tancament d'aquestes centrals nuclears que estaven en un estat avançat de construcció.

Central nuclear de Vandellós 1

Anem a veure una mica la tecnologia de la central de Vandellòs, en què consistia i per què era tan diferent de les centrals que són les que han continuat en funcionament arreu del món, que bàsicament són les centrals d’aigua lleugera.

La central de Vandellòs era una central de tecnologia d’urani natural i grafit gas. Les seves característiques eren que el combustible que es feia servir per la producció de la reacció nuclear dins del reactor, era d’urani natural. A les altres centrals, el combustible era urani enriquit (235).  El moderador era el grafit, i el refrigerant - el que extreu el calor que es produïa durant la reacció nuclear- era diòxid de carboni a pressió dintre de l'edifici del reactor. Tenia una potència aproximadament de 500 MW, malgrat que per alguns problemes de disseny es va limitar la seva potència durant el funcionament a uns 400-420 MW.

Mentre que les altres centrals d’aigua lleugera disposaven de tres barreres de protecció, aquesta només en tenia dues. La primera era el propi element combustible, la baina d’urani natural; la segona era l'edifici del reactor; i la tercera era l'edifici de contenció. En el cas de Vandellòs 1 aquest era un edifici merament de protecció contra els fenòmens atmosfèrics, però no tenia la capacitat de contenir gasos radioactius ni altres productes que es poguessin alliberar del nucli del reactor. Per tant, veiem una primera singularitat important amb aquesta central, que només tenia dues barreres.  

Figura 1. Descripció del reactor de Vandellòs 1

Una altra característica important -que va jugar un paper rellevant durant l'accident- era que aquest tipus de centrals tenien una proporció de cremat de combustible molt baixa comparada amb els reactors d'aigua lleugera. Estem parlant d'una proporció de pràcticament una desena part. Això, per un costat, feia que l'evacuació del calor generat, sobretot quan s'arribava a la parada, fos molt més fàcil que no pas amb els reactors d'aigua lleugera, però per contra, els costos d'aquest tipus de centrals eren més alts perquè, per aconseguir una potència similar, es necessitava més volum, i els nuclis d'aquest tipus de reactors eren molt més voluminosos que no pas els d'aigua lleugera. D’aquí també la dificultat de situar un reactor d'aquest tipus dins d'un edifici de contenció.  

La central de referència que tenia Vandellòs 1 era la central francesa de Saint Laurent des Eaux, on hi havia dues unitats com aquesta. De fet, els francesos van ser els que van desenvolupar i van portar aquesta tecnologia a la fase d’explotació.  

Una altra característica que tenia aquesta central era que el seu manteniment es podia fer en funcionament, no calia parar-la. A la imatge (figura 2) podem veure una fotografia de l’edifici del reactor on hi havia una màquina, important des del punt de vista d’enginyeria, perquè podia realitzar una sèrie de missions complicades: situar-se sobre la llosa del reactor, obrir els canals que hi havia per sobre del reactor, mantenir la refrigeració i extreure el combustible gastat. Tot això amb el reactor en funcionament. Llavors es movia a través d’uns rails per extreure el combustible gastat per portar-lo a l’edifici de les piscines on s’emmagatzemava.

Al cap d’un temps, i després d’haver-se refredat, aquest combustible s’enduia cap a França amb un tren, on es feia el seu reprocessat, se separaven les parts dels elements radioactius de les part metàl·liques més convencionals. Aquesta era una altra singularitat d'aquest tipus de centrals.

Figura 2. Edifici del reactor

Qui va posar en marxa i va explotar aquesta central durant tots els anys que va funcionar va ser HIFRENSA, que era un consorci d'empreses de les quals n’hi havia quatre de catalanes (ENHER, FECSA, HECSA, SEGRE) juntament amb el soci majoritari, Electricité de France, que tenia el 25% del consorci, que era també la que explotava les dues centrals que tenien a França, a Saint Laurent des Eaux.

Es va iniciar la seva construcció l'any 1968 i va començar l’explotació comercial l’any 1972, amb un permís d’explotació provisional. L'experiència operativa durant tots aquests anys va ser molt satisfactòria, sobretot si es compara amb les centrals de referència de Saint Laurent des Eaux, que van tenir dos accidents que a l'època van ser bastant greus. El 17 d'octubre de 1969 -uns 20 anys abans- un error en la màquina de recarrega del combustible va produir danys en cinc elements combustibles de la central SLA1, la qual cosa va implicar que s'hagués de parar i va estar un any parada per poder treure tots aquests elements de dins del reactor i poder-la tornar a posar en funcionament. I el 13 de març de 1980 es va produir l’altre accident ja esmentat, a la central SLA2, on dos elements combustibles es van fondre i la central va estar parada durant tres anys per extreure’n també tot el material radioactiu. Va ser un accident de nivell 4 perquè hi va haver l’alliberament d’una part de productes de fissió a l’atmosfera.

Aquestes dues centrals es van parar definitivament als anys 1990 i 1992 respectivament, però cal dir que a finals dels anys 60, amb el que els francesos van anomenar la “guerre des filieres”, la tecnologia dels reactors d’aigua lleugera van guanyar la batalla sobre els reactors de grafit gras. Malgrat que els francesos havien sigut els que havien desenvolupat la tecnologia dels reactors de grafit gas i que la tecnologia de l'aigua lleugera venia dels Estats Units, els francesos van optar per aquesta segona tecnologia, sobretot per un tema de costos econòmics. És a dir, que ja a partir dels anys 70, es pot dir que aquesta altra tecnologia ja havia quedat totalment al marge. S’havien construït algunes centrals a França i al Regne Unit, en total sis o set centrals, però es van anar parant totes elles. Tot i això, el 29 d'abril de 1982 es va concedir el permís definitiu d’explotació a la central de Vandellòs 1. És un fet bastant excepcional i que no s'explica gaire bé com es va produir, sobretot en aquestes dates.

Consejo de Seguridad Nuclear

Continuant amb aquest repàs de memòria històrica de l'energia nuclear al nostre país, us explicaré una mica la història del Consejo de Seguridad Nuclear, que era l'organisme al qual jo pertanyia com a inspector i al qual vaig estar treballant fins a l'any 1991.

El Consejo és un organisme independent, que va ser creat per la llei 15/80. Se li van encarregar les funcions de vigilància i control de les instal·lacions nuclears i radioactives. Anteriorment aquesta vigilància la feia la Junta d'Energia Nuclear (posterior FIEMAT), però, seguint una mica el model americà de separació del poder executiu amb les tasques de vigilància, es va creure oportú fer aquesta separació i crear aquest organisme, que és independent del Ministeri d'Indústria i informa directament al Congrés dels Diputats semestralment i quan la comissió d'indústria i energia del Congrés li ho demana.

L’any 1982 es van incorporar els primers funcionaris, que venien de la Junta d'Energia Nuclear, i es va organitzar el Consejo, amb un president i quatre consellers. Després hi ha un cos tècnic estructurat en diverses direccions tècniques, una de les quals és la de tecnologia nuclear.

És sorprenent que el Consejo es va crear el 22 d'abril de l'any 1980 i justament el 29 d'abril del 1982 es va concedir el permís definitiu d’explotació a la central de Vandellós 1, quan pràcticament no hi havia encara l'organisme en marxa. No sé quin tipus d’avaluació es va fer per concedir aquest permís. De fet, aquest permís marcava una sèrie de condicions que havien de millorar la seguretat física, la protecció perimetral de la central, i la protecció contra incendis, però era un permís molt genèric i únic. Va ser l'única central nuclear espanyola a la qual se li va concedir un permís definitiu d’explotació. La resta de centrals, se'ls va anar concedint permisos d’explotació provisionals, amb més o menys durada, però sempre amb un procés de revaluació contínua de la seguretat que no es va produir en el cas de Vandellòs 1.

L'any 1985 es van crear les primeres oposicions al cos tècnic i jo vaig entrar com a funcionari al Consejo de Seguretat Nuclear. Durant tot aquest període d'inici dels 80, es va posar en marxa la segona generació de centrals nuclears espanyoles. Quan jo em vaig incorporar, no hi havia coneixement, no hi havia experts en la tecnologia de la central de Vandellós a l’organisme, sí en la tecnologia d’aigua lleugera de les noves centrals, tant de les d'aigua a pressió com les d'aigua en ebullició.

Un dels primers llocs on se'm va destinar va ser a França, a l’Institute de Radioprotection et de Surete Nucléaire, per veure què és el que havien fet els francesos amb aquest tipus de tecnologia. La sorpresa que em vaig endur, i que vaig explicar a la meva tornada de França, va ser que els francesos havien dut a terme un programa de millores d’aquestes centrals nuclears, arran dels dos accidents greus que havien tingut.

Funcionament d’una central nuclear

Anem a veure com funcionava una central nuclear d’aquest tipus, d'aigua a pressió i d'aigua en ebullició (figura 3). Una central nuclear és com una central tèrmica, però enlloc de produir-se una combustió de carbó o de fuel, té un reactor nuclear que produeix vapor d’aigua, que surt per unes canonades, passa per una turbina i produeix electricitat. Es complementa amb un condensador, que fa que aquest vapor, que ha servit per moure les turbines, es condensi, es torni líquid una altra vegada, i es torni a injectar cap el circuit per tornar a produir aquest vapor d'aigua i tornar a tancar el circuit.

Figura 3. Funcionament del reactor nuclear

En aquest tipus de centrals també hi havia un edifici de piscines, on es dipositaven els elements radioactius. I hi havia un circuit terciari, on es condensava l’aigua, que en aquest cas es refrigerava amb aigua de mar. Hi havia un circuit obert d’aigua de mar que entrava i sortia i servia per condensar l’aigua del circuit interior. Finalment hi havia l’edifici exterior, que en aquest cas només servia per protegir la central de les inclemències meteorològiques però no per contenir qualsevol problema interior.

Per evacuar el calor que es produïa en el reactor nuclear es feia servir diòxid de carboni a pressió (28-29 bars), que s’injectava a través de quatre turbosoplants (ventiladors gegants). El funcionament normal era en sentit contrari al funcionament en termosifó, és a dir, es feia circular l'aire fred que entrava al reactor cap a baix, es passava pel l’intercanviador, es refredava i es tornava a injectar cap a munt.

Aquesta central no havia de parar per fer la recarrega del combustible, com passava amb altres centrals, sinó que només parava per fer tasques de manteniment. Quan es parava, els ventiladors seguien funcionant durat unes setmanes per extreure el calor residual, ja que les centrals nuclears, al tenir elements radioactius, generen calor contínuament durant dies, encara que es parin. Al cap d’uns dies es paraven els turbosoplants, el diòxid de carboni passava per uns filtres amb iode i era expulsat a l’exterior, perquè entraven en funcionament altres components.

Aquest tipus de centrals tenien quatre turbosoplants. En una parada normal del reactor, un únic turbosoplant era suficient per refrigerar el reactor. Per tant, a nivell de redundància podem dir que pràcticament estava tot quadruplicat. En canvi, a efectes de separació física de components era una central que tenia greus carències, com per exemple que tots els cables que alimentaven els diferents components refrigerants passaven per la part inferior del grup principal.

Primeres dues hores de l’incendi

 El 19 d’octubre de 1989 el reactor funcionava amb normalitat. Es produïen 400 MW, la temperatura d'entrada al nucli del diòxid de carboni era de 230 graus, la de sortida de 400, i la seva pressió era de 29 bars.

A les 21:39 h es va produir una alarma per vibracions anormals en la turbina 2. Seguida, pràcticament en qüestió de segons, per un incendi i diverses explosions que es van produir en aquest grup 2.

A les 21:40 h es va produir la parada manual per part dels operadors del reactor. I en paral·lel, segons l'anàlisi de l'accident, es va produir una parada automàtica. Encara que no haguessin parat el reactor els operadors, s’hauria parat automàticament. I es va produir una ruptura de totes les canonades de lubricació del grup 2, i de pèrdua d’hidrogen de refrigeració de l’alternador. Tot això va fer que aquest incendi fos devastador i molt important.

Com a conseqüència es va produir la pèrdua de corrent continu que servia per al control i comandament dels equips, també es va produir una pèrdua d’estanqueïtat i d’engreix dels turbosoplants i la pèrdua d’alimentació d’un quart del canviador de calor principal.

A les 22 h es van detectar indicis d’aigua a la cava del reactor, però es va atribuir a l’aigua que es va utilitzar per apagar l’incendi. A aquella hora també van arribar els primers bombers externs de la central nuclear, provinents de l’Hospitalet de l’Infant.

Jo era l'inspector resident i havia estat com a cap de projecte de Vandellòs 1, però l'any 1987 em van enviar a Vandellòs 2, que era quan aquesta central es va posar en funcionament. En aquell moment portàvem uns busques de localització, i des del Consejo em van dir que em dirigís a Vandellós 1 perquè hi havia un incendi important i avalués la situació del que estava passant. Jo vaig arribar cap a les 22 h i durant els primers instants ja em vaig adonar de la magnitud del problema, i sobretot de la magnitud de l’incendi. Aquesta central tenia moltes singularitats, i una de les més espectaculars era la sala de control, que estava en un tercer o quart pis, i tenia uns magnífics finestrals, per un costat dels quals veia l’incendi i per l’altre veia el mar. Normalment les sales de control de les centrals actuals són sales bunqueritzades, tancades, i sense finestres, no es veu res de l’exterior. De fet, en certs moments d’aquella nit, la sala de control es va omplir de fum i es van haver d’instal·lar uns ventiladors, justament, per extreure aquesta aire amb fum i poder fer-la més o menys habitable, ara bé el soroll dels ventiladors feia més difícil mantenir la conversa i poder parlar amb els diferents operadors que hi havia en aquell moment a la central. Hi havia molts nervis.

L’estona crítica va ser entre les 22:00 i les 00:20h. Bàsicament es pot resumir en què la refrigeració del reactor va estar mantinguda només per una turbosoplant i per un quart d'aquests canviadors de calor, que eren els que evacuaven el calor que el diòxid de carboni anava traient del nucli del rector i el traslladaven cap a la turbina. Les turbines estaven parades i, per tant, aquest vapor que s’evacuava es llançava a l’atmosfera. També es va perdre l'aire comprimit i la regulació automàtica. No hi havia il·luminació d'emergència. Va ser una situació realment molt complicada, i que, gràcies a l'actuació professional, i a vegades heroica, per part del personal de la planta, es va poder salvar, sobretot perquè en alguns moments es va produir una regulació manual i en local d'algun d'aquests components que s'havien perdut i que es van anar recuperant durant l'incendi.

Figura 4. Evolució de les temperaturas i pressions del CO2 en el reactor durant l’accident.

Amb aquesta gràfica (figura 4) ens podem adonar dels greus problemes de refrigeració que van haver-hi durant aquella nit. Bàsicament es representen tres magnituds principals, la pressió del diòxid de carboni a dins del reactor, i les temperatures d'entrada i sortida del mateix. Abans de la parada (funcionament normal), la temperatura de sortida del diòxid de carboni del reactor era de 400ºC, la temperatura d'entrada al reactor era de 230ºC i la pressió d’uns 29 bars. En el moment de la parada van caure les temperatures d’entrada i de sortida, i fins a les 22:00 h no van començar a remuntar. La temperatura d’entrada va remuntar una mica i això no va ser perillós, però la de sortida va pujar molt, fins als 310 graus. Cal pensar que a uns 315 graus es podia perdre estanqueïtat de la turbosoplant. La pressió del diòxid de carboni també va pujar i va estar a punt d’arribar a 30,1 bars, punt en el qual hi havia un sistema de protecció justament perquè no hi hagués sobrepressió, i s'haguessin obert unes vàlvules de seguretat que haguessin emès el diòxid de carboni directament cap en fora, i per tant s'hauria produït un escapament d’aquest gas cap en fora de l'edifici del reactor.

Si aquestes vàlvules s’haguessin obert automàticament haguéssim tingut un problema greu perquè per tancar-les s’hauria d’haver fet de forma manual, ja que l’incendi havia malmès el sistema de tancament automàtic. Per sort no es van obrir.

Figura 5. Cabals d’alimentació als quarts de canviador nº1 i nº2.

Com es pot veure a la següent imatge (figura 5) es van arribar a mantenir algun dels canviadors de calor dels quatre que hi havia, amb uns cabals mínims per poder alliberar el calor residual del nucli del reactor durant aquestes dues hores crítiques. Després es van recuperar uns cabals més importants i per tant es va tornar a poder refrigerar d'una manera correcta el reactor. Per tant, aquestes dues primeres hores van ser els moments més crítics de refrigeració del reactor.

Com a inspector de Vandellòs 2, tenia unes funcions encomanades pel pla d'emergència nuclear de Tarragona, que eren el control i la vigilància radiològica en cas d'accident. Per tant, la meva funció principal va ser demanar a l’explotador que en tot moment prenguessin mostres, tant de l’interior com de l’exterior de l’edifici per veure si hi havia impacte radiològic o no. Durant tota la nit jo no vaig tenir coneixement de la situació tan crítica a la que estàvem. Per part de l’explotador, en tot moment es va informar que hi havia hagut un incendi, que s'estava treballant en la seva extinció  i que s'estava en situació de parada segura. Com podeu veure, una explicació que no era del tot real amb la situació de risc que hi havia.

De les dues a les vuit hores

 Des de mitja nit fins a les 6 h del matí es va recuperar l'aigua d'alimentació auxiliar, i per tant es va anar refrigerant, però el personal de planta va detectar un altre problema afegit greu: a la cava del reactor hi havia fins a un metre d'aigua. Això va ser una sorpresa per part de tots perquè ja es veia que tanta aigua no podia provenir només de l’extinció de l’incendi.  

Finalment els operadors de planta van detectar que hi havia una junta que estava perdent aigua i que provocava aquesta inundació. Es va produir la parada de les bombes de circulació i a partir d'aquell moment els esforços es van dedicar a treure l’aigua que hi havia i que comprometia el funcionament mínim i precari dels equipaments d'evacuació del calor del reactor.

Es va mantenir la refrigeració amb dos turbosoplans, encara que els auxiliars estaven inundats. I hi havia un greu risc que els sistemes de greixatge que injectaven el greix a les turbosoplans perquè poguessin funcionar, es quedessin sense aigua i es bloquejessin, i que per tant es produís la parada d'aquestes turbosoplans.

A la 1:30 h es va controlar l’incendi. Es van intensificar les tasques de bombeig d’aigua amb equips externs. I a les 4:00 h es va declarar l’incendi extingit, amb una refrigeració precària però mantinguda.

I aquí vull posar de manifest la dificultat de totes aquestes operacions i tasques per part dels operadors. No hi havia megafonia, per tant cada cop que havien de rebre un ordre havien de pujar a la sala de control i tornar a baixar; no hi havia il·luminació, els ascensors estaven fora de servei, etcètera. En tot moment, les mesures de comprovació radiològica es van efectuar manualment perquè malgrat que també hi havia alguns instruments automàtics, estaven fora de servei perquè havien perdut l'alimentació elèctrica. Totes les mesures que es van efectuar durant aquella nit van ser mesures manuals (els operadors baixaven amb els seus equips i prenien mesures).

De les vuit hores fins a dos dies

Des de les 6 h del matí fins a dos dies després, és el temps que va costar recuperar els sistemes de parada segura. Els sistemes del canviador de parada i de la ventilació de parada, no es van recuperar fins dos dies després. Es van portar generadors elèctrics i buscar fons d'alimentació per poder-los tornar a posar en servei.

L'accident va causar greus danys a la planta, en tots els seus components, però no hi va haver danys al combustible, ni emissió de radiació a l'exterior. Finalment es va classificar com a accident de nivell 3, és a dir, no va arribar al nivell 4, com a incident important a l'escala internacional de successos nuclears. I fins avui ha estat el més greu que hi ha hagut a Espanya.

Conclusions

L’incendi va ser originat en un edifici convencional de la central degut a un problema de corrosió sota tensió en el rotor de la turbina principal, no detectat per l’explotador.

Aquest incident important va afectar sistemes de seguretat nuclear però sense repercussió radiològica ni a les persones ni al medi ambient.

El Pla d'Emergència Interior no es va aplicar en cap moment per part de l’explotador, i per tant el PENTA (pla d’emergència nuclear de la província de Tarragona) no va disposar de la informació necessària per l’adopció d’altres mesures establertes en el pla.

De les cinc modificacions que s'havien produït a la central nuclear de referència de Saint Laurent des Eaux, i que el Consejo de Seguretat Nuclear havia demanat a l’explotador l’any 1986, només se n'havien implementat tres. Les altres dues que no s’havien implementat justament eren millores en la separació física del sistema de protecció contra incendis i amb el canviador de parada, que van tenir una relació directa amb les conseqüències de l'incident. L’incident pròpiament no s’hagués pogut evitar però sí les seves conseqüències.

Conseqüències

Les conseqüències i lliçons apreses d’aquest incident van ser les següents:

El 1989 es va suspendre el permís d’explotació definitiu de Vandellòs 1. HIFRENSA inicialment mostrava voluntat de poder portar a terme les modificacions necessàries per tornar l’explotació de la central. El Consejo de Seguridad Nuclear va elaborar un informe amb unes mesures de reavaluació i d’implementar abans d’una nova arrancada molt dures. També es demanava una reavaluació genèrica de la seguretat, prèvia a una possible rearrencada de la central. A més, l’aturada de les dues centrals franceses de referència deixava orfe la central de Vandellòs 1.  I finalment va haver-hi una avaluació de costos per part del govern que es van considerar excessius i que, a més, no es van reconèixer la possibilitat d'implementar aquests costos dins del marc d'energia, la qual cosa volia dir que al final s’haguessin acabat pagant a través de la factura de la llum. Tot això va produir que l'any 1990, l’explotador HIFRENSA decidís l’aturada definitiva.

Aquell mateix any es van produir diverses querelles i acusacions per delictes de risc nuclear contra els directius i dirigents d’HIFRENSA, i també contra el director de la central, i per omissió contra la direcció tècnica del Consejo de Seguretat Nuclear per no haver pressionat o no haver exigit aquesta implementació d'aquestes modificacions  de la central.

Al cap de deu anys es va celebrar un judici oral al jutjats de Reus, amb una sentència absolutòria per a tots els acusats. No es va reconèixer el delicte de risc nuclear al no existir “peligro concreto” ni d'incompliment de normes de seguretat. Tampoc es va posar en perill concret als bens protegits, doncs es va mantenir la refrigeració del nucli i es va estar lluny de l'inici de danys al combustible nuclear.

Escenari agreujat de pèrdua de refrigeració

Molts són els periodistes o la gent que s'ha preguntat què hagués pogut passar. I aquesta pregunta és molt complexa de respondre. Pràcticament l'únic que va fer un cert exercici per saber què hagués pogut passar va ser el comissariat de l'energia atòmica, que eren els que tenien el coneixement i l’expertís d'aquest tipus de centrals. Van fer una simulació amb un programa informàtic per calcular què hagués passat si al cap de 80 minuts s'hagués afegit la pèrdua total d’aigua al canviador (de calor principal), però s’hagués mantingut en funcionament i fent circular diòxid de carboni als dos turbosoplants a aquesta velocitat de règim de parada. El resultat va ser que que al cap de dos dies i tres hores s'hagués arribat a la temperatura crítica de 600ºC, en el qual s’haguessin començat a produir danys a les baines del combustible, i al cap d’unes hores més s’hagués arribat als 650ºC.

Així, es va concloure que, donades les característiques del disseny d'aquest tipus de centrals amb una taxa de producció d'energia molt baixa i, per tant, una potència de calor residual també molt baixa, es tenia un marge d’uns tres dies per recuperar aquests components si s'haguessin arribat a perdre. Per tant, es fa difícil pensar que hagués pogut arribar a ser un altre Txernòbil, perquè la gravetat de l'accident de Txernòbil era de natura molt diferent, però sí que s'hauria pogut arribar a un accident amb danys al combustible i per tant s'hauria pogut arribar a un accident de nivell 4 o 5 en l'escala de classificació d'accidents nuclears.

Col·loqui

Voldria saber la seva opinió sobre la sentència del judici
La sentencia es basa en que no hi va haver perill concret (“peligro concreto”). Sí que és cert que no va haver ni danys al nucli ni a l'exterior d’emissió radioactiva. I, per tant, això era una querella criminal. A nivell administratiu, hi ha haver una sanció per part del Ministre d'Indústria, que potser s'ajustava més al que va passar, perquè el van tractar més com a incompliments administratius.

La tecnologia que hi havia a Vandellòs 1 era la mateixa que hi havia a Rússia?
No, la tecnologia russa era bastant diferent. El reactor de Txornòbil també era un reactor moderat amb grafit, però era un reactor refrigerat amb aigua, i el combustible era enriquit. Era una tecnologia que només el tenien els francesos i els anglesos.

Ara actualment, les piscines que hi ha encara contenen material radioactiu?
No, la central de Vandellòs 1 es va deixar en una situació de parada i desmantellament en fase 1. Es va treure tot el combustible que hi havia dintre del reactor i de les piscines, es va evacuar i es van desmuntar totes les parts convencionals, la màquina de recàrrega es va desmuntar, al reactor es va fer com una coberta que tapa l'edifici esperant que a tota la part interior decaigui la seva radioactivitat i es pugui procedir el seu desmantellament.

El problema que hi ha amb el combustible de les plantes d'aigua lleugera és que a nivell espanyol no s’ha resolt el tema del magatzem definitiu de combustible nuclear. Per tant s'està emmagatzemant a les piscines de les centrals. El cas de Vandellòs 1 era diferent perquè hi havia un conveni amb França que se l’enduia i el reprocessava.

Conferència de l'Astronòmica de Sabadell. Imma Garrofé, 13 de novembre de 2024

Conceptes previs

En aquesta xerrada compararem els cels de tres llocs diferents: Mollerussa, Àger i Namíbia, des d’on he fotografiat els mateixos objectes: la Via Làctia i les nebuloses M16 i M17, això sí, en diferents èpoques de l’any.

La contaminació lumínica es defineix com l'augment de brillantor del cel nocturn natural a causa de la llum artificial. L’escala que mesura aquesta contaminació és l'escala Bortle (figura 1), que està enumerada des de l’1 fins al 9, sent el número 1 el valor més baix i 9 el valor més alt. Com veurem, Namíbia  té valor 1, Àger 3 i Mollerussa 5. Amb aquesta escala podem comparar les mateixes imatges entre els llocs diferents.

Figura 1. Escala Bortle

Una altra cosa que hem de tenir en compte és la turbulència atmosfèrica, que es produeix per les variacions de la temperatura i densitat a diferents alçades de l’atmosfera, que fa que es distorsionin les estrelles (seeing).

La transparència atmosfèrica també ens afecta. Això és la seva capacitat de deixar passar la llum, i el que l’afecta és la pols en suspensió o el vapor d'aigua. A Namíbia va haver-hi un dia que vam tenir una tempesta de vent molt forta que va aixecar tanta sorra que es podia mirar el Sol directament.

Hi ha una diferència entre turbulència atmosfèrica i transparència, però les dues coses milloren molt en alçada. Quant més alts estiguem, menys capes d’aire ens afectaran i menys turbulència tindrem, i menys partícules en suspensió tindrem i també tindrem més transparència atmosfèrica. Podem tenir les dues coses bones, que seria l'ideal, però també ens pot passar que tinguem molt mala turbulència però molt bona transparència. En aquestes condicions sí que podrem fer fotos de cel profund però les estrelles ens sortiran borroses i afectarà el resultat final. O a l'inrevés, pot passar que tinguem la turbulència molt bona i la transparència dolenta. Llavors podrem fotografiar la Lluna i planetes molt bé però els objectes de cel profund, tipus nebuloses, ja no ens sortiran tan clares.

La humitat també pot afectar les lents del telescopi, tot i que nosaltres no vam patir per això ja que a Namíbia era hivern i allà els hiverns són molt secs, i a Àger i Mollerussa estàvem al mes d'estiu.

Un altre problema que podem patir és el soroll tèrmic que es produeix per l’energia generada (calor) dins del sensor de la càmera, especialment en exposicions llargues. Les càmeres refrigerades com la ASI 2600MC ajuden a reduir aquest soroll.

I la Lluna també l'hem de tenir en compte, perquè la seva brillantor és com una contaminació natural del cel. Per exemple, en una foto de 300 s amb un 11% de Lluna  es pot apreciar una mica la llum lunar, en canvi amb un 82% es nota molt més. Per tant, necessitem tenir dies de poca lluna.

Equip utilitzat

Per fotografiar la galàxia i les nebuloses, vaig fer servir un telescopi modular Askar V 60 mm, amb 270 mm de focal i de f/4,5. Això vol dir que és molt lluminós, per tant, amb poc temps d’exposició puc captar molta llum, però en contra té un gran camp. Si té molt camp detectarà molta nebulosa, però no es podrà fixar en detalls petits.

La muntura que vaig utilitzar va ser la AM5, que és una muntura relativament nova i és molt pràctica, és una muntura harmònica que no necessita un contrapès. Per tant, em vaig endur un equip  lleuger, molt pràctic per viatjar.  

Vaig utilitzar dos filtres Askar de color màgic:  el de Ha-OIII, per les nebuloses i les franges de les galàxies, i el de SII-OIII per donar profunditat a les nebuloses. I a més, tots dos van bé també per treure una mica de contaminació lumínica.

En canvi, per la Via Làctia vaig fer servir una càmera Canon RP (Full-frame), amb un sensor més gran per tal de captar més llum, i em vaig emportar dos objectius: un de 12 mm, per captar molt bé la Via Làctia, i l'altre de 24 mm, per captar més detalls. A Namíbia sí que vaig utilitzar els dos, i a Mollerussa també, però a Àger pel tema del clima vaig descartar el de 24 mm.

Ubicacions de captura i condicions del cel 

Jo soc de Mollerussa, que està al Pla d’Urgell, a Lleida. És una zona amb una altitud de 250 metres d'alçada. Té un Bortle 5, per tant, sí que té contaminació lumínica. Els hiverns són molt freds i humits, amb molta boira i, per tant, no disposem de tots els dies d’observació; en canvi, els estius són molt calorosos i secs, i això fa que tinguem molta pols en suspensió i que tinguem dificultat per fer les imatges. Tenim una transparència moderada.

El camp d'observació d'Àger, de l'Agrupació Astronòmica, és on hi ha els observatoris. És una bona zona, amb un clima mediterrani continental, però la vall en la que està situat té un microclima especial òptim per a l’observació astronòmica. Té un Bortle 3 i una bona transparència atmosfèrica.

Aquest estiu vaig tenir l’oportunitat d’anar a Tívoli Astrofarm (Namíbia), al mig del desert del Kalahari, a una altitud d’uns 1400 m i sense res al voltant, per tant, no hi ha contaminació lumínica. Era hivern i el clima era molt sec, amb una molt bona transparència atmosfèrica. És un lloc ideal per a l’observació astronòmica.

Cal dir que el dia que vaig obtenir les fotografies que us mostraré des d’Àger, que va ser el passat 10 d’agost, es va arribar als 37,5º, un dia molt calorós, i a les 23:00 h encara estàvem a 27º. Això va fer que tingués totes les coses en contra per fotografiar l’objecte perquè hi havia una mica de contaminació lumínica i la calima pujava. Podria haver tret aquest objecte de la investigació i només comparar Namíbia i Mollerussa, però l'he volgut posar perquè encara que tingués males condicions, surt millor que a Mollerussa. Per tant, encara que tingui molt males condicions, si tenim un molt bon cel, el resultat és bo.

Via Làctia 

La Via Làctia, la nostra galàxia, té un diàmetre de 100.000 anys llum. A l'hemisferi nord i a l'hemisferi sud el veiem diferent. Mentre que a l’hemisferi nord, el centre galàctic està situat relativament baix sobre l’horitzó sud per a observadors en latituds mitjanes, a l’hemisferi sud, en latituds meridionals com Namíbia, el centre galàctic de la Via Làctia s’eleva gairebé al zenit. També és visible el Sac de Carbó, una regió fosca prop de la Creu del Sud, molt destacada en els cels de l’hemisferi sud.

Us mostro una sola foto de la  Via Làctia amb l'objectiu de 12 mm, des de Mollerussa, des d'Àger i des de Namíbia. Des de Mollerussa no es veu la Via Làctia, des d’Àger es veu bé, es comencen a veure les estructures, i des de Namíbia es veuen moltes estructures (figura 2).

Figura 2. Via Làctia des de Mollerussa, Àger i Namíbia

Si després sumem 15 imatges, ja es distingeix tot molt millor, inclús des de Mollerussa. Des d’Àger no diguem, i des de Namíbia el resultat és espectacular. En aquesta darrera imatge ja podem veure molts detalls: el sac de carbó, la creu del sud, la nebulosa de la Llacuna, Rho Ophiuchus, etc. (figura 3).

Figura 3. Suma d’imatges de la Via Làctia des de Namíbia

I Rho Ophiuchus també la vaig fotografiar amb més detall i us ensenyo el resultat (figura 4). Els colors depenen del material, el blau vol dir que és la llum per reflexió de les estrelles joves, el groc ve de l’estrella Antares i el vermell és de l’hidrogen ionitzat, de l’hidrogen alfa.

Figura 4. Rho Ophiuchus

Captura i preparació de les imatges 

Per la galàxia d’Andròmeda, des de Namíbia, vaig fer unes 45 imatges de 30 segons, 11 imatges de 300 segons sense filtre i 6 imatges amb el filtre HA-OIII. En total 1h 47min 30 s. En canvi, de la M16 i de la M17 vaig dedicar un total de 8h d’exposició.

El software utilitzat ha estat AstroPixelProcessor (APP), que permet seleccionar-les i apilar-les en un sol frame. Després he utilitzat Pixinsight per processar els màsters generats amb l’APP, retallar, reduir el soroll, millorar el fons, calibrar el color i saturar els tons (separant estels dels objectes, nebuloses o galàxies). I finalment, pel processat final he utilitzat el photoshop per donar els retocs finals.

M31 Galàxia Andròmeda

A Àger i a Mollerussa tenia moltes hores per fotografiar la galàxia d’Andròmeda, mentre que a Namíbia es veia en el cel moltes menys hores, i a més, vaig haver de descartar algunes fotos perquè es veia baixeta i apareixien palmeres i un magatzem que hi havia.

Des de Mollerussa, en ajuntar en un sol màster les imatges de la galàxia de forma lineal, apareix una imatge verdosa, que vol dir que hi ha contaminació lumínica. Des d’Àger també es veu una mica verdós, però no tant, i des de Namíbia millora bastant. En passar-ho pel Pixinsight les imatges milloren molt més.  Després d'haver-la processat i haver-la passat a Photoshop, aquesta és la imatge que tinc des de Mollerussa, i la podem comparar amb la obtinguda des d’Àger i des de Namíbia (figura 5). Com veieu, apareix una imatge espectacular on es pot veure el nucli galàctic, on hi ha el forat negre supermassiu, la zona del costat en la qual s'aprecia molt bé l'hidrogen alfa, es veuen zones blaves que indiquen que són zones de creació d'estrelles, i també es poden veure les dues galàxies satèl·lits M32 i M110.  

Figura 5. Fotografies de la Via Làctia des de Mollerussa (dreta), Àger (centre) i Namíbia (dreta)

Si estimem el soroll per canals, és enganyós perquè la meva càmera és de color i fa servir un sistema que utilitza dos píxels verds, un de blau i un de vermell. La zona verda sempre es veu més gran, i si tinc un número baix és que la cosa va bé, la imatge sortirà bona.

Altres paràmetres que podem mirar són la funció d’estimació puntual de soroll, la relació senyal-soroll, l’amplada completa a mitja alçada i l’excentricitat.

La funció d’estimació puntual del soroll (PSF SNR) mesura la nitidesa i definició de les estrelles. Si els valors són més altes, la senyal serà més forta i hi haurà millor separació del soroll de fons.

La relació senyal-soroll (SNR) mesura la qualitat general de la imatge.  Si aquesta senyal és més alta, hi haurà menys soroll i la senyal serà més útil.

L’amplada completa a mitja alçada (FWHM) mesura la nitidesa de les estrelles a la imatge. Indica l’amplada de la distribució de la llum estel·lar a mitja altura de la seva intensitat màxima. Com més estreta sigui, l’estrella serà més punxeguda i més clara sortirà l’estrella, mentre que com més ampla sigui, l’estrella sortirà més borrosa.

L’excentricitat mesura com de “rodona” és una estrella, amb valors propers a 0,4 considerats ideals. Valors superiors a 0,5 indiquen distorsions. Per valors de 0,7 ja tenim problemes de seguiment o problemes de la lent.

Comparem les tres imatges i es veu clarament les diferències (figura 6).

Figura 6. Diferents paràmetres de les imatges obtingudes des de Mollerussa, Àger i Namíbia

Veiem que l’excentricitat de les estrelles a Namíbia és de 0,36, a Àger és de 0,41 i a Mollerussa de 0,45. Tot i no tenir bones condicions atmosfèriques a Àger, surt molt més be que a Mollerussa. El valor de 0,70 a Namíbia va sortir molt malament perquè aquell dia feia vent, i amb grans exposicions de 30’’, les petites vibracions es van acumular i les estrelles no van sortir ben rodones.

En quant a la nitidesa de les estrelles, tenir un FWHM entre 1 i 2 és molt difícil sense observatori. A Àger es va aconseguir 1,92, mentre que a Namíbia es va aconseguir 3,1 el dia que feia vent.

I també podem comparar la relació senyal-soroll de les imatges. Per a senyals molt altes, la qualitat de la imatge serà més bona. Però surten valors molt baixos, degut al poc temps d’exposició. Com que els filtres fan reduir la quantitat de llum que es capta, la relació senyal-soroll és baixa.  

Finalment vaig fer un experiment: vaig agafar totes les imatges que tenia d’Andròmeda fetes des de Mollerussa, que en total són 9 h, les vaig processar totes iguals i les vaig ajuntar (figura 7). El resultat és que la imatge no és millor que l’obtinguda des d’Àger, ni molt menys des de Namíbia. Per tant, per moltes fotos que fem des de Mollerussa, mai arribarem al nivell d’imatge d’un lloc més fosc.

Figura 7. Imatge de la galàxia d’Andròmeda suma de 9 hores d’exposició, des de Mollerussa.

Les nebuloses M16 i M17

També vaig fer fotografies de les nebuloses M16 i M17 des dels tres llocs. A Mollerussa, aquest objecte el teníem cap al sud i era molt baix, i en canvi a Namíbia el teníem cap al Zenit i era molt alt.

En lloc del color groc característic que sortia a M31, en les nebuloses destaca el color vermell, degut a que tenen molt hidrogen alfa. Si comparem les imatges en brut obtingudes des dels tres llocs, les de Mollerussa es veuen com borroses, a les d’Àger encara no es distingeixen gaire les estructures, i a les de Namíbia s’hi veuen moltes més estrelles. Netegem les imatges de la mateixa forma que abans. A les de Mollerussa no podem captar tantes estrelles perquè realment estan borroses, i curiosament, a les de Namíbia, apareixen tantes estrelles  que donen la sensació també d’imatges borroses. I les estructures es veuen molt bé en els tres casos. A Àger hem passat de 19.000 estrelles en les imatges brutes a 41.000 en les imatges netes, mentre que a Mollerussa i a Namíbia no han augmentat tant. A Namíbia ja en van aparèixer moltíssimes amb les imatges en brut.

Aquí podeu veure la imatge de les nebuloses feta des de Namíbia (figura 8). M17 es troba a uns cinc o sis mil anys llum de nosaltres, i a M16 es poden veure els pilars de la creació, famosos perquè ja l’any 1994 el Telescopi Espacial Hubble va obtenir-ne imatges amb molt detall, i fa dos anys el telescopi James Webb també els va fotografiar en infraroig.

Figura 8. Nebuloses M16 i M17 des de Namíbia.

Si ens fixem en la relació senyal/soroll aquí ha baixat molt, en tots casos està per sota de 50, perquè aquí hi ha més temps d’exposició.

Si mirem l’excentricitat de les estrelles, a Namíbia és de 0,39, i les estrelles surten ben rodones, a Àger és de 0,46 i a Mollerussa és de 0,43. A Àger ens hauria d’haver sortit 0,40, però degut al mal temps no va ser possible.

La nitidesa de les estrelles a Namíbia és d’un valor com si estiguéssim en un observatori fix, amb un valor de 0,93. En canvi, a Àger surt un valor de 5, que és una quantitat molt baixa degut, novament, a les males condicions climàtiques.

Conclusions

A Mollerussa, tenim moltes limitacions degut a la contaminació. Allà els detalls sempre seran menys visibles. Amb més exposició i filtres podem millorar-ho, però mai arribarem al nivell de les imatges obtingudes des d’Àger o des de Namíbia. A Àger, hi ha una qualitat molt bona perquè la contaminació lumínica és lleu. Els detalls són bons. I a Namíbia el cel és òptim, amb mínima contaminació lumínica. La captura de galàxies i nebuloses és clara i profunda, amb una alta relació senyal/soroll i una màxima visibilitat de detalls.

Com a conclusió, dir-vos que per fer astrofotografia necessitem una sèrie de condicions favorables: un cel fosc, una meteorologia òptima, mínima humitat, poca calor, mínima brillantor de la Lluna, un bon material i moltes ganes de gaudir del cel.

Col·loqui

Com mesureu l’excentricitat?
Les mesures les fa el programa Pixinsight. S’agafen les imatges i es passen per les estadístiques.  

El tema dels colors és un tema que està estandarditzat?
Hi ha diferents maneres de processar. Surt diferent amb càmera de color que amb càmera mono, aquest necessita més dies d'exposició.

Quin paràmetre afecta més a que surti pitjor la imatge, la humitat o la pol·lució lumínica?
Jo crec que és pitjor la humitat perquè la contaminació lumínica amb l’ajuda dels programes es pot reduir. Per reduir la humitat utilitzem uns calefactors, unes cintes calefactores al voltant dels tubs dels telescopis.

Conferència de l'Astronòmica de Sabadell. Juan Fabregat, 20 de novembre de 2024

Sabem que les galàxies són objectes cosmològics i que les primeres es van formar a principis de l'univers, per tant, la seva edat és de milers de milions d'anys. Fa 100 anys que sabem el que són les galàxies. Abans no se sabia el que eren i se'ls anomenava nebuloses. En aquesta xerrada us explicaré el procés històric que ens va portar a descobrir què són les galàxies i tots els processos que es van haver de desenvolupar per arribar a aquest coneixement, que va ser una discussió que es va mantenir durant més de 200 anys.

Origen de la paraula "Galàxia"

 La paraula "galàxia" és una paraula d'origen grec, de la Grècia clàssica, i vol dir el mateix que la Via Làctia. "Galàxia" i Via Làctia són el mateix.

Figura 1. Cel fosc on es veu amb claredat la Via Làctia.

Si som prou afortunats per trobar cels foscos, lliures de contaminació lumínica, veiem això que anomenem la Via Làctia: una banda lluminosa que creua el cel de part en part. És un nom llatí que vol dir "camí de llet". De fet, antigament, aquest concepte de Via Làctia era purament observacional i no s'associava a cap astre, no se sabia el que era. Se l'anomenava Via Làctia en llatí i galàxia en grec.

La Grècia clàssica

En l'antiguitat al cel es veien dos tipus diferents d'astres: estrelles i planetes. Hi havia pensadors i científics, en particular els atomistes com Epicur, que deien que aquestes estrelles eren mons exactament iguals que el nostre, on hi havia animals, plantes i tots els altres éssers que observem. No obstant, aquesta idea no va ser la majoritària en l'antiguitat clàssica, i no es va recuperar fins al segle XVI, perquè el que va imperar van ser les idees d'Aristòtil.

La idea de l'Univers que va triomfar va ser desenvolupada per Eudox i després elaborada per Aristòtil. Aquests filòsofs van dir que l'univers estava format per una estructura d'esferes concèntriques. Els únics mons que hi podia haver eren els planetes, però les estrelles no es consideraven com a astres independents, sinó que eren alguna cosa que formava una estructura al voltant dels planetes.

Figura 2. Representació medieval de l' univers com a esferes concèntriques.

A la figura 2 veiem aquest univers format per esferes on la Terra és al centre, i al voltant d'ella hi ha una sèrie d'esferes de vidre transparents. A cadascuna d'aquestes esferes hi ha encadenat un astre: el primer és la Lluna, després Mercuri, Venus, el Sol, Mart, Júpiter, Saturn... I tot això estava tancat per l'esfera de les estrelles fixes. I de fet Aristòtil a aquestes esferes els va donar una naturalesa física. Per a ell eren esferes de vidre i no representacions geomètriques.  A Aristòtil no li agradava el buit i a l'Edat Mitjana tampoc agradava el buit (horror vacui), perquè el buit era el "no ser" de Parmènides. Aquesta representació (figura 2) és medieval i té elements cristians com la inscripció més externa que parla de l'habitacle de Déu. També hi havia pensadors que proposaven que aquesta esfera de les estrelles fixes era també una esfera sòlida, opaca, i que tenia forats a través dels quals es veia la llum del més enllà.

L'Univers heliocèntric

Al principi de l'edat moderna, Copèrnic va proposar una gran modificació, segons la qual la Terra no era al centre de l'univers, sinó que era el Sol l'astre central. Al principi només era un model matemàtic, però després ja es va pensar com un model físic real.

Figura 3. Model Copernicà de l' univers

En aquest model hi havia dos centres del moviment: el del Sol i el de la Terra, i això en una visió aristotèlica o platònica no s'entenia gaire bé però, en qualsevol cas, tot seguia tancat per l'esfera de les estrelles fixes.

Edmund Halley (1656-1742)

 La idea de les estrelles fixes es va abandonar definitivament en temps de Halley. Edmund Halley, conegut per predir el retorn del cometa que porta el seu nom, va poder apreciar el moviment propi d'una estrella, en particular de l'estrella Arcturus. Halley va ser un astrònom real anglès del segle XVII, la seva tasca era mesurar posicions d'estrelles amb molta precisió per al seu ús en la navegació, per implementar les tècniques de la navegació astronòmica (que no es va aconseguir fins a meitat del segle XVIII).

Halley va comparar la posició de la seva època de l'estrella Arcturus amb la posició que apareixia en catàlegs antics del període helenístic, gairebé dos mil anys abans, i va descobrir que s'havia mogut al cel pràcticament un grau, el doble de la mida de la lluna plena. Arcturus és una estrella relativament propera i per això té un moviment propi relativament ràpid, tot i que no és la més ràpida del cel (la més ràpida és l'estrella de Barnard). Halley va demostrar que no hi havia tal esfera de les estrelles fixes, sinó que les estrelles eren astres independents que es movien al cel, tot i que en la seva època aquesta idea de les esferes de les estrelles fixes ja estava pràcticament abandonada.

Giordano Bruno (1548-1600)

Hi havia molts pensadors, entre ells Giordano Bruno, que van recuperar la idea dels atomistes, i van tornar a considerar els astres i les estrelles com a sols. De fet, en el seu llibre "De l'infinito, universo e Mondi", deia que les estrelles són sols iguals que el nostre i per això han de tenir planetes al seu voltant amb animals, plantes i éssers intel·ligents. És curiós notar que les estrelles són astres independents, però Bruno parlava d'infinits astres en un univers infinit. Això va provocar certa discussió perquè aquesta idea de l'infinit sempre s'ha considerat amb força precaució.

La paradoxa d'Olbers

La idea d'infinit va ser abandonada aviat per arguments que va resumir d'una forma bastant precisa Olbers, amb la coneguda paradoxa que porta el seu nom. En aquesta discussió sobre si l'univers era una extensió infinita poblada d'infinites estrelles o bé tenia una mida limitada i l'extensió d'estrelles era limitada, la paradoxa d'Olbers va presentar un argument en contra de l'univers infinit. El que va proposar Olbers va ser que, si al nostre voltant hi hagués infinites estrelles, allà on miréssim, la nostra visual sempre es trobaria amb una estrella, i no hi podria haver nit fosca. Allà on miréssim sempre veuríem una estrella i, per tant, el cel nocturn hauria de ser tan brillant com la superfície d'una estrella.

Matemàticament és fàcil formalitzar aquesta paradoxa d'Olbers. Si considerem aquest espai infinit i el dividim en corones esfèriques, el volum de cadascuna d'elles és proporcional al seu radi al quadrat. Per tant, a cada corona esfèrica, el nombre d' estrelles que hi ha és proporcional al radi al quadrat. D'altra banda, la brillantor aparent de les estrelles disminueix amb el quadrat de la distància. Llavors, considerant aquests dos arguments, concloem que la brillantor global de cada corona esfèrica és la mateixa. Si hi hagués una infinita distribució d'estrelles, les infinites corones esfèriques brillarien exactament igual i la brillantor del cel seria una suma infinita de números finits el resultat dels quals seria infinit. La brillantor del cel hauria de ser infinit.

Arguments d'aquest tipus van portar els astrònoms a pensar que l'univers no podia ser infinit. L'univers hauria de ser una extensió d'estrelles que ocupaven un volum finit en un espai buit.

William Herschel (1738-1822)

Calia determinar la forma d'aquest univers finit, i un dels primers astrònoms a ocupar-se d'aquest tema va ser William Herschel. Aquest astrònom era famós per moltes qüestions com el descobriment del planeta Urà, i va ser també el millor constructor de telescopis de la seva època, per la qual cosa tenia molt prestigi.

Figura 4. Telescopi construït per Herschel

Per estudiar quina seria la forma d'aquesta distribució d'estrelles finita, es va dedicar simplement a comptar estrelles. Amb els seus telescopis ell ja va poder aprofundir en la naturalesa d'aquesta Via Làctia. Un segle abans, amb l'adveniment del telescopi, Galileu s'havia adonat que la forma de la Via làctia es devia al fet que hi havia moltes estrelles molt febles. Herschel es va dedicar a comptar quantes estrelles hi havia en diferents regions del cel. Va seleccionar unes 800 regions del cel distribuïdes al llarg del cel i anava comptant quantes estrelles hi havia en cadascuna d'elles. Es va adonar que on hi havia més densitat d'estrelles era a la Via Làctia, i a mesura que se n'allunyava cada vegada n'hi havia menys. Amb aquestes dades va arribar a proposar que la distribució d'estrelles havia de ser aproximadament plana.

El primer model que va proposar considerava que l'univers consistia en una distribució d'estrelles en un volum infinit (figura 5). Si ens trobem a l'interior d'aquesta distribució i mirem en direcció longitudinal veurem moltes estrelles, però, si mirem en la direcció perpendicular en veurem molt poques.

Aquest model tan geometritzat va ser substituït aviat pel mateix Herschel per un altre model que va perviure durant pràcticament un centenar d'anys (figura 5). En aquest model la galàxia tenia una distribució irregular d'estrelles, ocupava un volum finit en un espai buit, i per suposat el Sol es trobava al centre. Ja que la Via Làctia es veu per tot el cel al voltant de l'observador, Herschel va considerar que el Sol es trobava al centre d'aquesta distribució.

Figura 5. Primer model (esquerra) i segon model (dreta) de l'univers segons Herschel

Aquest model de Herschel va ser acceptat per la majoria dels científics. Si en temps d'Aristòtil l'univers era una esfera de les estrelles fixes que contenien al seu interior altres esferes, Herschel va proposar que l'univers era una distribució d'estrelles en un espai buit amb el Sol al centre.

A l'època ja se sabia que, a més d'estrelles, hi havia altres coses anomenades nebuloses, i sobre aquestes nebuloses es van anar proposant diferents hipòtesis.

Charles Messier (1730-1817)

Moltes d'aquestes nebuloses van ser catalogades per Charles Messier, qui va crear el seu famós catàleg tan ben conegut per tots els astrònoms aficionats. Messier era un cercador de cometes i en la seva recerca es trobava amb objectes difusos que el confonien i per això va fer el seu catàleg. Quan Herschel va tenir coneixement d’aquest, es va dedicar a observar les nebuloses del catàleg i fins i tot ell mateix en va descobrir moltes més. 

Figura 6. Dibuix de Herschel de nebuloses de diferents tipus

Amb els seus potents telescopis, Herschel es va adonar que la majoria dels objectes del catàleg de Messier eren cúmuls d'estrelles, però, en d'altres no podia discernir estrelles i va pensar que serien també sistemes d'estrelles però que podien estar tan allunyats que les estrelles no es poguessin percebre de forma aïllada. Llavors, Herschel va proposar que en realitat es tractaven de sistemes estel·lars semblants a la Via Làctia però que es trobaven molt allunyats fora d'ella. Si estaven molt allunyats és que eren molt grans, i per tant havien de ser galàxies com la nostra. Ara bé, a mesura que anava progressant el seu treball científic va anar canviant radicalment d'opinió, sobretot en estudiar nebuloses planetàries.

Herschel va trobar una nebulosa planetària que no era al catàleg de Messier, de la qual va identificar clarament la seva estrella central i un núvol de gas al seu voltant. El mateix Herschel va batejar aquestes nebuloses com a nebuloses planetàries (potser perquè la seva aparença rodona li recordava un planeta o potser perquè va pensar que en aquest gas al voltant de les estrelles s'havien de formar planetes).

Herschel va concloure que les nebuloses planetàries, de forma inequívoca, eren núvols de gas i no sistemes estel·lars, i va pensar que totes les altres nebuloses també havien de ser-ho. No concebia que hi podria haver diferents tipus de nebuloses, unes formades per gas i altres per sistemes estel·lars, i d'aquesta manera va proposar que les nebuloses amb forma espiral havien de ser també núvols de gas dins la nostra pròpia galàxia.

Immanuel Kant (1724-1804)

Qui també va participar en aquest debat va ser el filòsof Immanuel Kant, contemporani a Herschel. Kant, en el seu llibre d'astronomia "Història general de la natura i la teoria del cel", va llançar diverses hipòtesis, una de les quals era que les nebuloses espirals eren altres vies làcties. Tanmateix, aquest llibre de Kant va ser pràcticament oblidat perquè conté altres idees com una teoria de la gravetat que no va sobreviure al pas del temps.

Kant estava convençut que tots els planetes estaven habitats i va discutir en el seu llibre com vivien els habitants de Venus, de la Terra i de Mart. Ell suposava que els habitants de Júpiter eren molt més intel·ligents que nosaltres perquè pensava que la intel·ligència anava creixent a mesura que els planetes s'allunyaven del Sol, i li preocupava el fet que a Júpiter el dia només durava deu hores (cinc de dia i cinc de nit) ja que els seus habitants només tenien cinc hores al dia per resoldre tots els seus negocis.

Ara bé, una de les seves idees que sí que va ser brillantment confirmada va ser la hipòtesi nebular per a la formació dels sistemes planetaris, segons la qual les estrelles i els sistemes planetaris es formen a partir de núvols de gas en rotació. Aquesta hipòtesi va ser reforçada matemàticament per Laplace, i va passar a anomenar-se la hipòtesi nebular de Laplace-Kant. A més, aquesta hipòtesi nebular també quadrava amb el que es veia, amb la forma que es veia de les nebuloses espirals.

Llavors, a finals del segle XVIII el debat estava servit entre els astrònoms que afirmaven que les nebuloses espirals eren galàxies com la nostra Via Làctia -universos illes com també les anomenava Kant- o galàxies exteriors a la nostra.

William Huggins (1824-1910)

William Huggins va ser un astrònom aficionat anglès. Tenia una empresa tèxtil i a l'edat de 30 anys va llegir un llibre d'astronomia que el va fascinar. Llavors va decidir dedicar-se a l'astronomia, va vendre la seva empresa i es va comprar instrumentació astronòmica, i en particular es va interessar molt per l'espectroscòpia. Va començar a obtenir espectres d'estrelles i de nebuloses. I prenent l'espectre d'una nebulosa planetària, va veure que aquest espectre era molt diferent al de les estrelles.

Figura 7. Espectre de la nebulosa planetària amb poques línies, observat per Huygens.

Els espectres de les nebuloses planetàries tenien molt poques línies i eren espectres característics del gas calent en emissió. Llavors, Huygens va concloure que aquestes nebuloses realment eren núvols de gas, i va deduir igual que Herschel, que les altres nebuloses també havien de ser núvols de gas. Per tant, aquest era un argument contra l'existència de les galàxies exteriors. 

Una altra peça del debat a favor dels núvols de gas va ser una supernova que va esclatar a la nebulosa d'Andròmeda el 1885, i va arribar fins a la magnitud 6. En aquesta època es coneixien i s'havia assistit diverses noves que hi havia a la nostra galàxia, i totes elles tenien magnituds semblants o fins i tot menors, però encara no es coneixien les supernoves i va ser considerada com una nova que brillava igual que les altres noves de la nostra galàxia. Per tant, la nebulosa d'Andròmeda no podia ser una cosa gaire allunyada, perquè si fos una cosa molt llunyana, aquest objecte brillaria extraordinàriament, diverses ordres de magnitud més que les noves normals que veiem a la nostra galàxia.

Amb tots aquests arguments, a finals del XIX i a principis del XX, la majoria de la comunitat astronòmica creia que les nebuloses espirals eren nebuloses dins la nostra galàxia i, probablement, eren sistemes estel·lars en formació.

James Keeler (1857-1900)

 A finals del segle XIX van començar a produir-se treballs molt rellevants en l'estudi de les nebuloses espirals amb l' ús de la fotografia i dels nous telescopis reflectors. James Keeler va ser un dels primers a adonar-se del potencial dels telescopis reflectors, sobretot per obtenir fotografies amb molta profunditat, fotografies del cel profund, que permetien detectar objectes molt febles.

Keeler va ser director de l'Observatori de Lick i un dels primers abanderats de l'ús dels telescopis reflectors. Ell mateix va utilitzar un telescopi reflector de 90 cm que va comprar a Anglaterra. Va començar a prendre fotografies de nebuloses espirals i es va adonar d'un parell de fets que fins aquell moment havien passat una mica desapercebuts. En primer lloc, l'abundants que eren aquestes nebuloses espirals. Cada vegada que feia una fotografia d'una nebulosa coneguda, al camp n'apareixien moltes altres, molt més febles.  Va dir que hi havia milers de nebuloses espirals i va arribar a catalogar-ne pràcticament més de mil. I en segon lloc, es va adonar també que aquestes nebuloses espirals es trobaven totes elles fora del pla de la galàxia, fora de la Via Làctia en el sentit observacional.

Així com les nebuloses gegants, com la nebulosa d'Orió, es trobaven totes en el pla de la nostra galàxia, i les nebuloses planetàries es trobaven una mica per totes parts, no hi havia ni una sola nebulosa espiral en el pla galàctic. Ara bé, ell va continuar pensant que les nebuloses espirals eren núvols de gas de la nostra pròpia galàxia.

Vesto Slipher (1875-1969)

Qui també es va interessar per aquestes nebuloses va ser Vesto Slipher, astrònom de l'Observatori Lowell, a Arizona. Aquest observatori va ser construït per Percival Lowell, sobretot pels seus dos interessos principals: l'estudi dels canals de Mart i la recerca del novè planeta del sistema solar. Precisament Plutó va ser descobert allà per Clyde Tombaugh el 1930.

Lowell es va interessar per l'espectroscòpia, va adquirir un espectrògraf i va encarregar el seu ús a Slipher, qui va resultar ser molt hàbil tècnicament. Els espectrògrafs de l'època eren molt difícils d'utilitzar, però Slipher va poder posar-lo en marxa i fer-lo funcionar.

Slipher es va interessar també pel problema de les nebuloses, i va començar a fer-ne espectres. Es va adonar que l'espectre de les nebuloses espirals era compatible amb una població estel·lar. No era l'espectre de línies com el que havia observat Huygens en una nebulosa planetària, sinó que tenien un espectre compatible amb una població estel·lar. I a més, cap al 1915, es va adonar que tots els seus espectres presentaven un corriment al vermell important. Això significava que s'estaven movent a velocitats molt superiors a les velocitats de les estrelles normals a la nostra galàxia, cosa que va portar Slipher a proposar que efectivament es tractava d'universos illa, de galàxies exteriors a la nostra, que a més la majoria d'elles s'allunyaven de nosaltres.

Figura 8. Corriment al vermell dels espectres de diferents nebuloses

Herber Curtis (1872-1942)

També a l'observatori de Lick, Herbert Curtis va seguir observant amb el telescopi reflector de 90 cm i es va adonar que moltes d'aquestes nebuloses presentaven regions fosques en el seu pla equatorial. Ja Barnard havia proposat que a la nostra pròpia galàxia hi havia molts d'aquests núvols foscos, i va deduir que es tractava de núvols de gas que tapaven les estrelles del seu voltant. Llavors Curtis va concloure també que aquestes nebuloses en realitat eren galàxies exteriors a la nostra.

Curtis va observar també noves en diferents nebuloses espirals i es va adonar que aquestes noves no eren tan brillants com l'observada anys anteriors a Andròmeda, sinó que eren més febles i les seves brillantors eren compatibles amb els de les noves. Va concloure -a més de forma encertada- que aquesta nova de magnitud 6 que s'havia observat a Andròmeda era moltíssim més brillant que les noves normals -el que avui anomenem una supernova-. No obstant això, en aquestes nebuloses sí que hi havia explosions d'objectes la brillantor dels quals era comparable amb la brillantor de les noves de la nostra galàxia si aquestes nebuloses espirals es trobessin molt allunyades, fora de la nostra pròpia galàxia. Un argument més sobre la hipòtesi extragalàctica d'aquestes nebuloses.

Adriaan van Maanen (1884-1946)

També van anar apareixent arguments en contra dels universos-illa. Adriaan Van Maanen, de l'Observatori de Monte Wilson, va publicar una sèrie d'articles on es veia com una nebulosa espiral estava girant. Si girava, significava que es tractava d'un objecte proper, perquè si fos un objecte molt llunyà i gran, en els girs que observava Van Manen -amb períodes de l'ordre de 80.000-100.000 anys- implicava que les zones més externes giraven a major velocitat que la de la llum. I Albert Einstein amb la seva teoria de la relativitat ja havia demostrat que això era impossible.

El gran debat

L'any 1920 hi va haver un gran debat sobre la naturalesa de les nebuloses que no va tenir gaire repercussió al seu dia, però que després, històricament, quan es van publicar les contribucions tant de Harlow Shapley com de Herbert Curtis, sí que se li va donar molta fama. Herbert Curtis era partidari que efectivament les nebuloses espirals eren galàxies llunyaníssimes, mentre que Shapley considerava el contrari, que les nebuloses espirals eren petits objectes pertanyents a la nostra pròpia galàxia. El problema que es va veure en aquest debat era que no hi havia forma de mesurar la distància d'aquestes nebuloses.

Henrietta Leawitt (1868-1921)

El debat es va resoldre quan va aparèixer una tècnica que va permetre mesurar distàncies cosmològiques, que és una cosa realment difícil. Aquesta tècnica la va desenvolupar una astrònoma de l'Observatori del College de Harvard.

Figura 9. Grup d' astrònomes de l' Observatori de Harvard a finals del segle XIX.

En aquella època el treball tècnic, relacionat amb totes aquestes investigacions astronòmiques, era molt costós i meticulós. Els grans telescopis obtenien moltes plaques fotogràfiques i sobre aquestes plaques calia anar posicionant les estrelles una rere l'altra i mesurar les seves coordenades. També calia classificar una gran quantitat d'espectres estel·lars. Era un treball rutinari però molt costós, amb una gran quantitat de treball, i Charles Pickering es va adonar que les dones tenien exactament la mateixa capacitat per fer aquest tipus de feina, i a més cobraven tres o quatre vegades menys que els homes, per la qual cosa va començar a contractar dones (figura 9).

La primera dona que va contractar va ser Williamina Fleming, que va tenir una contribució important a l'astrofísica. Després va contractar altres moltes dones, algunes de les quals van ser molt rellevants, sobretot en el desenvolupament de la classificació espectral, però en particular la que ens ocupa és Henrietta Leavitt.

Henrietta Leavitt, observant estrelles variables al núvol gran de Magallanes, va descobrir que hi havia un tipus de variables, les Cefeides, que eren estrelles polsants, i es va adonar que hi havia una relació entre els seus períodes de pulsació i les seves brillantors intrínsecs. Com que totes aquestes estrelles estaven a la mateixa distància, es podia saber que la diferència de brillantor intrínsec era la mateixa que la diferència de brillantor aparent. D'aquesta manera, mesurant el període de pulsació es podia saber la brillantor intrínsec, i comparant-lo amb la brillantor aparent es podia calcular la seva distància.

Figura 10. Relació entre el període i la lluminositat

Harlow Shapley (1885-1972)

 Aquesta relació la va utilitzar Shapley per determinar distàncies a cúmuls globulars. Es va adonar que tots aquests cúmuls globulars es trobaven en la mateixa direcció al cel, cap a la constel·lació de Sagitari. Va poder estimar també les seves distàncies amb l'escala Cefeida i va concloure, amb força bon criteri, que aquests cúmuls globulars es distribuïen amb una simetria esfèrica al voltant del centre de la galàxia. Per tant, si des de la Terra es veien tots en la mateixa direcció al cel, volia dir que el Sol no era al centre de la galàxia, com pensava Herschel, sinó que es trobava cap a un costat de la mateixa.

Figura 11. Distribució globular del clúster de Shapley

Si en temps dels grecs, es pensava que la Terra era el centre de l'univers, i després es va pensar que era el Sol el que era al centre, Shapley va demostrar que el Sol també estava força allunyat d'aquest centre.

Edwin Hubble (1889-1853)

I ja per acabar, qui va tancar tot aquest desenvolupament va ser Edwin Hubble, que en acabar els seus estudis de doctorat, va començar a treballar amb el nou telescopi de dos metres i mig instal·lat a Monte Wilson, i el seu principal tema d'interès va ser, precisament, les nebuloses espirals.

El primer treball que va realitzar va ser l'estudi d'estrelles noves a la nebulosa d'Andròmeda. Va observar diverses noves en ella, i en una de les fotografies que va prendre el 6 d'octubre de 1923, la va comparar amb altres fotografies anteriors, i es va adonar que en realitat una d'elles era una estrella polsant de tipus Cefeida. Va continuar amb aquesta feina i va trobar dues cefeides més.

Figura 12. Corba de llum d' una de les fotografies

En la figura 12 podem veure la corba de llum d'una d'aquestes cefeides al llarg de 22 dies. Amb aquestes cefeides va ser capaç de calcular la distància de la nebulosa d'Andròmeda i va obtenir que es trobava a gairebé un milió d'anys llum. Com que la mida de la nostra galàxia es creia que era d'uns 30.000 o 40.000 anys llum, estava clar que aquesta nebulosa no estava dins de la nostra galàxia, sinó que estava molt lluny, i a més, comparant la seva mida aparent amb aquesta distància, va calcular que era un objecte tan gran com la nostra pròpia galàxia. També va mesurar la distància a la nebulosa del triangle, estudiant cefeides que hi va trobar, i també es va adonar que era un objecte extragalàctic.

Hubble va obtenir aquests resultats entre 1923 i 1925. El febrer de 1924 ja n'estava segur i se'ls va manar a Harlow Shapley, qui era un astrònom de gran prestigi, director de l'Observatori del College de Harvard, i que mantenia una opinió contrària. Finalment, Shapley va acabar donant-li la raó.

El novembre de 1924 li van fer una entrevista al New York Times on va dir que l'Univers havia multiplicat la seva mida perquè s'havia passat d'un univers amb una sola galàxia a un univers poblat de galàxies. Ara bé, no volia publicar els seus resultats perquè era molt meticulós i volia assegurar-se molt abans de publicar-los. Els astrònoms, per la seva banda, li van insistir que havia de publicar, i en particular, el president de l'American Astronomical Society li va demanar que durant l'assemblea anual de 1925 fes una xerrada explicant els seus resultats. Hubble no va acudir a l'assemblea, però sí que va manar un correu amb un article on presentava els seus resultats. Aquest article va ser llegit l'1 de gener de 1925 i es pot dir que aquell dia va ser el que es va demostrar definitivament que l'Univers estava replet d'universos illes o galàxies. Aviat es complirà el centenari.

Col·loqui

Des de quin moment més o menys s'és conscient que la Terra forma part de la Via Làctia i com s'arriba una mica a aquesta conclusió que en formem part?

S'arriba a la conclusió perquè la Via Làctia la construïm al voltant del sistema solar. Nosaltres observem des del sistema solar.

En principi, es pensava que l'univers s'acabava en l'esfera de les estrelles fixes, que englobava pràcticament el sistema solar. Quan cau la idea de les estrelles fixes, apareix la idea dels infinits mons, i aquests infinits mons després es veu que no són infinits, sinó que són finits i que tenen una distribució. Tot això ho veiem des de la nostra posició en el sistema solar i ho veiem al voltant nostre.

Llavors en el moment mateix en què es té aquest concepte de Via Làctia com a sistema estel·lar, aquest concepte d'univers illa, nosaltres estem dins d'aquest univers perquè fora no hi ha res, només hi ha espai buit. El concepte que el sistema solar està dins de la galàxia neix amb el mateix concepte de galàxia perquè és una cosa que intel·lectualment es construeix al voltant del propi sistema solar.

Les RR Lyrae són igual de bones per mesurar distàncies que les Cefeides?

En principi sí, però tenen dos inconvenients. Sembla ser que hi ha molta dependència de la relació brillantor-període amb la seva metal·licitat, llavors s'ha de posar un altre paràmetre relacionat amb la metal·licitat per poder utilitzar la relació. I l'altre inconvenient és que són menys brillants i no ens permeten arribar tan lluny com amb les Cefeides.

Conferència de l'Astronòmica de Sabadell. Eduard Farré, 27 de novembre de 2024

El vídeo d'aquesta conferència no està disponible per problemes de drets d'autor.

 Orígens (I)

La màquina d’Antikythera es coneix abastament. Se n'ha parlat últimament i s'ha posat de moda, no és una màquina per trobar l’Atlàntida com diu un llibre, ni per viatjar al passat com diu el senyor Indiana Jones. Tampoc és extraterrestre, com també s'ha insinuat alguna vegada, i sobretot no va caure casualment dins d'un vaixell enfonsat en època moderna, perquè també s'ha especulat amb això. Deixem doncs la part de la fantasia.

Tot comença l'any 50 aC. quan un vaixell romà - en aquell moment Roma ja dominava el Mare Nostrum- d'unes mides considerables passa o surt de Pèrgam i d’Efes, a l’actual costa de Turquia. Es carrega de tot, sobretot tones d’estàtues de marbre i bronze. A Rodes, el vaixell es sobrecarrega amb moltes àmfores de vi, que pesen molt, amb destí a Roma. L’aventura s’acaba en el punt groc (Figura 1), a l’illa d’Anticitera per les causes que siguin, potser una tempesta, el vaixell s’enfonsa.

Figura 1. Mapa de les ciutats gregues de Pèrgam, Rodes i Èfes.

Descobriment

L’any 1901, uns pescadors d'esponges, descobreixen el vaixell enfonsat i s'emporten unes quantes coses. Avisen al museu arqueològic i troben una cosa que pesa més del compte, feta de metall. De fet, suposo que moltes d'aquestes peces petites s'han anat trencant al llarg dels anys, a mesura que s'han estudiat (figura 2).

Figura 2. Peces que es van trobar de l’enfonsament.

Estudis del mecanisme

Durant els anys 1905-1906, el filòsof alemany Albert Rem s'interessa pel tema. Albert Rem no fa res més que mirar allò que s'ha tret de l'aigua, és a dir, no incideix gaire en el tema. Però tot i amb això, ja té la idea que això és un conjunt d'engranatges amb diverses capes, que hi ha una maneta per accionar-los amb un engranatge de 90º i unes agulles que identifica com l'agulla del Sol i de la Lluna.

Han de passar 30 anys perquè un altre personatge, en aquest cas relacionat amb el Museu Arqueològic d'Atenes, es fixi en la màquina i en fa una primera maqueta, amb l'agulla del sol i de la lluna (figura 3). Al voltant d’aquells anells que ja havíem endevinat que eren graduats, li donen forma i diuen que probablement tinguin el zodíac i un calendari.

Figura 3. Anells graduats

Passen 20 anys més i la màquina agafa el màxim interès en la figura de Derek John De Solla Price. Aquest senyor és de la Universitat de Yale, s'està 20 anys estudiant-la, entre 1953 i 1974, i en fa moltes reproduccions i maquetes. I aporta una eina nova, que és la radiografia. Amb ajuda de Karakalos, radiografien les peces i comencen a concretar més el que hi ha allà dins, més concretament es veuen unes rodes i unes dents (figura 4).  

Figura 4. Peça neta i radiografiada.

Amb tot això, ja fa una primera proposta de números de dents, disposició dels engranatges, i arriba a unes certes conclusions. No és un rellotge autònom perquè encara no s’havia inventat un mecanisme que funcioni sol, però amb una maneta es belluguen dues rodes, les quals en belluguen altres.  Ell parla d’un mecanisme diferencial, que al final es demostrarà que no és diferencial. Amb això, ja ens podem fer una mica la idea de la complexitat d’aquesta màquina. Estem a l’any 1974 (figura 5).

Figura 5. Diagrama sectorial del sistema d’engranatge complet.

L’any 1989 apareixen Michael Wright amb el seu soci Allan Bromley. Un és anglès i l'altre australià. I en un any tornen a fer radiografies, corregeixen tot el que en Price havia dit i obtenen un número de dents diferents. I tenim una mica més definit el cicle del Sol i de la Lluna. Parlen del Saros i d'una agulla auxiliar que encara no saben ben bé què marca, però ja proposen que els anells marquen eclipsis, o sigui que troben que possiblement la màquina era una indicador o una calculadora d’eclipsis de sol i de lluna (figura 6).

Figura 6. Maqueta de Michael Wright.

Quan Allam Bromley mor, Michael Wright continua amb la seva investigació. Wright no li ha posat data de finalització perquè encara actualment segueix estudiant la màquina. Ha fet molts prototipus de maquetes, d'estudis, de proposicions, de publicacions, etc. Era conservador del Museu de la Ciència de Londres i en les seves hores lliures estudiava la màquina, convertint-se en el veritable expert en aquesta màquina.

A la part de dalt de la màquina hi ha un espai buit, i ell està convençut que no podia estar buit, sinó que no hem trobat les peces que omplien aquell espai. Agafa la idea d'en Albert Rem segons la qual probablement també hi havia els indicadors dels planetes. Per tant fa la seva rèplica, corregeix els anells que hi ha a la part darrere de la màquina (ja no són concèntrics, sinó que tenen forma en espiral) i posa tres agulletes auxiliars i els seus braços. Ara la màquina indica la posició del Sol, de la Lluna i dels cinc planetes coneguts a l’època.

Naturalment, perquè les agulles marquin unes esferes amb espiral, aquestes agulles han de ser telescòpiques. Després, altres investigadors, estudiant millor les restes, demostraran que efectivament, els braços són telescòpics.

Writght afirma que en aquesta màquina els planetes no només giren al voltant de l'eclíptica i marquen el calendari, sinó que a més tenen velocitats irregulars. Recordem que en aquella època no sabien que els planetes giren en el·lipses, però sí que sabien que giren a velocitats irregulars, i a més a més retrograden. La retrogradació està implícita en el mecanisme. Per fer això, en girar la roda, hi ha una biela connectada amb un piu. Es tracta d’un mecanisme bastant  elemental per imitar el moviment de retrogradació dels planetes.

És possible que en Michael Wright s’hagués inventat tot aquest sistema de bieles i rodetes perquè en cap radiografia s’ha vist res similar. El que sí es veu és el mecanisme de la velocitat angular variable, que està provat. Per aconseguir això cal posar dues rodes, la principal que gira regularment i la secundària que no està centrada amb l’altra, sinó que és excèntrica, i la seva velocitat canvia, s’accelera i es frena successivament. I si aquesta excentricitat la regulem, podem imitar les diferents velocitats irregulars de qualsevol planeta.

També descobreix a les radiografies un engranatge amb angle recta que està entremig de l’agulla del Sol i de la Lluna, de manera que quan aquestes dues agulles giren, permet veure les fases de la lluna. Quan la lluna està lluny del sol, la Lluna es veurà blanca, i quan està a prop del Sol es veurà negre. És un engranatge bastant elemental, però efectiu (figura 7).

Figura 7. Mecanisme de les fases de la lluna.

Michael Wright es pregunta com els grecs feien tot això perquè hi ha dentetes molt petites, pròpies de rellotgeria, i als grecs no se'ls coneix cap rellotge tan petit. Fa una demostració i mostra com es pot fer una rodeta amb el material que sí tenien els grecs: llima, cisell i compàs. Amb una hora fa una rodeta d’unes 50 dents. En aquest mecanisme la roda que té més dents en té 224 i la que en té menys en té 12.

Toni Freeth

El 2005 apareix en Toni Freeth, qui s'envolta d'un gran equip d'experts en diferents matèries i li dona un nou impuls al coneixement de la màquina. Ell és qui popularitza la màquina.

El primer que fa és portar una màquina entre 8 i 16 tones, un escàner tomogràfic, i el fica dins del Museu Arqueològic d'Atenes. El resultat obtingut és espectacular perquè ara ja pràcticament totes les dents es poden comptar perfectament. I fa una reconstrucció del disseny dels engranatges de la màquina.

Omple tots els buits que quedaven. Es veuen els mecanismes de les velocitats irregulars, tots els engranatges pel Saros: l’exeligmos, que són els predictors d’eclipsis, tenim el metònic, el Cal·lípic, el calendari lunisolar, i a dalt tenim la Lluna i el Sol amb l’engranatge de 90º per obtenir les fases lunars. En aquesta màquina hi havia més coses, probablement un mecanisme solar i planetari (figura 8)

Figura 8. Reconstrucció del disseny d’engranatges interior per Freeth.

I també diu que probablement, al mig de la màquina hi falta alguna cosa. Probablement un mecanisme planetari. Per tant, tot el que es vulgui inventar, es pot inventar. I també diu que segurament hi havia una agulla per marcar les Olimpíades, que a Grècia era molt important (una olimpíada és un període de 4 anys).

En Michael Wright no està dintre de l’equip de Freeth, no vol entrar-hi perquè considera que en Freeth li està robant les idees, i de fet tot el que diu Freeth ja ho havia dit abans en Wright.

A la màquina també hi ha una mica de text, i ja l’any 1974 en Price havia tingut problemes per llegir-lo. Va fer fotografies amb il·luminació obliqua i directa però és bastant il·legible. Freeth es porta un fotògraf molt especial: utilitza un multi-flash, que és una cúpula amb 50 flaixos i de cada text en fa 50 fotografies des de 50 direccions diferents. No es tracta de llegir cada una de les 50 fotografies, sinó de sobreposar-les s’obté un resultat al màxim de definit.

Que hi hagi text, vol dir que , qui va fabricar la màquina no la va fer per ell mateix, sinó que la va fer per un altre perquè porta les instruccions. I aquí arribem a la conclusió que segurament sí hi havia els planetes perquè precisament, tots els textos identificats tenen a veure amb els noms dels planetes.

En Freeth té molt de mèrit, però potser per a mi en Wright en té més, per les seves contribucions sobre les agulles dels planetes amb retrogradacions i velocitats irregulars, l'agulla del sol, la de la lluna amb les fases i l'engranatge amb angle recta.

John Hugh Seiradakis

Quan Freeth mor, apareix el grec Seiradakis, relacionat amb el Museu Arqueològic d’Atenes. Fa també la seva interpretació, però no aporta molta cosa més (figura 9).

Cal pensar que aquesta màquina d’engranatges té un error de només dues mil·lèsimes d’error en les dents comptades de la màquina. Per tant, els grecs no només sabien filosofia, sinó que també sabien matemàtiques i manetes.

Figura 9. Esquema dels trens d’engranatges de la máquina d’Antikythera, vist des de la part posterior.

A les esferes del darrera hi ha el cicle metònic, de 19 anys, amb 235 mesos lunars; el cicle de l’olimpíada, de 4 anys, el cicle cal·lípic, que és el mateix que el cicle metònic però multiplicat per 4, és a dir, de 76 anys.

El cicle Metònic ve de Metó d’Atenes, que era un savi matemàtic del segle V aC. És el cicle comú múltiple aproximat entre el sol i de la lluna. 19 anys solars són 235 mesos lunars quasi exactament (amb una diferència de només dues hores). Per tant, és un cicle bastant tancat. I això, al cap de 19 anys, les mateixes dates de l'any es corresponguin amb les mateixes fases de la lluna.

El Saros (mot babilònic), és un període de 6.035,32 dies (una miqueta més de 18 anys i 10-11 dies) en el qual el sol i la lluna tornen a estar a la mateixa posició en el cel, i això és el que ens permet calcular el cicle dels eclipsis. Per definició, un Saros són 223 mesos lunars. Conegut des de fa milers d’anys. És una manera de predir futurs eclipsis. La màquina d’Antikythera potser és un reflex del que ja sabíem, convertit en màquina.

X. Moussàs

El 2021, en Moussàs posa dues agulletes en lloc d'una, concretament en l'espai de les olimpíades. Si aquest senyor pensa que aquí hi havia més d'una agulla, també pot ser veritat perquè els Jocs Olímpics només es feien a Olímpia, però a Delos i a Atenes també se'n feien. I no coincidien en el mateix temps. Nosaltres coneixem només uns Jocs Olímpics, però a Grècia hi havia molts jocs, anomenats panhel·lènics (jocs per a tots els grecs). Però si es feien uns jocs a Olímpia i uns altres a Delos, doncs perquè no hi podia haver-hi diverses agulletes?

Màquina d’Antikythera en l’actualitat

En el Museu Arqueològic d’Atenes, hi ha una màquina d'Antikyhera a escala 1:4. I a més hi ha una realitat virtual en què et permet navegar per dintre de les restes de la màquina.

A la Universitat de Sonora, a Mèxic, han fet una rèplica a escala 1:10, impulsada per un rellotge de campanar. Aquesta màquina funciona automàticament, seguint els cicles que ha de marcar, i el que no tenien els grecs, que era una màquina autònoma per tenir-la funcionant.

 Figura 10. Rèplica de la máquina d’Antikythera, al Museu Arqueològic d’Atenes

Orígens (II)

D'on surt aquesta màquina? Alguns estudiosos han suggerit que l'autor podria haver estat en Posidoni de Rodes (Apamea 125 aC – Roma 51 aC), un científic i acadèmic d’interessos universals com la història, geografia, física, meteorologia, astronomia, matemàtiques...

El que sí és cert és que la màquina d'Antikythera no devia ser única, perquè si nosaltres l'hem trobat, el lògic és pensar que no hem trobat una peça única. I a més, al tenir instruccions, se’n devien fer més.  

El que sí sabem, perquè ens ho explica Ciceró (106 aC – 43 aC), és que el cònsol Marcel, quan va conquistar Siracusa l'any 214 aC (moment en que mor Arquimedes), va tornar a Roma amb un botí entre el que hi havia almenys dues màquines astronòmiques fetes per Arquímedes. Hem d’aclarir que la màquina d’Antikythera no és d’Arquímedes, les d’aquest savi devien ser precedents de la màquina d'Antikythera, hi ha uns 150 anys entre elles.

La màquina d’Antikythera reprodueix els moviments dels astres i el cicle dels eclipses perquè sigui fàcil de calcular. Però Ciceró diu que la màquina que fa l’Arquímedes és una nova classe de globus, en el qual hi consten els moviments del sol, la lluna i de les cinc estrelles errants. Wright també va fer un possible reproducció d’aquesta esfera d’Arquímedes amb tots els engranatges necessaris per moure el Sol, la Lluna i els planetes. Són, més o menys similars allò que ja va interpretar dins la màquina d’Antikythera.

No podem deixar de dir que el senyor Tales de Milet (625 aC – 548 aC) ja preveia els eclipsis. Explica l’historiador Heròdot (484 aC – 425 aC) que en la guerra entre els lidis i els medes, en el cinquè any de la guerra, en una topada que tingué lloc de dia, es feu sobtadament de nit. Tales de Milet ja havia anunciat als jonis aquell eclipsi per aquell dia. Segurament ho va fer amb els mateixos càlculs que també feien els babilonis.

També es diu que el primer globus d’aquella classe havia estat construït per Tales de Milet. Segurament era un globus fix, sense engranatges. Després vindria la màquina d’Arquimedes i després la màquina d’Antikythera. Hi ha una evolució lògica d’aquestes màquines.

I després d’Antikythera l’evolució va continuar. Al segle VI, 650 anys més tard, trobem màquines semblants a la d’Antikythera, amb textos en grec, però potser n’hi havia més pel mig que no ens han arribat.  El saber grec passa a mans dels àrabs, i ja l'any 1000 trobem una màquina anomenada com la Caixa de la Lluna, feta per Al Biruni. I després trobem un astrolabi amb engranatges de l'any 1200. I l’any 1300 apareix una mena de màquina d'Antikythera, perquè fa el mateix, ens dona les posicions dels planetes, del sol i de la lluna, automatitzada, perquè el rellotge ja estava inventat.

Col·loqui

 La màquina de d’Antikythera quina energia utilitzava?
L’energia proporcionada era amb la mà, s’anava donant un cop cada dia, cada dos dies o cada cinc dies. Tenia una maneta i calia anar-la movent regularment.

Michael Wright no es conforma en fer només un prototip, en fa molts. Per què?
Perquè en cada prototip descobreix alguna nova funció de la màquina. Per tant, cada vegada són més evolucionades.

Podríem dir que la màquina d'Antikythera és el primer ordinador analògic conegut?
És una calculadora. Si un ordinador és una calculadora, llavors sí. Analògic també, evidentment, perquè no és electrònic, no té xips. És una màquina de calcular perquè tu li dones una punteta a la maneta i ell et va donant resultats.