L'ASTRONÒMICA

Conferència de l'Astronòmica de Sabadell. Héctor Gil-Marín, 26 de febrer de 2025

Aquesta xerrada anirà sobre els cartògrafs de galàxies i l’energia fosca, però començarem pel principi, perquè això s’emmarca dins del camp de la cosmologia, i la cosmologia intenta respondre les grans preguntes de la humanitat: com va començar l’univers? de què està fet? com ha evolucionat? i, quin serà el seu final? Així doncs, al llarg d’aquesta xerrada intentarem veure molt breument quin és el coneixement sobre aquestes preguntes.

La primera idea, que pot semblar trivial avui en dia, però no ho és, és que l’univers és un univers matemàtic, és a dir, les lleis de la física, de la química, de la biologia poden ser descrites per les matemàtiques. I gràcies a elles, els experiments que realitzem al planeta Terra després poden ser extrapolats per explicar fenòmens que succeeixen a l’univers. És a dir que les lleis de la física són universals, tant descriuen la trajectòria d’un objecte dins de la Terra com les trajectòries de planetes o de galàxies a l’univers. És una idea que, com dic, pot semblar obvia, però no va ser fins a Newton que realment ens va adonar que aquestes lleis de la física són universals i valen tant a la Terra com fora d’ella.

En primer lloc podem preguntar-nos com va començar l’univers. Avui en dia responem aquesta pregunta amb una resposta senzilla: l’Univers va començar amb un Big Bang. Per intentar entendre com és l’univers d’on venim i com va començar tot, cal adonar-se d’una peculiaritat de la cosmologia, que és que no podem realitzar experiments com en la física de partícules, només podem realitzar observacions. Així doncs, el que fem és utilitzar les lleis físiques o els models que coneixem a partir d’experiments que hem realitzat a la Terra i els extrapolem a l’univers mitjançant les observacions que realitzem. En aquest sentit, estem utilitzant l’univers com un immens experiment. És a dir, tot el que succeeix a l’univers és com si fos el nostre camp d’experiments, el nostre laboratori, un immens laboratori còsmic.

Els físics ens hem adonat que totes les forces que existeixen a l’univers es redueixen essencialment a quatre forces fonamentals: la força de la gravetat, la força electromagnètica, i després hi ha dues forces que s’anomenen forces nuclears, la dèbil i la forta, que actuen dins del nucli atòmic, per això s’anomenen nuclears. Així doncs, a nivell cosmològic, aquestes dues forces nuclears no tenen cap efecte a nivell cosmològic. Després tenim la força electromagnètica, que és molt més intensa que la gravitatòria i també és de llarg abast. El que passa és que l’univers en promig és molt neutre, així que, tot i que la força electromagnètica en principi podria jugar un paper important, a nivell cosmològic tampoc no el juga. D’aquesta manera, al final, l’única força que realment és important a nivell cosmològic és la més dèbil de les quatre: la força de la gravetat. És una força molt més feble que l’electromagnètica, però com que no hi ha masses negatives i positives, no té aquest element de neutralitat que sí que té la força electromagnètica.

Un altre concepte molt important és el de les escales cosmològiques. Anem a veure diferents escales de l’Univers. En primer lloc tenim l’escala dels planetes, que tots més o menys podem conèixer bé. Després, tenim l’escala del sistema solar, que formen les òrbites d’aquests planetes. Si en l’escala d’un planeta la llum triga segons a donar la volta al planeta, al sistema solar triga hores o fins i tot un dia. Després saltem ja a l’escala de les galàxies, on les distàncies ja són molt més grans. Finalment tenim l’escala dels cúmuls i supercúmuls galàctics, enormement més grans que les altres escales. La cosmologia s’interessa per aquestes darreres escales. Es podria pensar que potser els supercúmuls galàctics s’agrupen per formar hipercúmuls de galàxies, però no. Hi ha un punt en què ja no es formen més estructures, sinó que a partir de certa mida, l’Univers és molt uniforme i isòtrop. Així doncs, la cosmologia realment se centra en aquestes escales més grans. Per la cosmologia, les galàxies són simples puntets. L’important és com s’agrupen les galàxies, i com aquests grups de galàxies s’agrupen en supercúmuls de galàxies. A partir de la qual la cosmologia en treu les seves conclusions.

Una altra cosa interessant a tenir en compte dins de la cosmologia és que quan mirem lluny, també estem mirant enrere en el temps. És a dir, quan observem objectes que estan molt lluny de nosaltres, en realitat el que estem observant és com era l’univers en un temps passat. I això succeeix perquè la velocitat de la llum no és immensament ràpida, sinó que té un valor que ens pot semblar bastant elevat a escala humana - 300.000 km per segon- però a escala cosmològica és una velocitat relativament baixa. Així doncs, això que pot semblar una mica un inconvenient, ens permet realment fer una mena d’arqueologia còsmica, perquè quan anem mirant més enrere i més lluny, el que estem veient és com era l’univers en èpoques més i més i més primerenques.

Anem a fer un recorregut des del més proper al més llunyà. Comencem per la Via Làctia, la nostra galàxia. Evidentment no tenim cap fotografia d’ella. La Terra i el Sistema Solar estem més o menys a uns 26.000 anys llum del centre de la galàxia, aproximadament. Després hi ha les nostres galàxies veïnes. A 2,2 milions d’anys llum hi ha la galàxia d’Andròmeda. I també hi ha altres galàxies més petites: els Núvols de Magalhães, la galàxia del Triangle i altres galàxies petites. Tot això forma el que s’anomena el Grup Local (figura 1).

Figura 1. Grup local de galàxies

Però a una escala més gran, l’Univers forma estructures més i més grans. Aquesta és una imatge de l’esfera celeste projectada en un pla (figura 2). Al centre es veu el disc de la nostra galàxia, que enfosqueix la presència d’estructures ja que no podem observar en les direccions a través de la nostra galàxia, perquè la pols de la nostra galàxia ho impedeix, però en les direccions perpendiculars al disc de la nostra galàxia podem veure tot de puntets que són altres galàxies.

Figura 2. Estructura de l’Univers

Veiem com aquestes galàxies no es distribueixen de forma aleatòria, sinó que formen estructures: hi ha certes regions que estan buides i altres que estan molt més poblades. Hi ha regions que tenen moltes galàxies i altres que en tenen poques. Això ens diu que les galàxies a l’univers no estan uniformement distribuïdes a aquesta escala, sinó que formen aquests supercúmuls de galàxies.

Més enllà d’això, el que podem fer és simular amb ordinadors aquestes estructures, intentar veure si s’assemblen o no al que observem. Aquesta és una simulació per ordinador d’interaccions gravitatòries de cossos (figura 3), és a dir, situem cossos dins d’una caixa imaginària i es deixen evolucionar a través de les seves interaccions gravitatòries. El que veiem és que, a mesura que passa el temps, es formen supercúmuls de matèria, que seran on, en principi, es formaran després galàxies.

Figura 3. La simulació Millenium

Segons les observacions amb ordinador, veiem que a grans escales hi ha regions on es concentra molta matèria i regions buides, i aquestes regions estan connectades per una espècie de filaments. I si anem a escales encara més grans, veiem que aquestes estructures no formen part d’altres estructures encara més grans, sinó que l’univers tendeix a una certa uniformitat.

Us ensenyo diversos cartografiats de galàxies. En la següent imatge (figura 4) la Terra està al centre, i cada falca de color blau són observacions reals. La 2DF és del principi dels anys 2000, la CFA és dels anys 90, i l’SLOAN és dels anys 2010, més o menys. Cada puntet és una galàxia, i veiem com, efectivament, aquestes estructures formen grups de galàxies i després hi ha estructures filamentoses.

Figura 4. Diferents cartografiats de galàxies

Després, en vermell, tenim simulacions amb ordinador. És a dir, a la part de dalt són observacions reals, i a la part de baix simulacions per ordinador. Com podeu veure, s’assemblen molt, cosa que vol dir que devem entendre alguna cosa de la física que passa allà perquè som capaços de simular en ordinador el que realment observem.

Ara que ja sabem quina forma té l’Univers, ens podem preguntar de què està fet. Segons el model cosmològic actual, l’Univers està format per un 74% d’energia fosca, un 21% de matèria fosca, i un 5% és matèria que més o menys coneixem, és a dir que forma part del nostre model estàndard de partícules, és a dir, tot allò que està format essencialment per protons, neutrons, electrons i neutrins. Per tant, només coneixem un 5% de l’Univers. De la resta, un 95%, no en tenim ni idea.

La matèria fosca és essencialment una cosa que, malgrat el seu nom, no és que sigui matèria fosca en el sentit que no la podem veure, sinó que és transparent o invisible. A nivell de física de partícules, és matèria que no pateix interaccions electromagnètiques, per tant, no pot formar estructures que estiguin lligades per forces electromagnètiques, com poden ser els nostres propis cossos. En un sentit general, cal pensar que la matèria fosca és un altre tipus de matèria, matèria en el sentit que sent l’atracció gravitatòria. No sabem què és, però sabem que es comporta com a matèria.

Anem a fer una petita recapitulació de la història de la matèria fosca, perquè no és una cosa nova. Ja als anys 30 del segle XX, Fritz Zwicky va postular l’existència d’una matèria no visible a partir d’efectes gravitatoris que va observar en cúmuls de galàxies. Nosaltres coneixem la física de les interaccions gravitatòries, i a partir dels moviments i de les velocitats que tenen aquestes galàxies dins del cúmul, veiem que sembla que el cúmul té més matèria de la que realment s’observa. Així doncs, Zwicky en principi va postular l’existència de matèria no visible, però podien ser planetes, forats negres, estrelles fosques, nanes marrons, i altres astres que no s’observen pràcticament, i que n’hi ha molts. Aquesta era la idea inicial que ell tenia de matèria no visible. Als anys 70, Vera Rubin va confirmar l’existència d’aquesta matèria a partir d’observacions molt diferents de les que va fer Zwicky en el cúmul de Coma. Essencialment, es va fixar en les corbes de rotació de galàxies espirals.

En principi, en una galàxia espiral podem mesurar a quina velocitat es mouen les estrelles que estan a diferents distàncies del centre. Així doncs, a partir de les estrelles que veiem, podem predir quin serà el moviment de les estrelles que estan al voltant. Perquè sabem que les estrelles, en principi, tenen unes velocitats de rotació que depenen de la quantitat de massa que hi ha a la seva òrbita interior. Així doncs, a més massa, més velocitat. En principi s’esperava obtenir alguna cosa així (figura 5 esquerra), però en realitat el que es va obtenir va ser d’aquest tipus (figura 5 dreta).

Figura 5. Rotació de les estrelles d’una galàxia (esquerra: esperat, dreta: observat)

El que s’esperava era que, a mesura que ens allunyem del centre galàctic, les estrelles giressin cada vegada més a poc a poc. Mentre que realment el que observem és que a partir d’una certa distància, la velocitat augmenta i al final més o menys es manté constant. Això ens indica que sembla com si hi hagués més matèria en aquesta galàxia de la que realment hi ha, cosa que fa que els objectes puguin girar més ràpid del que esperaríem.

Hi ha un altre efecte que també ens indica la presència d’aquesta matèria fosca. Això que veieu aquí és el cúmul de Bala, en anglès "Bullet Cluster" (figura 6). Amb diferents estudis podem saber que en les zones blaves hi ha més matèria (a partir del que ara parlarem de petites distorsions en les observacions de les estrelles del fons, que són causades per la gravetat). I després també observem aquesta regió amb les "ulleres" dels raigs X, que ens indiquen on hi ha gas. Així doncs, si superposem aquestes tres coses—les estrelles visibles, la matèria i els raigs X—i veiem una cosa molt curiosa: hi ha com un petit desplaçament entre la gravetat i la quantitat de gas.

Figura 6. El cúmul de Bala

Perquè ens fem una idea, el cúmul de Bala es va formar quan dos cúmuls galàctics es van travessar. Com que no són objectes sòlids, quan es llança un cúmul contra un altre, no és que xoquin, bàsicament es travessen. Les seves densitats són tan baixes que la probabilitat de que dues estrelles xoquin és petitíssima. El que veiem aquí és essencialment una fricció, ja que el gas sí que ha friccionat. Així doncs, és curiós veure com sembla que hi hagi un cert desplaçament de la matèria que no sent aquesta fricció i el gas que sí que la sent. Així doncs, és com si haguéssim aconseguit desacoblar la matèria fosca, que seria la part blava, de la part de la matèria bariònica, que seria el gas, que és la part vermella. Això també ens indica que sembla que hi ha dos tipus de matèria: una és la matèria que coneixem, la matèria bariònica, que seria el gas, i l’altra és la matèria fosca.

Hi ha encara més proves de l’existència d’aquesta matèria extra, que veiem en les lents gravitatòries. La teoria de la relativitat general prediu que les trajectòries de la llum es corben per l’efecte de la curvatura de l’espai que produeix la presència de matèria. El que veiem realment és que la llum de galàxies que estan al fons d’aquesta imatge està distorsionada (figura 7). A partir de la intensitat d’aquesta distorsió, podem fer una estimació de la quantitat de massa que hi ha al grup de galàxies, i aquesta quantitat no es correspon realment amb la massa que veiem. Així doncs, això és una altra indicació de que sembla que hi ha més massa de la que veiem.

Figura 7. Lent gravitatòria

Així doncs, com veieu, tenim proves a escales molt diferents, amb processos físics molt diferents, que totes semblen indicar que hi ha una certa matèria que no és visible, i és el que anomenem matèria fosca.

Realment, avui en dia no hi ha cap detecció directa de matèria fosca, és a dir, no hi ha cap partícula coneguda que sigui la matèria fosca. En principi, s’havia plantejat que els neutrins, que són partícules molt elusives, amb molt poca massa i que no interaccionen electromagnèticament perquè tenen càrrega neutra, podrien ser uns bons candidats a matèria fosca si n’hi hagués molts. Però el problema és que els neutrins formarien un tipus de matèria fosca que s’anomena matèria fosca calenta, és a dir, que es mouen molt ràpidament. I aquest no és el tipus de matèria que necessitem que encaixi amb les nostres observacions. Necessitem un tipus de matèria anomenat matèria fosca freda, que no es mou tant ràpidament i que hauria pogut formar estructures. Així doncs, realment no sabem què és la matèria fosca, però sabem de la seva existència per aquests efectes observacionals.

Hi ha varis candidats a matèria fosca. Hi ha algun tipus de neutrí diferent dels que coneixem que podria jugar aquest paper, o altres partícules que s’anomenen axions o WIMPs. També hi ha gent que postula que podrien ser forats negres primordials, forats negres que s’haurien format a l’inici del cosmos en regions de l’espai que en un determinat moment tenien suficient densitat per formar forats negres molt petits, amb masses molt més petites que les masses estel·lars. O també s’ha postulat que potser no es tracta de noves partícules sinó que cal modificar les teories de la gravetat per intentar explicar aquests fenòmens.

L’energia fosca es va descobrir mesurant les distàncies de l’Univers. En principi, mesurar distàncies a la Terra resulta relativament fàcil, però quan no ens podem desplaçar a una altra estrella i estendre una regla, és més complicat. Com mesurem distàncies a l’Univers? Una manera fàcil de fer-ho per a les estrelles més properes és mitjançant la tècnica de la paral·laxi. És a dir, aprofitant que la Terra es mou al voltant del Sol i coneixem la seva òrbita, si mesurem la posició angular d’una estrella en els dos extrems de l’òrbita de la Terra, per exemple, al juny i al desembre, hi ha un desplaçament angular respecte del fons. Aquest desplaçament angular s’anomena paral·laxi i és molt petit, de com a molt, segons d’arc. Així, aquest mètode serveix per a mesurar distàncies dins la nostra galàxia, però no podem sortir fora d’ella.

Per a mesurar distàncies d’altres galàxies hi ha altres tècniques, com la mesura d’unes estrelles variables: les cefeides. Les cefeides són unes estrelles pulsants, és a dir que tenen pulsacions, i això fa que la seva lluminositat canvii en varis dies. Sabem que el seu període d’oscil·lació de lluminositat és proporcional a la seva brillantor absolut. És a dir, com més brillen, més ràpid oscil·len. Així doncs, si podem mesurar el període d’oscil·lació d’una cefeida, podem inferir en la seva brillantor total, i mesurant la seva brillantor aparent ja podem calcular la seva distància. El problema és calibrar, perquè nosaltres sabem que el període és proporcional a la brillantor, però no sabem la constant de proporcionalitat. Així doncs, la idea és trobar cefeides que estiguin dins del límit de distància per paral·laxi, mesurar les seves distàncies per aquest mètode i trobar la constant de proporcionalitat. I quan trobem cefeides llunyanes ja tindrem aquesta constant i podrem calcular-ne la distància. 

Hi ha un altre mètode per mesurar distàncies, i és a partir de les velocitats de les galàxies. Les ones tenen una propietat que s’anomena l’efecte Doppler. Quan obtenim l’espectre d’una galàxia, apareixen pics i valls de diferents intensitats (línies espectrals) que haurien d’estar en uns valors de longitud d’ona determinats. Sabem que si un emissor de llum està en moviment relatiu respecte a nosaltres, aquest espectre tindrà un desplaçament, és a dir, les ones que tenen una certa freqüència o una certa amplitud s’estiraran si aquest objecte s’allunya de nosaltres o es retrallaran si s’apropa. Així doncs, simplement mesurant els espectres i assumint que nosaltres coneixem quin és el seu espectre en repòs, mesurant el desplaçament d’aquestes línies, podem mesurar la seva velocitat. Això típicament és el que s’anomena redshift, que és la paraula en anglès per desplaçament cap al roig, si s’allunyen, i blueshift si s’apropen a nosaltres.

A principis del segle XX no estava clar si hi havia més galàxies externes a la nostra. El 1920 hi va haver un famós debat entre Shapley i Curtis, on es van discutir si Andrómeda era una galaxia externa o una nebulosa que pertanyia a la nostra. I al 1924, Hubble, utilitzant dades d’estrelles cefeides d’Andròmeda, va ser capaç de calcular-ne la distància, i va veure que era una galàxia externa. Així doncs, es va veure per primera vegada que l’univers no estava format només per una galàxia sinó per moltes, que eren com petits universos-illa.

I ja més tard, el 1929, Hubble va estendre aquesta mesura a altres galàxies. Va relacionar les distàncies amb les velocitat i va obtenir un famós diagrama que ara porta el seu nom: el diagrama de Hubble (figura 8). I es va adonar d’una cosa molt curiosa: a mesura que les galàxies estaven més lluny de nosaltres, també s’allunyaven a major velocitat. Cal pensar que tot això va xocar molt en aquella època, ja que es pensava que l’Univers era estàtic, que les galàxies no es movien les unes respecte de les altres. Així doncs, aquesta va ser la primera indicació de que l’univers no era estàtic sinó dinàmic. I aquí entra en acció Einstein.

Figura 8. La llei de Hubble

Uns anys abans Einstein ja havia obtingut la seva teoria de la relativitat. Des d’aleshores, per estudiar l’univers des d’un punt de vista teòric, el que cal fer és agafar les equacions d’Einstein i aplicar-les a l’Univers sencer. Això es pot resoldre i es poden obtenir les equacions del comportament global de l’Univers.

Us mostro les equacions d’Einstein (figura 9) perquè veieu com són. Bàsicament el que diuen és que la matèria i energia (representat per T) corben l’espai i el temps (representat per una g). La distribució de matèria i energia ens diu com són les distàncies a l’Univers.

Figura 9. Les equacions de camp de la Relativitat General

Com a curiositat us diré que quan Einstein va postular aquestes equacions, ho va fer com una generalització de les equacions de Newton. Tenia una certa llibertat a l’hora d’escriure-les i podia posar o no el terme Ʌ, que s’anomena la constant cosmològica. El primer que va trobar unes solucions per a tot l’Univers va ser el rus Friedmann, i si no posava aquest terme sortia que l’Univers era dinàmic. Com que encara no se sabia que l’Univers estava en expansió, Einstein va posar aquest terme perquè li sortís un univers estàtic. Anys després, en descobrir-se que l’Univers no és estàtic, va treure aquest terme (li va donar valor 0) i va dir que havia estat el major error de la seva vida.

Fem un salt a finals del segle XX, quan dos grups de cosmòlegs, per una banda Adam Riess i Brian Schmidt, i per l’altra, Saul Perlmutter, mesuraven distàncies de galàxies molt allunyades. Per fer-ho usaven supernoves de tipus Ia que són nanes blanques que exploten sempre de la mateixa manera i serveixen com a candeles estàndard. Sabem quanta energia emeten en l’explosió, si mesurem l’energia que ens arriba, ja podem saber a quina distància estan. La sorpresa va ser descobrir que l’Univers no s’estava frenant, que és el que tothom esperava si la gravetat és la dominant de l’Univers, sinó que s’estava accelerant. Vivim en un univers accelerat (figura 10).

Figura 10. Expansió accelerada de l’Univers

Així doncs, com es podia aconseguir amb les equacions d’Einstein un univers accelerat? Amb un terme repulsió que no és cap altre que la constant cosmològica. Així doncs, els cosmòlegs van haver de tornar a introduir aquesta constant repulsiva per explicar l’acceleració universal. No sabem realment què és el que físicament provoca aquesta repulsió, només li hem posat nom: l’energia fosca. I per què val un 74% de l’energia de l’Univers? Doncs, perquè quan es mesura aquesta expansió, es necessita aquest valor perquè s’ajusti amb les mesures.

Bé, així doncs, avui en dia tenim un esquema general de com ha evolucionat l’Univers (figura 11). Uns 380.000 anys després del Big Bang apareix la radiació de fons de microones, que és la primera llum que podem detectar i que ens dóna molta informació de l’Univers més primitiu.

Figura 11. L’evolució de l’Univers

Ara bé, entre la radiació de fons de microones i la distància que arriben les supernoves hi ha molt tros d’Univers que no hem estudiat encara. Com podem estudiar aquest univers entremig? La idea és utilitzar una altra propietat que anomenaré el regle estàndard. Si aconseguim identificar a l’univers objectes que sabem que han de tenir una certa mida real, i en mesurem la seva mida angular, serem capaços de saber a quina distància estan. Això és el que intentem fer amb els cartografiats de galàxies.

Els cartografiats de galàxies són mapes en tres dimensions de l’Univers, on cada puntet és una galàxia. Us mostro un cartografiat a diferents escales (figura 12). Es poden veure tres imatges, cadascuna d’elles feta a una escala més gran.

Figura 12. Cartografiat de galàxies SDSS

Recordem que quan més lluny mirem més enrere amb el temps anem i arriba un moment que no veiem ni galàxies perquè encara no s’han format.

Per a calibrar aquestes distàncies podem usar el que es coneix com l’escala inversa. Abans hem calibrat galàxies a partir d’objectes que estan a prop i hem anat més lluny. Ara farem el revés, calibrarem a partir d’estructures llunyanes de mides conegudes. I aquestes estructures que estan molt lluny són un senyal que s’anomena les oscil·lacions acústiques de barions (BAO, per les seves sigles en anglès). I és un romanent d’un període de l’univers en què era molt diferent del que és ara. Un temps després del Big Bang, l’Univers no estava buit, sinó que era un fluid amb dos tipus de partícules: fotons i matèria (barions). Aquestes dues partícules interaccionen perquè els barions senten la força electromagnètica dels fotons. Mentre que els fotons intenten sortir disparats i viatjar lliurement, els barions, la matèria, els atrapa. Així doncs, es produeix una espècie de vaivens a l’univers, i aquests vaivens realment són ones de pressió que viatgen a través del fluid. Però arriba un punt en què l’univers deixa de ser un fluid, i això és més o menys en el moment del fons de radiació de microones. A partir d’aquest moment aquestes interaccions entre fotons i matèria desapareixen perquè l’Univers s’ha refredat el suficient, els fotons viatgen lliurement, i aquestes oscil·lacions de matèria queden congelades. Es com si tinguéssim un llac amb ones d’aigua, el llac deixa de ser líquid i queden les ones congelades en un cert punt. Aquest cert punt marca una escala, perquè és el temps que han tingut aquestes ones per viatjar fins que l’univers va deixar de ser fluid.

Figura 13. Oscil·lacions acústiques de barions

Així doncs, aquestes oscil·lacions, aquestes ones de pressió, viatgen a una distància molt característica. Aquesta distància queda congelada perquè les ones de pressió ja no poden viatjar més, i això representa realment unes sobredensitats en matèria. A mesura que passa el temps, molt temps després, quan es formen les galàxies, les galàxies es formen allà on hi ha matèria. I aquesta distància queda impresa en aquesta distribució de galàxies. Per això fem mapes molt detallats de galàxies, per poder veure aquesta distribució.

Com detectem aquesta distància? Hem de agafar el nostre mapa de galàxies i fer un histograma. Mirem les distàncies entre totes les galàxies, de dues en dues, i fem una gràfica de probabilitat de distàncies (figura 14). Apareix un pic acústic de barions que ens diu la distància de la ona congelada.

Figura 14. Pic BAO

Aquest pic, aquesta regla estàndard, té el seu origen en el fons de radiació de microones, però queda impresa en la distribució de galàxies a temps molt posteriors. Així doncs, si som capaços de saber quina és aquesta distància real, que en principi la podem saber perquè coneixem la física dels fluids. Mesurem la mida angular al firmament, podem calibrar distàncies. El que hem obtingut és que la mida d’aquestes ones de pressió és d’uns 150 megapàrsecs.

Així doncs, la idea és aquesta: mesurar distàncies utilitzant o bé candeles estàndard (de prop a lluny) o bé regles estàndard (de lluny a prop). El resultat obtingut avui en dia és el següent (figura 15).

Figura 15. Ritme d’expansió de l’Univers al llarg del temps

A l’eix horitzontal tenim l’escala de temps de l’Univers (1 és el present i 0 el Big Bang), i a l’eix vertical tenim el ritme d’expansió de l’Univers. Com veiem, s’obté que l’Univers es va frenar fins el punt 0,6 i després es va començar a accelerar. Això s’ha obtingut mesurar les ones BAO a partir dels calibrats de galàxies a diferents distàncies. Segons la gràfica, avui en dia surt que l’Univers s’expansiona a uns 65 km/s/Mpc. I aquí apareix la tensió de Hubble perquè a partir de mesures de supernoves Ia s’obté que l’expansió actual és de 73 km/s/Mpc. Ambdues mesures estan obtingudes amb una gran precisió i són incompatibles. Tenen una discrepància molt forta i és un problema no resolt en l’actualitat.

Com podem anar més enllà? Fent cartografiats amb moltes més galàxies. Fins ara el cartografiat més important l’ha fet SDSS, amb 2 milions de galàxies. Però la nova generació d’instruments, el projecte DESI (Dark Energy Spectroscopic Instrument ) seran capaços d’observar espectres 20 vegades més ràpidament que SDSS. Observarà durant 5 anys seguits, fins 2026-2027, uns 40 milions de galàxies. Amb un sol any ja ha observat més galàxies que tots els altres projectes en 20 anys. Amb aquestes mesures obtindrem una precisió més gran i intentarem entendre millor què és això de l’energia fosca.

Per acabar, deixeu-me que us digui tres coses de l’energia fosca. Hi ha vàries candidates teòriques per explicar l’energia fosca però sembla que la més acceptada és que podria ser una característica de l’energia del buit. I també li coneixem vàries propietats: està uniformement distribuida, ni es dilueix ni es concentra; té un valor de 10¹⁶⁰ vegades menor que l’associat amb l’energia del buit que prediu la física quàntica; i és invisible, només es noten els efectes en la geometria de l’univers a gran escala.

I quin serà el final de l’Univers? Es molt difícil de dir perquè la dinàmica actual de l’univers està regida per una cosa que no entenem, però a grosso modo podem dir que pot tenir tres finals diferents. En primer lloc, si aquesta energia fosca desaparegués l’Univers podria tornar a col·lapsar (Big Crunch). En segon lloc, podria tenir una expansió indefinida suau, on les estructures que ja estan lligades seguirien lligades però se separarien de totes les altres. I en tercer lloc podria tenir lloc un final més exòtic, on l’energia fosca produiria una acceleració tan gran que la pròpia matèria acabaria disgregant-se (Big Rip).

En conclusió:

·  El 95% de l’Univers és alguna cosa que mai hem detectat de forma directa
·  El 85% de la matèria de l’Univers és fosca. Ha de ser freda però no sabem si és una nova partícula o algun tipus d’objecte macroscòpic (forats negres primordials)
·  El 75% de l’Univers és una forma exòtica de l’energia que no es dilueix amb l’expansió i que fa que l’Univers s’acceleri.
·  Amb les observacions de supernoves i cartografiats de galàxies hem començat a caracteritzar aquesta expansió per a descartar alguns candidats.

Col·loqui

¿Per què creus que el final de l’Univers d’expansió infinita és la més probable?
Es un problema matemàtic. Es poden postular diferents tipus d’energia fosca però el Big Rip necessita unes propietats de l’energia fosca que violen alguns principis de la física. I el Big Crunch necessitaria que l’energia fosca desaparegués, cosa que tampoc sembla molt probable.

La matèria fosca interacciona gravitatòriament, per què no veiem desviacions de la mecànica celeste en el Sistema Solar o en estrelles de la nostra galàxia i hem d’anar a altres galàxies per a observar-la?
A nivell del sistema solar, les fluctuacions de la matèria fosca que hi pot haver són molt, mot petites. Només en el centre del Sol hi hauria d’haver una mica més de matèria fosca. Pensem que la nostra galàxia està dins d’un halo de matèria fosca. Però en principi hi hauria d’haver variacions també a la nostra galàxia.

Totes les galàxies estan distribuides formant filaments i la matèria fosca també. Aquestes dues estructures són coincidents?
Bàsicament la que mana és la matèria fosca, és la que mana i decideix com són les estructures que es formen.

Conferència de l'Astronòmica de Sabadell. Josep M. Paredes, 5 de març de 2025

El títol d’aquesta conferència potser no és gaire comú dins de les agrupacions astronòmiques, perquè estem acostumats a mirar el Sol amb els nostres ulls, i, per tant, a la banda del visible. Però la banda del visible per estudiar la natura, és només una petita part. Hi ha altres longituds d’ona no visibles que són molt més energètiques que la part visible, i això ens genera moltes preguntes: com pot ser aquesta variació tan energètica? Quins horitzons té?

Nosaltres estem acostumats a la radiació visible que és deguda a processos tèrmics. En aquesta gràfica (figura 1) tenim la longitud d’ona en horitzontal i la intensitat de la llum qu ens arriba en vertical.

Figura 1. Longitud d’ona i brillantor de la llum

L’emissió d’un cos depèn de la seva temperatura. Per exemple, un cos d’uns 6.000 graus com el Sol emet llum centrada en el visible. En canvi, un cos que té més temperatura emet longituds d’ona més baixes (llum més blava), i un cos més fred, ja no tindrà el màxim d’emissió en la llum visible sinó en llum infraroja com per exemple nosaltres, els humans, que estem a 37 ºC emetem llum infraroja. Aquesta emissió tèrmica segueix  el que es coneix com la llei de Planck.

Els raigs X i els raigs gamma no poden ser emesos per un cos negre (de forma tèrmica) perquè no hi ha cossos tan calents. Haurien d’estar a mils de milions de graus. En canvi detectem raigs X i raigs gamma en el firmament, per tant han de ser deguts a algun altre tipus d’emissió que no sigui la tèrmica. Hi ha altres processos radiatius, anomenats no tèrmics, els més importants dels quals són: la radiació sincrotró, l’efecte Compton invers i el xoc entre protons. I tots ells són deguts a la interacció de partícules amb velocitats relativistes que interaccionen amb el seu entorn, produint radiació.

La radiació sincrotró  es produeix quan algunes partícules carregades elèctricament (sobretot electrons) interaccionen amb camps magnètics, com els de la galàxia, les estrelles o l’espai interestel·lar. L’efecte Compton invers es produeix quan un electró xoca amb un fotó i li transmet energia, transformant-lo en raigs gamma. Quan dos protons xoquen també poden produir raigs gamma d’alta energia (figura 2).

Figura 2. Radiació sincrotró, efecte Compton invers i xoc entre protons

Us mostro l’exemple de la galàxia Hercules A (figura 3), on es pot veure una imatge òptica i sobreposada a ella (de color vermellós) la radiació sincrotró que emeten dos xorros de matèria que surten del seu centre. La part visible s’ha obtingut amb un telescopi visible i la radiació sincrotró amb radiotelescopis.

Figura 3. Galàxia Hércules A amb llum visible més radiació sincrotró

L’atmosfera terrestre ens protegeix de moltes d’aquestes radiacions, absorbint la major part dels raigs X i gamma. Això significa que, per estudiar aquestes radiacions, hem de recórrer a satèl·lits en òrbita. Els telescopis espacials ens permeten estudiar aquestes emissions que no arriben a la superfície terrestre. Tanmateix, els raigs gamma de molt alta energia es poden detectar des de la Terra.

Quan parlem d’altes energies, enlloc de parlar de longitud d’ona o de freqüències, parlem d’energia, en electrovolts (eV). Per a fer-nos una idea, la banda del visible és de l’ordre de 2 eV. Penseu que el rang de raigs gamma va des de 10⁶ eV fins 10¹⁸ eV, i els raigs X va des de 10³ fins 10⁶ eV.

Aleshores, per explorar la llum visible o les ones de ràdio, com que l’atmosfera és transparent, ho podrem fer des de la superfície de la Terra. En canvi, la resta d’espectre, sobretot la llum ultravioleta, raigs X i raigs gamma, com que l’atmosfera no és transparent, haurem d’enviar satèl·lits a l’espai.

Per als raigs gamma, un dels millors satèl·lits que hem tingut ha sigut Fermi, de la NASA, el qual ha detectat 5.064 fonts. I de totes elles, un 62% han sigut blazars (galàxies amb forats negres supermassius), un 4,7% púlsars, un 2,7 remanents de supernoves, un 1,5% galàxies actives no blazars, però heu de pensar que un 28% són fonts desconegudes, que encara no sabem a què són degudes. Cal pensar que la resolució (el detall) amb la que veiem els objectes amb raigs gamma és de mig grau, que és com la mida del Sol, i això és molt gran.

A més altes energies, els raigs gamma no es poden detectar directament, perquè són absorbits per l’atmosfera. No obstant això, en col·lidir amb l’atmosfera, generen partícules secundàries que sí que es poden observar. Aquestes cascades de partícules són detectades per uns telescopis terrestres especials.

Per entendre millor aquest procés, cal parlar dels raigs còsmics. Els raigs còsmics es van descobrir a principis del segle XX gràcies al físic austríac Victor Hess. Va fer diversos viatges en globus i va detectar una radiació que venia de l'espai. No és que tingués una intuïció sobtada i decidís anar a fer turisme en globus per casualitat, sinó que en aquell moment ja es coneixia la radioactivitat natural procedent de la Terra, i es pensava que als laboratoris hi havia una ionització de l'aire causada per aquesta radiació. Per comprovar-ho, la idea era senzilla: si la ionització de l'aire provenia de la Terra, en allunyar-se'n aquesta havia de disminuir. Així doncs, Hess va elevar detectors en globus fins a grans altituds. Però el resultat va ser inesperat: com més pujava, més ionitzat estava l’aire. Això demostrava que la radiació no venia de la Terra, sinó de l'espai. Així es va descobrir el que després es coneixeria com els raigs còsmics.

Des d'aleshores, s'han estudiat durant més d'un segle, i encara avui hi ha moltes incògnites sobre ells. Se sap que estan formats principalment per protons, nuclis d’heli, i en menys proporció per electrons i nuclis més pesats. La seva energia es distribueix de manera similar a la riquesa en una societat: les partícules amb més energia són molt escasses, mentre que les de menys energia són molt abundants (figura 4). Això és natural, ja que aconseguir nivells energètics molt elevats és un procés difícil.

Figura 4. Flux de raigs còsmics segons les seves energies

Durant molt de temps es va pensar que els raigs còsmics de més energia provenien de les supernoves, però ara ja no es té tanta seguretat. Les supernoves poden contribuir-hi, però potser no són els principals responsables. Les partícules més energètiques tenen origen en altres galàxies, i les d'energia extrema segueixen sent un misteri.

Un altre pas important en l'estudi dels raigs còsmics va arribar a mitjans del segle XX, quan Pierre Auger va descobrir el fenomen de les cascades de partícules. Quan un raig còsmic arriba a les capes altes de l’atmosfera, interactua amb els àtoms de l’aire i produeix una reacció en cadena. Aquesta cascada genera tot un conjunt de partícules secundàries, que inclouen electrons, fotons i altres partícules subatòmiques (figura 5)

Figura 5. Cascada de partícules secundàries deguda a un raigs còsmic

A mesura que es produeixen aquestes reaccions en cadena, l’energia es va distribuint en les diferents partícules generades. Això fa que, amb el temps, l’energia disponible vagi disminuint fins que ja no es poden generar més interaccions.

Però és que aquestes cascades poden ser degudes a dos fenòmens diferents: l’arribada d’un raigs còsmic (partícula carregada molt energètica) o a l’arribada d’un raigs gamma. I les cascades que es produeixen són també diferents. En el cas del raigs còsmic són cascades hadròniques (formades per partícules, hadrons), i en el cas dels raigs gamma són cascades electromagnètiques, dominades per electrons i fotons (figura 6).

Figura 6. Cascades hadròniques i electromagnètiques

Quan aquestes partícules es desplacen a velocitats relativistes, properes a la de la llum, poden generar un fenomen anomenat radiació Txerenkov. Això passa quan una partícula es mou en un medi a una velocitat superior a la de la llum en aquell medi. No infringeix cap llei de la relativitat, ja que en el buit cap partícula pot superar la velocitat de la llum, però en altres mitjans, com l’aigua o l’aire, la llum es desplaça més lentament. Així, si una partícula supera aquesta velocitat, emet un flaix de llum blavosa conegut com a radiació Txerenkov.

Aquest fenomen es pot observar, per exemple, en els reactors nuclears, on es genera una llum blava característica. En el cas dels raigs còsmics, la radiació Txerenkov ens permet detectar les partícules molt energètiques que arriben a l’atmosfera.

Per captar aquesta radiació, s’utilitzen telescopis especials coneguts com a telescopis atmosfèrics (figura 7). Aquests telescopis no observen directament les partícules còsmiques, sinó la llum Txerenkov que emeten quan es desplacen a través de l’atmosfera. Això permet estudiar raigs gamma d’energia extremadament alta, que serien gairebé impossibles de detectar directament des de l’espai.

Figura 7. Telescopis Txerenkov

Els telescopis Txerenkov més importants actualment es troben en llocs elevats i allunyats de la contaminació lumínica, per garantir la millor observació possible. N'hi ha en diverses parts del món, incloent-hi l'illa de La Palma (Magic), als Estats Units (Veritas) i a Namíbia (HESS). Amb aquests telescopis, les energies a què s'arriba són molt altes, de fins a 40 TeV. Després veurem com podem assolir energies encara més grans.

Aquests telescopis van començar a operar al voltant del 2000, per tant, ja fa dues dècades que estan en funcionament. Durant aquest període s'han detectat centenars de fonts (309 en total). Si ho comparem amb el satèl·lit, que en detectava milers, és una xifra menor, però això és esperable, ja que les emissions a energies més altes són menys freqüents.

Un percentatge significatiu (40%) d'aquestes fonts són de la nostra galàxia. S'ha detectat el centre galàctic, restes de supernoves, púlsars, nebuloses de vent i estrelles binàries. També s'han identificat fonts extragalàctiques (35%), com blàzars, radiogalàxies i altres objectes actius. Malgrat això, encara hi ha una part de les fonts que romanen sense identificar (25%). Això es deu al fet que, tot i la millora en la precisió dels telescopis actuals, que poden determinar la posició d'una font amb una exactitud molt superior als satèl·lits anteriors (abans 30 minuts d’arc mentre que ara 6 minuts d’arc), la densitat d'objectes en el cel continua sent un repte per a la identificació. A més, s'han pogut realitzar estudis que involucren física fonamental, com la violació de la invariància de Lorentz.

El telescopi HESS, situat a l’hemisferi sud, ha fet un mapa de la Via Làctia (figura 8) i ha detectat nombroses fonts, moltes de les quals encara no s’han pogut identificar amb certesa. Com que es tracta d’un estudi del pla galàctic, la majoria d’aquestes fonts són objectes de la nostra galàxia, especialment nebuloses de vent de púlsars, restes de supernoves o sistemes binàris.

Figura 8. Mapa de la Via Làctia fet per HESS

Algunes d'aquestes fonts mostren emissions que poden mantenir-se a energies molt altes o bé disminuir gradualment. Si el seu espectre es manté estable, significa que poden continuar emetent a energies fins i tot més grans; en canvi, si l’emissió decau, indica que hi ha un límit en l’energia que poden assolir.

Un exemple d’aquest fenomen es troba en les restes de supernova. En aquestes regions, hi ha una correlació clara entre la intensitat en raigs X i en raigs gamma de molt alta energia, cosa que indica que els electrons són els responsables de l’emissió. Els electrons interaccionen amb camps magnètics, produint radiació sincrotró en raigs X, i també poden col·lidir amb fotons presents en l’entorn, generant raigs gamma per procés d’invers Compton. Així, en alguns casos, les emissions poden explicar-se tenint en compte només els electrons.

Els romanents de supernova també emeten raigs gamma. Hi havia models que proposaven que aquestes podrien ser la font principal dels raigs còsmics fins als 10¹⁵ eV. Això hauria d'estar associat a supernoves joves com Cassiopeia A, que només té 340 anys. Tanmateix, les observacions indiquen que, en aquest cas, l’emissió no està dominada pels electrons, sinó pels protons. I a més, s’ha observat que l’energia màxima assolida en aquestes restes de supernova és inferior a la necessària per generar determinats raigs còsmics d’alta energia. Això suggereix que les supernoves podrien no ser les fonts principals d’aquestes partícules més energètiques, com s’havia pensat inicialment.

En canvi, les nebuloses de vent de púlsars podrien tenir un paper més important en aquest context. Quan es produeix una explosió de supernova, el material ejectat s’expandeix i pot donar lloc a una nebulosa associada al púlsar central (figura 9). Aquest sistema, format per partícules relativistes en presència d’un camp magnètic, genera radiació sincrotró en raigs X i gamma. Si hi ha també fotons externs, com els de la radiació còsmica de fons o d’estrelles properes, aquests poden interaccionar amb els electrons i generar raigs gamma encara més energètics per procés d’invers Compton.

Figura 9. Nebulosa de vent de púlsar

Aquestes fonts mostren morfologies diverses i són, fins ara, el tipus de font galàctica més nombrosa identificada en raigs gamma de molt alta energia, superant en nombre les restes de supernova. Ja s’han identificat diversos exemples d’aquest tipus, amb emissions molt energètiques detectades en diferents bandes de l’espectre.

En el cas de les estrelles binàries, s’han detectat diversos tipus de sistemes (figura 10).

Figura 10. Diferents tipus de sistemes binaris

Un d’ells inclou un púlsar, el vent del qual està format per partícules com electrons i positrons, i una altra estrella normal que també genera un vent estel·lar. Quan aquests dos vents interactuen, es produeix una zona on les partícules s’acceleren fins a velocitats relativistes i emeten radiació gamma. Aquest tipus de sistema es coneix com a gamma-ray binary, o binària de raigs gamma.

Dins de les binàries, també podem trobar sistemes formats per una estrella normal i un forat negre. Quan hi ha acreció de massa, es forma un disc d’acreció i un jet, dins del qual les partícules relativistes també emeten raigs gamma.

Un altre cas interessant és el de les noves. En aquests sistemes, hi ha una nana blanca i una altra estrella, que pot ser una gegant vermella. A mesura que la nana blanca acumula material de la seva companya, es pot produir una explosió termonuclear que genera un embolcall en expansió i emet raigs gamma.

A més, també existeixen sistemes formats per dues estrelles normals amb vents estel·lars molt intensos. Quan aquests vents interactuen, acceleren partícules fins a velocitats relativistes, cosa que pot donar lloc a emissió de raigs gamma.

Pel que fa a les noves, aquestes explosions termonuclears estan associades al material acretat sobre una nana blanca. Ja feia anys que es buscaven emissions de raigs gamma en aquestes explosions, i de fet, l’any 2010 es van detectar raigs gamma en l’explosió de V407 amb el satèl·lit Fermi, però no es va poder saber si l’emissió va ser produïda per protons o per electrons. El 8 d’agost de 2021 es va produir l’explosió de RS Oph, que es va observar primer en òptic i després amb raigs gamma (per Fermi, HESS i MAGIC). Es va poder detectar i seguir la variació de la seva lluminositat en diferents bandes espectrals, i l’anàlisi de les dades va indicar que els protons tenien un paper important en l’emissió observada. Aquest descobriment va demostrar l’existència d’una nova classe d’emissors de molt alta energia.

Si ens fixem en l’astronomia extragalàctica, els esclats de raigs gamma (gamma-ray bursts o GRBs) es van descobrir durant la Guerra Freda mentre es vigilava el compliment del tractat de no proliferació nuclear. Inicialment es pensava que aquestes emissions provenien de la Terra, però després es va comprovar que venien de l’espai.

Els GRBs poden classificar-se segons la seva durada. Els de llarga durada solen estar associats al col·lapse d’estrelles massives, que generen un jet relativista en el procés de formació d’un forat negre. En canvi, els GRBs de curta durada es produeixen per la fusió de dos objectes compactes, com estrelles de neutrons o forats negres, esdeveniments que també poden generar ones gravitacionals.

Un gran avenç en l’estudi dels GRBs va ser la detecció d’un d’aquests esclats a molt alta energia (GRB190114C) gràcies al telescopi MAGIC. Quan es va produir l’esclat, es va activar una xarxa d’observació coordinada per satèl·lits i telescopis terrestres, que va permetre seguir-ne l’evolució en diferents longituds d’ona, des de la banda ràdio fins a les energies més extremes (figura 11). Aquest treball va permetre construir, per primera vegada, la distribució espectral d’energia d’un GRB en aquest rang energètic i entendre millor l’origen de la seva emissió.

Figura 11. Evolució temporal de la radiació del GRB

Parlem ara del que es coneix com a nuclis de galàxia actius. No totes les galàxies són actives. La nostra galàxia, la pobra, potser en el passat va tenir activitat, però ara no. Les galàxies actives són com la nostra, amb un forat negre central, però amb activitat. Es a dir, el forat negre absorbeix matèria i emet dos jets, un cap amunt i l’altre cap avall. En el jet es produeixen xocs que escalfen partícules, generant emissió en ràdio, raigs X i raigs gamma.

Aquests núclis de galàxies actives es poden observar de diferents maneres. Si els veiem de costat, els anomenem radiogalàxies. Si els mirem des de dalt, diem que són blàzars. I si els observem des d'un altre angle, els anomenem quàsars (figura 12).

Figura 12. Forat negre amb disc d’acreció i dos jets

Les radiogalàxies, igual que els blazars i els quàsars, emeten en raigs gamma d’alta energia. A més, aquests núclis actius presenten variabilitat. Això vol dir que, si es fan observacions en diferents moments, els seus fluxos d’emissió poden canviar. Quan es mesuren en diferents bandes de l’espectre electromagnètic, com raigs X o raigs gamma, aquests objectes solen presentar dos pics d’emissió. Un d’ells és causat per radiació sincrotró i l’altre per Compton invers. La correlació entre raigs X i raigs gamma indica que és la mateixa població d’electrons la responsable de l’emissió, sent el mecanisme dominant el Compton invers. La separació i la diferència d’alçada entre aquests pics donen informació sobre els camps magnètics d’aquests objectes. A més, el fet que siguin variables permet determinar la mida de la regió emissora propera al forat negre.

Algunes d’aquestes fonts han mostrat una variabilitat extremadament ràpida. Per exemple, en un cas concret observat per un telescopi, el flux d’un blàzar es va duplicar en qüestió de pocs minuts. Això implica que la zona emissora ha de ser relativament petita, malgrat la gran escala de distàncies en què es troba.

A part de proporcionar informació sobre els forats negres i els mecanismes d’emissió i acceleració de partícules, aquests fenòmens poden servir per estudiar efectes relacionats amb la gravetat quàntica. Sabem que la velocitat de la llum en el buit és constant per a qualsevol tipus de radiació. No obstant això, això és cert dins d’un espai-temps continu. Quan entrem en l’àmbit de la física quàntica, en escales extremadament petites, la relativitat no és suficient per descriure el comportament de l’espai-temps. Aleshores, es planteja la possibilitat que hi hagi fluctuacions quàntiques de gravetat. Aquestes fluctuacions podrien provocar que la velocitat de la llum depengui de l’energia del fotó. Una analogia seria un camí rugós: una roda gran (fotó de baixa energia) tindria menys problemes per avançar que una roda petita (fotó d’alta energia), que hauria de superar les irregularitats del camí. Això implicaria que els fotons de major energia podrien arribar amb retard respecte als de menor energia.

Aquest efecte ha estat investigat en blàzars molt intensos. En un d’aquests casos, s’ha observat que els fotons més energètics arriben lleugerament més tard que els menys energètics (figura 13). Tot i que hi ha altres possibles explicacions, aquest tipus d’estudis permeten posar restriccions sobre el comportament de l’espai-temps a escales quàntiques i avançar en el coneixement teòric.

Figura 13. Retards en la velocitat de la llum segons la seva energia

Un altre aspecte de l’estudi dels raigs gamma d’alta energia és l’anàlisi del medi intergalàctic (figura 14). Quan els fotons gamma viatgen des de fonts molt llunyanes fins a nosaltres, han de travessar grans extensions d’espai. Durant aquest trajecte, poden interactuar amb el fons de radiació de microones i amb la llum emesa per altres estrelles i galàxies. Aquestes interaccions poden generar electrons i positrons, modificant la distribució d’energia dels fotons que ens arriben. Per tant, estudiant aquestes alteracions, podem obtenir informació sobre el medi intergalàctic.

Figura 14. Estudi del medi intergalàctic amb raigs gamma

Finalment, arribem a la part de més alta freqüència del raig gamma, coneguda com ultra high energy. Fins ara, hem vist el rang de very high energy, i ara la recerca s’està obrint a energies encara més altes. Si detectem fotons amb energia superior a cert llindar, això significa que les partícules que els han originat tenien energies encara més grans. Aquestes fonts capaces d’accelerar partícules fins a energies extremadament altes s’anomenen PeVatrons (10¹⁵ eV) i ara es busca identificar quins PeVatrons existeixen i d’on provenen.

Per detectar aquests raigs gamma tan energètics, s’utilitza un mètode diferent. Fins ara, hem parlat de telescopis que capturen la llum Txerenkov generada per les cascades de partícules a l’atmosfera. Una altra manera de fer-ho és col·locar detectors a gran altitud, a uns quants milers de metres sobre el nivell del mar, per detectar directament les partícules d’aquestes cascades.

Aquests detectors consisteixen en grans dipòsits d’aigua. Quan les partícules d’alta energia travessen l’aigua, generen radiació Txerenkov, que pot ser detectada per fotomultiplicadors situats dins els dipòsits. Aquest mètode permet captar partícules molt energètiques i ampliar el rang d’energia detectable.

Un dels primers observatoris d’aquest tipus va ser el HAWC (High Altitude Water Cherenkov), situat a Mèxic. Aquest observatori està format per centenars de tancs d’aigua i pot detectar raigs gamma fins a energies molt altes (figura 15).

Figura 15. Water Cherenkov Telescopes

I la millor instal·lació actual en aquest camp és la LHAASO, situada a la Xina. L'observatori es troba a una altitud d’uns 4.400 metres, al Tíbet, per captar les partícules abans que perdin energia. El rang d'energia que estudia és extremadament alt, corresponent a les partícules d'ultra alta energia, un comportament encara desconegut. L'experiment va començar el 2019, i fa poc s'han començat a obtenir resultats significatius.

El sistema de detecció inclou una estructura amb diverses piscines plenes d’aigua. A dins, hi ha tubs fotomultiplicadors per captar la radiació de Txerenkov. A més, hi ha detectors escampats per una àrea extensa, molts dels quals es troben sota terra per evitar contaminacions per partícules no desitjades (figura 16).

Figura 16. LHAASO a la Xina

Aquestes instal·lacions han permès detectar estructures de gran escala, que fins ara no es coneixien. Algunes estan associades a púlsars concrets, com el de Monogem i el de Geminga, i se les ha identificat com a "halos de púlsar". Aquest descobriment suggereix la presència d’un mecanisme encara desconegut que dispersa partícules en zones molt extenses.

Un dels descobriments més importants de HASO ha estat la detecció de fotons d’energia extrema. Això ha posat en qüestió la idea que només els protons podien assolir aquestes energies, ja que ara també es veu que els electrons poden fer-ho. Tradicionalment, es creia que els electrons perdien energia massa ràpidament per arribar a aquests nivells, però les dades recents demostren el contrari.

També s’han observat emissions provinents de microquàsars, com el famós SS 433. Aquest objecte binari emet potents jets que han modelat la nebulosa al seu voltant. HASO ha detectat emissions d’alta energia provinents d’aquests jets, reforçant la hipòtesi que els microquàsars podrien ser fonts importants de raigs còsmics.

A més, LHAASO ha publicat recentment un catàleg de fonts d’alta energia detectades, algunes de les quals són completament noves i sense una contrapartida clara en altres longituds d’ona. Això suggereix que podrien existir mecanismes desconeguts de producció de raigs gamma.

En paral·lel, el Cherenkov Telescope Array (CTA) serà el nou referent en aquest camp. Aquesta instal·lació internacional comptarà amb diversos telescopis a l’hemisferi nord, situats a La Palma, i a l’hemisferi sud, a Xile. Aquests telescopis tindran diferents mides per cobrir un ampli rang d’energies i permetran estudiar tant fonts galàctiques com extragalàctiques. Actualment, ja s’ha construït el primer telescopi de gran mida de CTA, i s’han obtingut les primeres deteccions. Els propers anys seran claus per consolidar aquests instruments com les eines més avançades per estudiar l’univers d’alta energia.

En resum, els darrers avenços en astrofísica de raigs gamma han revelat nous fenòmens i desafiat teories establertes. LHAASO i CTA representen la punta de llança en aquest camp, i els seus descobriments podrien transformar la nostra comprensió dels processos astrofísics més energètics de l’univers.

Col·loqui

Quin aparell feia servir el senyor Victor Hees per detectar raigs còsmics dalt de globus?
El que feia servir era un electroscopi. Aquest aparell consisteix en una làmina metàl·lica, que flota i es carrega elèctricament. Si es col·loca una fina làmina d'or, aquesta es carrega i, en conseqüència, es repel·leix i es separa. Si no hi ha càrrega, les làmines romanen juntes. Els electroscopis són aparells utilitzats en laboratoris de física general per detectar la presència de càrregues elèctriques.

Els jets que surten d'un forat negre amb un disc d'acreció sempre són deguts a un camp magnètic molt potent, o hi ha alguna altra causa?
La formació dels jets requereix la presència d'un camp magnètic. Quan el material de l'estrella cau cap al forat negre, aquest no es precipita directament sinó que forma un disc d'acreció. Si aquest material només caigués cap al forat negre, no observaríem res. Però en realitat, dins del disc, les partícules carregades (electrons, protons i ions) interaccionen amb el camp magnètic, que estructura el flux de matèria i permet que una part sigui expulsada en forma de jets cap a les regions polars del sistema. El camp magnètic juga un paper clau, ja que guia les partícules carregades i les accelera. Aquest mecanisme explica per què els jets estan alineats amb l'eix de rotació del forat negre i per què emeten radiació que podem detectar des de la Terra.

Has parlat de la detecció de raigs X. S'ha detectat mai una estrella de neutrons aïllada només amb aquest tipus de radiació?
No, normalment no es detecten estrelles de neutrons aïllades només en raigs X. La seva detecció sol dependre de processos d'acreció, en els quals el material que cau sobre l'estrella de neutrons s'escalfa per la viscositat del disc d'acreció. Quan el gas s'acumula al disc, la seva temperatura augmenta progressivament fins a valors molt elevats. Aquesta calor genera emissions en raigs X.

Conferència de l'Astronòmica de Sabadell. Ana Guijarro, 12 de març de 2025

Sóc Ana Guijarro Román, doctora en astrofísica i astrònoma de suport a l'Observatori de Calar Alto. Estic molt contenta d'aquesta invitació a l'Agrupació Astronòmica de Sabadell. Per a mi és un honor perquè sou de les associacions més potents que tenim aquí a Espanya. Teniu una gran col·laboració pro-am, teniu diferents grups de treball i per a mi és un honor que m'hagueu convidat a fer una conferència. Heu fet la convenció d'astronomia, com a mostra de les més antigues i de les més famoses d'Espanya, amb ponents molt, molt potents. Per a mi, com us dic, és un honor estar amb vosaltres. Seguiu així, que teniu un observatori súper bonic i seguiu treballant, perquè la veritat és que, tot i que costa feina, mereix molt la pena.

Què fem a l'observatori de Calar Alto? Què fem en un observatori? Doncs observar el cel. Per exemple, trobo aquesta imatge súper bonica de la Nebulosa de la Trompa d'Elefant, de César Blanco González, on podem veure aquests colors tan bonics, blaus, fins i tot una mica verdosos, celestes, blancs, taronges, ... (figura 1). En un observatori fem això. Però a més tenim la responsabilitat de buscar, d'investigar. Hi ha planetes al voltant d'aquestes estrelles que veiem? Hi ha forats negres? De què està compost? És clar que aquests colors ens marquen que hi ha sulfurs, oxigen, hidrogen. Com sabem de què està composta la matèria si realment no hi podem anar, agafar una part i després portar-lo un microscopi i saber realment de quin element està composta, quines molècules té? Com arribem a saber aquesta composició? A quina velocitat s'allunyen, s'acosten, giren aquests cossos celestes? A quina distància estan també? Doncs totes aquestes coses és el que intentem resoldre des dels observatoris astronòmics.

Figura 1. Fotografia de la Nebulosa de la Trompa d'Elefant, per César Blanco González.

Per ara, l'únic que tenim d'aquests objectes que volem investigar és la seva llum. Dic que ara mateix, perquè des de fa molt poc tenim un camp nou d'investigació apassionant que és el de les ones gravitatòries o gravitacionals, que ens està traient una informació diferent a la de la llum. Aquestes ones gravitacionals són provocades per grans moviments de grans masses, com per exemple la fusió de forats negres, també fusió d'estrelles de neutrons, supernoves, ... són objectes i successos molt energètics que fan que el camp gravitatori variï. I som capaços de detectar-la amb detectors especials, com per exemple els detectors de LIGO, i és amb aquests detectors que estem obtenint un altre tipus d'informació molt interessant que no som capaços de detectar amb els telescopis normals. De tot això no en parlaré perquè és un camp molt nou que està just començant. De fet, LIGO ja ha detectat uns 60 esdeveniments.

Només parlaré del que és la radiació electromagnètica, de la llum. Només tenim la llum i amb això hem d'intentar esbrinar, investigar, intentar treure-li tota la informació. Llavors, què és el que fem? Doncs construïm telescopis que són uns vasos especials per recollir aquests fotons i després poder analitzar-los. Aquesta recol·lecció de llum és molt interessant perquè ja no només fem astronomia sinó astrofísica, perquè amb ella podem fer teories físiques que expliquin el que estem observant. És a dir, fem observacions, recollim dades, calculem velocitats, composicions, etc. I tot això ha d'estar explicat per les lleis de la física. Llavors, aquesta és la interacció tan xula que tenim per saber les coses: la teoria física i l'observació. L'experimental i la teoria estan totalment relacionats. L'observacional explica el teòric, i el teòric ha de complir l'observat. El que necessitem són uns ulls enormes, per així dir-ho, i aquests ulls enormes són els telescopis.

Tenim telescopis en el rang de l'òptic, i telescopis en el rang de les ones de ràdio. La resta hem d’enviar-ho a l'espai. Per què? Perquè ens agrada gastar diners i ser així com molt fashion? No. Resulta que tenim una atmosfera que envolta el nostre planeta Terra, que fa possible la vida, afortunadament, perquè ens evita moltíssimes radiacions, moltíssimes partícules que són perjudicials per a la vida. Però per a nosaltres, els astrofísics, l'atmosfera ens malmet les observacions perquè de tots els llums, de tot l'espectre electromagnètic, l'únic que travessa l'atmosfera és el rang del visible i el rang del ràdio. Per això construïm telescopis en el visible i radiotelescopis. Per a la resta necessitem enviar satèl·lits espacials, que tenen dins uns telescopis, per captar aquestes longituds d'ona.

Penseu que si les estrelles o si la galàxia emetessin només en el rang, per exemple, dels raigs X, nosaltres veuríem un cel totalment fosc; però afortunadament, els astres emeten en totes les longituds d'ona i nosaltres som capaços de veure'ls en el rang del visible. Aquesta radiació de la qual estic parlant, l'espectre electromagnètic, és una radiació que es propaga de manera periòdica, tant en l'espai com en el temps. Això és xulíssim perquè els físics ja podem classificar, organitzar i nomenar.

La llum és un espectre que es pot classificar per la seva longitud d'ona o per la seva freqüència. I ambdues magnituds estan relacionades per la velocitat, segons aquesta fórmula:

 v= fλ

On v és la velocitat, f la freqüència -quantes vegades es repeteix- i λ és la longitud d'ona -la mida de l'ona-.

La velocitat de la llum és una constant i és la velocitat màxima que es pot assolir a l'Univers. Són 300.000 quilòmetres per segon, més o menys.

A més, la freqüència multiplicada per una constant -la constant de Planck- ens dona l'energia:

 E= hf

Llavors, fixeu-vos com tenint simplement la longitud d'ona que m'arriba d'aquesta llum, puc treure la seva freqüència (la velocitat la coneixem) i també la seva energia. La longitud d'ona menys energètica són les ones de ràdio, després tindrem les microones, l'infraroig, el visible -que és el que capten els nostres ulls-, l'ultraviolat, els raigs X i els raigs gamma. Aquestes són totes les longituds, tota la llum que jo puc recollir dels meus astres per tenir tota la informació.

Us posaré un exemple amb les meves mans. Si observo les meves mans amb llum visible puc veure la seva estructura: estan formades per cinc dits, ungles, etc. Si en comptes de veure-les en el visible, les veig amb raigs X, veuré els meus ossos sense necessitat d'obrir-les. Ja tinc més informació. I si les veig amb llum infraroja estaré detectant diferents temperatures i podré veure les venes, les artèries, etc. que estan més calentes o més fredes.  És a dir, fixeu-vos que, simplement observant les meves mans amb diferents longituds d'ona, tota la informació que obtinc. Doncs això és el que fem a l'espai.

Nosaltres tenim, per exemple, la galàxia M51, la Galàxia del Remolí (figura 2). Si l'observem en el rang del visible, la que més coneixem i més acostumats estem a veure, estem veient les estrelles com el Sol, les que estan a una temperatura normal, que no són ni molt velles ni molt joves. Però fixeu-vos que, si em quedo només amb aquesta imatge, hi ha zones que estan fosques per la pols i no aconsegueixo veure més enllà. Si me'n vaig a radiacions de longituds d'ones majors, ones de ràdio, que serien les menys energètiques, veig les regions més fredes, les molècules com el diòxid de carboni. Fixeu-vos que així veig millor l'estructura espiral d'aquesta galàxia. Si observo la galàxia amb llum infraroja sóc capaç de veure les estrelles més antigues i fredes. La longitud d'ona és tan gran que soc capaç de travessar la pols! Per això els vespres són vermells. I podem veure les parts que estan fosques en el visible. I si me'n vaig a les longituds d'ona més petites, més estretes, veig els objectes més energètics com les estrelles nouvingudes, les més energètiques i blaves. I si vaig a longituds d'ona encara més estretes veig les explosions de raigs gamma o explosions de supernoves. Fixeu-vos que aquesta última imatge no té res a veure amb la imatge en visible.

Figura 2. Galàxia del Remolí (M51) en diferents rangs de longitud d'ona.

Amb una sola imatge de la galàxia tinc molta informació, però si encara vull obtenir moltíssima més informació, el que he de fer és disseccionar aquesta llum. Per això el que faig és obtenir l'espectre de la llum. Es tracta de dispersar la llum per veure quanta llum tinc en cada longitud d'ona: quanta en tinc en color groc, quanta en verd, quanta en blau, etc. i amb això soc capaç fins i tot d'obtenir l'energia.

Quan la llum del Sol passa per una gota d' aigua, es descompon en tots els seus colors: violeta, blau, verd, groc, etc. Formant l’arc de Sant Martí. Si en comptes d'una gota d'aigua utilitzo un prisma o una xarxa de difracció, sóc capaç de dispersar-la més. Realment dels espectres és d'on treiem més informació dels astres. Animo a tots els amateurs a què us fiqueu en aquest món de l'espectrografia en què es pot treure moltíssima més informació dels objectes. Cal reconèixer que és més lleig perquè només surten línies, però la informació que s'obté és infinitament més gran. Anem a veure-ho.

Primerament, com sempre, anem a la física. Per exemple, hi ha la llei de desplaçament de Wien que em relaciona directament la longitud màxima a la qual està emetent un cos amb la seva temperatura. Per exemple, la longitud màxima a la qual emet el nostre Sol se situa entre el groc i el verd. Si jo mesuro aquesta longitud d'ona màxima, obtinc que la seva temperatura és d'uns 6000 K. ¡Superxulo! Per què? Perquè llavors qualsevol objecte que jo capti al cel i capti quina és la seva longitud màxima en la qual està emetent, obtindré directament la seva temperatura. Això també ens passa a nosaltres, els humans. Com que tenim una temperatura d'uns 37 graus també emetem llum, però no és llum visible sinó llum infraroja. Si ens veiéssim amb unes càmeres de visió nocturna, brillaríem.

I ara tornem realment amb el que és l'espectre. L' espectre està intrínsicament relacionat amb l'estructura de la matèria, amb l'estructura atòmica. Tots sabem que un àtom està compost per un nucli, amb protons i neutrons, i electrons al seu voltant. Els electrons no es troben en posicions aleatòries sinó en uns nivells molt específics, que estan totalment determinats. Se'ls anomena orbitals i, com us deia, estan totalment determinats, amb unes energies molt ben determinades. Els nivells més propers al nucli tenen menys energia i els més llunyans tenen més energia. Normalment els electrons estan en els nivells menys energètics, però els podem excitar i poden saltar a nivells energètics més alts. Cada salt té una energia totalment característica. Recordem que l'energia està relacionada amb la freqüència, i la freqüència amb la longitud d'ona. Llavors, si excitem un electró i va a nivells d' energia més energètics, es produeix una absorció en una línia, en una longitud d'ona molt característica, que està totalment determinades amb el tipus d’element que és.

Figura 3. Espectres d' absorció i d' emissió de l' hidrogen, heli, oxigen i silici.

Aquí tenim l'espectre de l'hidrogen (figura 3). El tenim d'absorció i d'emissió. Emissió seria quan l'electró es mou als nivells energètics inferiors, de menys energia. En passar de nivells superiors a nivells inferiors, de més energètics a menys, desprèn energia amb una longitud d'ona característica. Si és al revés, està absorbint energia, els electrons es mouen a les capes superiors. Llavors, veuríem una sèrie de línies. En el cas de l’hidrogen, per exemple, veuria una línia vermella molt característica, que és la línia H-alfa, una altra línia celeste, una de blava i una morada. Si jo veig aquest espectre, ja sigui d'absorció o d'emissió, aquí o a Mart, sé perfectament que la matèria és hidrogen. Si en canvi veig unes línies vermelloses, una groga, una verda, dues morades i una blava seria heli.

Fixeu-vos que quan estem detectant l'espectre d'un astre, és molt més lleig que una imatge, perquè l'únic que veiem són línies. I ull perquè si anem a elements més complexos que tenen més electrons, les línies comencen a ser com un codi de barres. Però és un codi de barres molt característic perquè és específic de cadascun dels elements de la taula periòdica. Llavors, de la mateixa manera que amb un codi de barres podem saber quin article és del supermercat, amb un espectre podem obtenir molta informació de l'astre que estem escanejant. De moment podem saber de quins elements químics està format.

Una gran artista catalana, Eugènia Balcells, el 2012, que va ser l'any dels elements químics, es va assabentar d'aquesta característica dels elements –que cada element té unes línies, uns colors específics i característics– i va crear una exposició en què et ficaves en una habitació que deia "l'habitació del sodi" i travessaves realment aquestes línies. La veritat és que va ser una exposició xulíssima i va ser també molt didàctica i divulgativa, i de fet va crear una taula periòdica enorme amb totes les línies.

Després hi ha el famós efecte i que tant coneixem, sobretot amb el so. Jo escolto una ambulància, i quan s'acosta noto que les ones es van aguditzant, perquè realment les ones de so es van aixafant, es van fent cada vegada més agudes, i quan s'allunya es tornen més greus. Bé, doncs amb les ones de la llum, amb les ones de l'espectre electromagnètic, passa exactament igual. Les longituds d'ona de la llum, quan s'estan acostant, es tornen més estretes, més blaves; i quan s'estan allunyant, es tornen més amplades, més vermelles. Per tant, si observo unes línies desplaçades cap al color vermell seré capaç de calcular la velocitat a la qual s'allunya aquest astre de nosaltres, i viceversa, si observo línies desplaçades cap al blau, seré capaç de calcular la velocitat a la qual s'acosta l'astre.

Fixeu-vos quina cosa tan xula! Amb els espectres estem obtenint la temperatura, que està relacionada amb la longitud màxima d'emissió, estem obtenint la composició química, que són les línies que surten, i a més obtenim la velocitat a la qual s'està allunyant o acostant un astre. Fins i tot, si tinc un objecte que d'una banda s'està acostant perquè la longitud d'ona es torna blava i de l’altra banda s’està allunyant perquè la longitud d’ona es torna blava, significa que està rotant. Llavors també soc capaç d’obtenir la velocitat de rotació. Fixeu-vos tota la informació que tenim amb els espectres!

Bé, ja està clar que hem de recollir tota la llum que puguem. Amb què ho recollim? Doncs amb telescopis que tenim en observatoris com, per exemple, en el que treballo jo: l'Observatori de Calar Alto. És a Almeria, al sud de la Península Ibèrica, on tenim uns cels que són transparents i nets, i que continuen sent foscos. Treballem tots els dies de l'any amb un 70% de nits útils. Això és la mínima característica que ha de tenir un observatori. Vosaltres sabeu que, per molts diners que tinguin algunes persones o alguns països, no poden col·locar a la seva terra, al seu país, un observatori. Els observatoris cal col·locar-los a prop dels deserts, on tenim els grans cinturons d'altes pressions. On hi ha un desert significa que no hi ha núvols, no plou i a això nosaltres, els astrofísics, és el que ens interessa.

On són els grans observatoris? Els tenim a Xile, a Hawái i a Canàries. I aquí a Almeria, al sud de la Península Ibèrica, on tenim el desert de Tavernes, que demostra que és una zona que té els cels sense núvols. També és important col·locar aquests telescopis a altituds majors de 2.000 metres. Nosaltres a l'Observatori de Calar Alto estem a 2.168 metres, just al límit on podem col·locar un observatori, però aquí estem.

He comentat que tenim els cels foscos, però tenim un gran perill ! Us mostro un mapa de 2014, i fixeu-vos en tots aquests punts lluminosos que tenim a la nit. És increïble. Estem fent de dia la nit. És increïble com estem contaminant el cel. Aquí al sud, una zona que veieu més cap a la dreta, més fosca, aquí és on està la Serra dels Filabres, amb l'Observatori de Calar Alto. Fixeu-vos que no som tan conscients d'aquesta contaminació lumínica que no només ens afecta al cel, a les observacions astronòmiques, sinó que també afecta el nostre biorrítme humà, l'ecologia, els ecosistemes que tenim al voltant. Estem matant ja espècies d'ocells que nien en arbres on ens hem inflat a posar bombetes, i els ocells ja no saben si és de dia o de nit, se'ls oblida alimentar les cries. És a dir, és realment un desastre que estem cometent, com sempre els humans, de contaminar.

Fixeu-vos que, fins i tot, els que se suposa que som amants del cel, contaminem. Us mostreu una imatge de l'Observatori de Calar Alto -al fons es veu el telescopi de 3,5 metres- en una nit de les Perseides (figura 4), una nit de principis d'agost, on els amants dels astres pugen a veure l'Observatori de Calar Alto, com es pot anar a qualsevol altre lloc que sigui fosc per veure aquesta maravella de pluja d'estrelles. Doncs fixeu-vos com fins i tot els amants d’aquesta meravella envaeixen la carretera amb tots els fars encesos, amb llanternes, una llum increïble de LEDs. És increïble que ni tan sols els aficionats som conscients del que estem contaminant, és una vergonya.

Figura 4. Cúpula del telescopi de 3.5m de Calar Alto i voltants envaïts de gent observant les Perseides amb fars i llanternes enceses.

Nosaltres a l'Observatori de Calar Alto, des del 2007, David Galadí va començar una lluita contra la contaminació lumínica per demostrar l'important que és aquest recurs natural, i vam aconseguir que el 2010 s'aprovés una llei de protecció del cel. Els canaris ja la tenen, ens porten molt avantatge, i nosaltres a Andalusia vam aconseguir aquesta llei, però certs empresaris i alcaldes van aconseguir derogar-la el 2016. Però estem molt contents a Andalusia perquè fa molt poquet, l'11 de febrer de 2025, que hem aconseguit que aquesta llei tornés amb força, i ja tenim zones protegides al cel d'Andalusia, sobretot dues zones d'interès, que són les que envolten l'Observatori de Calar Alto i l'Observatori de Sierra Nevada,  que pertany a l'Institut d'Astrofísica d'Andalusia. Estem molt contents amb aquesta llei que ha de fer que uns 80 municipis al voltant d'aquestes zones hagin de canviar la seva lluminària. Cal il·luminar, però amb seny, que fins i tot és energèticament més sostenible.

L'Observatori de Calar Alto el 2023 va complir 50 anys, i voldria fer-vos un apunt històric ràpid. Va començar l'any 1973 amb un acord alemany-espanyol. Llavors era un 90% alemany i un 10% espanyol. La primera llum del telescopi més petit -1,23 metres- va ser el 1975, del telescopi de 2,2 m va ser el 1979, i del telescopi de 3,5 m va ser el 1984. A partir del 2004-2005, els alemanys van cedir i la participació va ser del 50% per a cada país. I a partir del 2019 els alemanys van deixar de ser propietaris de l'observatori i van cedir la seva part a la Junta d'Andalusia.

Aquí teniu una imatge satèl·lit del nostre observatori (figura 5), amb els noms dels telescopis. Com jo sempre explico, és un observatori alemany, i els alemanys no són gaire creatius a l'hora de posar els noms. Així que els telescopis es denominen segons el seu diàmetre.

Figura 5. Fotografia aèria de l'Observatori de Calar Alto amb etiquetes identificatives dels diferents telescopis i instal·lacions.

Com us dic, a l'observatori tenim una qualitat de cel excepcional, encara, i amb aquesta nova llei de protecció, tindrem observatori de Calar Alto i cels bons per a estona! Tenim un seeing per sota de la mitjana, per sota d'un segon d'arc, cosa que demostra que són uns cels molt estables. I tenim una extinció per sota de les 0,16 magnituds per massa d'aire. És a dir, que són uns cels nets i transparents. Durant aquests 50 anys hem portat una estadística en què de les 365 nits que té l'any, 230 són nits completament útils. Som un equip ja molt experimentat i aconseguim que fins i tot el temps perdut per problemes tècnics al nostre observatori estigui per sota del 2,7% a l'any. Són uns bons resultats, i això ens porta al fet que cada vegada tinguem més publicacions científiques basades en observacions fetes en el nostre observatori, de les quals estem molt orgullosos i molt contents.

Tenim una plantilla d'unes 40 persones, no només d’astrònoms, sinó amb tècnics en mecànica, en manteniment, en informàtica, en electrònica, gent d'administració i de serveis. D'astrònoms, alguns treballem de dia per preparar les observacions, i d'altres treballen de nit.

Els nostres telescopis tenen unes muntures equatorials que fan que el seguiment sigui dels més precisos, des dels telescopis més petits de 50 centímetres, fins al nostre gran telescopi de 3,5 m. Els telescopis són de tipus Cassegrain, que coneixeu tots perfectament. La llum arriba a un mirall primari, és reflectida a un mirall secundari, que al seu torn la reflecteix a un instrument per obtenir tota la informació. Els nostres miralls tenen un forat al centre, perquè la llum vagi a l'instrument.

Parlaré una mica dels miralls perquè són les parts més importants d'un telescopi, la part més cara i la més pesada. Els nostres telescopis tenen uns miralls de vitroceràmica. Fixeu-vos l'amplada o gruix que tenen, pesen de l'ordre de 10-12 tones. Heu de pensar que hi ha hagut un desenvolupament bestial buscant el millor material per a la construcció d'aquests miralls. Volem miralls que siguin pràcticament perfectes, que siguin obres mestres. Llavors, van començar amb vidre, després van ser de cristall, que són més resistents, després materials ceràmics i ara tenim materials vitroceràmics, que tenen uns nivells de deformació, ja sigui per temperatura o per tensions, totalment nuls. Són molt estables i, com us dic, pràcticament perfectes. Tenim dues càmeres d'aluminitzat i nosaltres mateixos aluminitzem els miralls. El gruix d'alumini que arribem a posar als miralls és de tan sols 0,0001 mil·límetre. Amb 10 grams d'alumini pur, aluminitzem un mirall de 8 metres de diàmetre. A les càmeres d'aluminització aconseguim un buit gairebé perfecte, amb una pressió d'una mil·lionèsima part de la pressió normal. S'aplica l'alumini a un corrent elèctric d' uns 4.000 amperis, i en tan sols 80 segons, l'alumini s'evapora i s'adhereix de manera totalment uniforme i homogènia en totes les direccions de l' espai. I això fa que fins i tot s'arribi a enganxar-se al mirall.

Quan em pregunten per a què serveix un telescopi, m’encanta respondre que és per fregir un ou fregit, perquè el material vitroceràmic del qual estan fets alguns telescopis és, precisament, el mateix que tenim a les nostres cuines. Ara bé, la funció real dels telescopis és recollir la llum. I què en fem, d’aquesta llum?

Doncs, si fóssim a l’època del 1600 o del 1700, com Galileu Galilei o Carolina Herschel, els astrofísics hauríem de mirar amb els nostres ulls i fer dibuixos del que veiéssim. I, per cert, aquella gent ho feia de meravella. Galileu va dibuixar les llunes de Júpiter, els cràters de la Lluna... I Carolina Herschel va fer els primers dibuixos de les estrelles de la nostra Via Làctia. De fet, va ser la primera representació que tenim de la galàxia, feta amb molta precisió, marcant fins i tot la banda de pols i la posició del nostre Sol dins la Via Làctia.

Afortunadament, més endavant van aparèixer les plaques fotogràfiques. Des de la invenció de la fotografia fins a la seva aplicació a l’astronomia només van passar 20 anys. L’any 1840, John William Draper ja va fer la primera imatge de la Lluna. Em sembla al·lucinant com una nova tecnologia pot ser aprofitada immediatament per a l’astronomia. I no només aprofitada, sinó desenvolupada! Perquè el fill de John William Draper, Henry, i la seva nora, Mary Anna Draper, van ser veritables pioners. L’any 1872 ja van ser capaços d’obtenir l’espectre d’una estrella i identificar cinc línies d’absorció. Al·lucinant!

Fins i tot van ser capaços de capturar una fotografia —la primera!— de la nebulosa d’Orió. M’encanta mostrar-la i comparar-la amb la del Hubble. Han passat més de cent anys entre una imatge i l’altra (figura 6). És clar, la del Hubble és espectacular, però fixeu-vos en el nivell de precisió que ja tenia la fotografia dels Draper.

Amb la fotografia, l’astronomia va fer un gran pas endavant, perquè finalment teníem alguna cosa que podíem conservar, enregistrar, examinar... Però les plaques fotogràfiques no tenen una resposta lineal, i això fa molt difícil fer ciència amb elles.

Per sort, fa relativament poc van aparèixer les càmeres CCD.

Figura 6. Primera fotografia de la nebulosa d'Orió (esquerra) i fotografia actual de la nebulosa presa pel Telescopi Espacial Hubble (dreta).

A mi m’encanta mostrar la càmera CCD que tenim dins de tots els mòbils. Aquest petit component, de només 2 megapíxels i que costa 8 euros, és una meravella. Les càmeres CCD han suposat un gran avenç: tenen una eficiència molt alta, una resposta lineal, i fan molt més senzilles tant l’adquisició com el processament de dades. I amb això, ja podem fer ciència.

Una ciència que, fins i tot, podem estendre a longituds d’ona de l’infraroig, on la temperatura —com ja hem comentat— és un factor clau. Som capaços de refredar aquestes CCD fins als -190 graus!

Així doncs, ja tenim els nostres telescopis, les nostres càmeres, les nostres CCD... I ara posem a treballar els enginyers, els òptics i els electrònics als laboratoris perquè ens construeixin instruments capaços de fer la dispersió —o dissecció— de la llum de la manera més precisa i amb la màxima resolució possible.

Figura 7. Telescopi 3.5m de l'Observatori de Calar Alto, el telescopi més gran de l'Europa continental.

Per exemple, al nostre telescopi més gran (figura 7) tenim un instrument anomenat CARMENES, que ofereix una resolució espectacular. És capaç de detectar variacions en la longitud d’ona de només 0,0001 nanòmetres. Això li permet detectar canvis en la velocitat radial d’un objecte que es mou a tan sols un metre per segon —que és, per entendre’ns, la velocitat d’una persona caminant per l’andana d’una estació.

Fixeu-vos: al nostre Sistema Solar, la Terra gira al voltant del Sol, però no ho fa exactament al voltant del Sol, sinó al voltant del centre de masses comú entre tots dos. El Sol influeix en la Terra, però la Terra també exerceix una petita influència sobre el Sol. És cert que és molt menor, a causa de la diferència de masses, però existeix. El Sol també es mou al voltant d’aquest centre de masses. Per exemple, la Terra li provoca un moviment de 9 cm/s, mentre que Júpiter, en ser molt més massiu, li provoca un moviment de 10 m/s.

Amb CARMENES, som capaços de detectar aquest moviment del Sol provocat per Júpiter com si l’observéssim des de molt lluny. Això vol dir que podem detectar exoplanetes tipus Júpiter, però encara no exoplanetes tipus Terra al voltant d’estrelles com el Sol. Ara bé, si l’estrella és més petita i menys massiva, el vaivé produït per un planeta de tipus terrestre sí que és detectable. I els estem detectant!

Amb aquest instrument, ja hem descobert 65 exoplanetes, dels quals 15 són semblants a la Terra. I no només els detectem, sinó que podem analitzar si tenen atmosfera i de què està composta.

Per exemple, a l’estrella GJ 3512 vam detectar un planeta que es va formar per la fragmentació d’un disc al voltant de l’estrella, i no pel procés més habitual d’acumulació gradual de material als discos protoplanetaris. Això ens obliga a replantejar els models clàssics de formació planetària.

També estem descobrint planetes a temperatures de fins a 4.000 graus, tan altes que s’estan evaporant literalment.

Quedeu-vos amb una idea: totes les estrelles que veiem al cel tenen planetes al seu voltant. Cada vegada que mireu el firmament, penseu que sempre hi ha planetes. Aquest descobriment és molt recent, i em fa pensar que fa només uns segles, hi va haver persones que van ser cremades per afirmar això, com Giordano Bruno. Fixeu-vos com hem avançat!

També és fascinant una altra línia de recerca que desenvolupem a l’Observatori de Calar Alto. Al nostre telescopi més gran, de 3,5 metres, a més del CARMENES, hi tenim un altre instrument molt interessant: un espectrògraf de dues dimensions, de camp integral. És genial perquè, en lloc de capturar un únic espectre, utilitzem fibres òptiques i en traiem molts espectres simultàniament.

Amb aquest espectrògraf participem en un projecte molt interessant anomenat CAVITY, que es desenvolupa des de la Universitat de Granada. Com sabeu, les grans estructures de l’univers estan formades per filaments on es concentren la majoria de galàxies. Però aquest grup, utilitzant l’espectrògraf PIMAS (instal·lat també al telescopi de 3,5 m), ha trobat galàxies en els grans buits d’aquestes estructures, on, en teoria, no n’hauria d’haver cap. Ara estan estudiant com són, com evolucionen, de què estan formades i si s’assemblen o no a les galàxies situades dins els filaments principals.

I això no és tot. Tenim molts més projectes que fan ús de diversos instruments. Per exemple, al telescopi de 3,5 metres també tenim Omega2000, una càmera de gran camp per a observacions en l’infraroig; o LAICA, una càmera d’imatge en llum visible. I al telescopi de 2,2 metres (figura 8), hi tenim instruments com CAFOS, un instrument molt versàtil que ens permet extreure espectres i mesurar la polarització de la llum. Amb ell, per exemple, estem fent un estudi fascinant sobre forats negres, observant com aquests monstres de l’univers s’alimenten: com acreten la matèria del disc que els envolta, amb quina freqüència ho fan i com creixen al llarg del temps.

Figura 8. Telescopi 2.2m de l' Observatori de Calar Alto, el segon més gran de l' observatori.

Tenim un altre instrument que es diu AstraLux, que també és molt interessant. Com sabeu, l’atmosfera terrestre presenta turbulències que impedeixen que la llum dels astres es concentri en un sol punt. Aquesta distorsió s’anomena seeing i fa que, en lloc de punts nítids, veiem taques difuses.

Doncs bé, AstraLux és capaç de capturar unes 5.000 imatges per segon, i després seleccionem les millors, les sumem, i així obtenim una imatge final amb molta més resolució. El resultat són imatges comparables a les del Telescopi Espacial Hubble. Impressionant, oi?

Un altre instrument que col·loquem al telescopi de 2,2 metres és el PlanetCam, desenvolupat per la Universitat del País Basc. Aquest instrument no obté només una imatge, sinó dues simultàniament: una en l’infraroig i una altra en el visible. Com funciona? La llum entra a l’instrument, un dicroic la separa en dues: la part infraroja d’una banda i la visible per l’altra. Després, utilitzem dues càmeres tipus AstraLux per capturar ambdós canals amb una resolució altíssima.

Amb el PlanetCam es duen a terme estudis planetaris que ens permeten obtenir informació fascinant sobre les atmosferes dels planetes del Sistema Solar (figura 9).

Figura 9. Observacions amb l' instrument PlanetCam del telescopi 2.2m de l' Observatori de Calar Alto.

Amb els telescopis més petits també estem fent molta recerca, i molt interessant. Per exemple, amb la càmera Smith tenim un acord amb l’Agència Espacial Europea (ESA) per fer una campanya de detecció d’objectes propers a la Terra. Col·laborem amb ells en defensa planetària —que sona molt bé— per detectar possibles objectes que puguin estar a prop del nostre planeta i que podrien col·lidir amb la Terra.

Des de Calar Alto ja hem descobert uns 2.000 objectes propers a la Terra. Ara, atenció: que diguem "propers" no vol dir que estiguin a tocar. De fet, poden estar molt més lluny que la distància entre la Terra i la Lluna! Que jo sàpiga, ja es coneixen uns 30.000 meteorits que han arribat a la superfície terrestre. Així que sí, alguns acaben col·lisionant amb la Terra. I només cal mirar la Lluna, plena de cràters, per saber que això ja ha passat, passa i tornarà a passar.

El més curiós és que, gràcies a aquest estudi amb l’ESA, també estem detectant molta brossa espacial. Els humans som especialistes a contaminar: ho fem amb llum artificial (la contaminació lumínica) i també amb escombraries a l’espai. Fins ara, hem arribat a detectar 22.000 objectes, dels quals uns 2.000 serien potencialment problemàtics. I què dir del que s’està llançant actualment a l’espai? Com que no hi ha una legislació clara, ara mateix, qui té diners pot enviar satèl·lits. Si després no funcionen, es queden allà flotant, convertits en brossa espacial. Tenim una quantitat increïble d’escombraries a l’espai, i això ja està afectant les comunicacions.

Amb el telescopi d’1,23 metres també fem molta divulgació científica. I això no és tot: tenim molts altres projectes. Per exemple, per al 2028 tindrem quatre espectrògrafs PIMAS, amb els quals assolirem una resolució espacial molt més alta. Aquest instrument l’estem construint dins d’un consorci liderat per la Universitat Complutense de Madrid, amb la col·laboració d’altres institucions. Es dirà TARSIS.

També acabem d’estrenar una nova càmera infraroja, que ja hem comissionat i que posarem a disposició de la comunitat científica el proper semestre, a partir del juliol del 2025. Es tracta de PANIC, una càmera d’infraroig de gran camp que instal·larem al telescopi de 2,2 metres.

I tenim altres projectes realment fascinants, com ara MARCOT, que busca sumar la llum de diversos telescopis petits per aconseguir un resultat equivalent al d’un telescopi molt gran. És a dir, estem intentant construir "telescopis grans" amb pocs recursos, aprofitant el que ja tenim.

Conferència de l'Astronòmica de Sabadell. Mario Bautista, 20 de març de 2025

Parlarem una mica de l'agricultura espacial. Aquest concepte engloba tres branques fonamentals. Una és la biologia, que s'encarrega de la part del conreu. Una altra part és la geologia, perquè com tot conreu necessitem un substrat, un suport material per a aquest cultiu. I després una part, per sort per mi, és la part de l'enginyeria, perquè hem d'assegurar que hi hagi unes condicions d'habitabilitat en un entorn hostil com pot ser l'espai. Faré un petit preàmbul del concepte de l'agricultura i després anirem avançant cap als reptes que suposa el tema de conrear en entorns hostils o amb microgravetat, com pot ser l'espai. 

Una mica de context. Intentaré no estendre'm massa. La història situa l'agricultura fa uns 12.000 anys d'antiguitat. Aquest número pot variar, pot ser abans o després. Però el que sí que és clar és que va suposar un abans i un després per a la humanitat. Abans de l'agricultura érem caçadors recol·lectors i des que es va iniciar aquesta forma de vida, va ser possible crear els primers assentaments humans, que són la base de la societat actual i que, sens dubte, sense ella, no hauríem arribat on som avui dia, ni quant a avanç tecnològic, ni avanç social. Aleshores, l'agricultura va ser un aliat crucial per als primers humans que van començar a organitzar-se de forma diferent. Van sorgir nous rols perquè ja no només era caçar i recollir, també va començar a aparèixer el bescanvi, per exemple. En tenir més proveïment, més producte agrícola recol·lectat, era més fàcil, bé si jo tinc 10 tomàquets, tu tens 5 enciams, podem fer un petit bescanvi. I d'aquesta forma, doncs, es va anar avançant cap a la societat que tenim avui dia.  

L'agricultura no només va servir perquè ens organitzéssim d'una forma diferent, sinó que també va facilitar que les persones poguessin obtenir un aliment de forma constant, patir menys riscos a l'hora de poder enfrontar-se a la natura, als perills de la natura quan anem a caçar o quan anem a recollir. Això va facilitar que aquests primers assentaments poguessin créixer i formar aquestes primeres aldees on ja es va començar a formar una estructura social. Aquest és el precursor de la nostra organització social actual.  

L'ésser humà com a espècie, encara que l'agricultura va ser vital en la nostra evolució, no hem parat d'evolucionar. Ara estem a les portes de convertir-nos en una espècie interplanetària. Hi ha ja moltes idees de com podem arribar a habitar altres cossos celestes, com pot ser Mart en un futur una mica més llunyà que la Lluna, per exemple. Ara entrarem més en el detall de tot això.  

Com podem imaginar-nos, el que és l'exploració espacial suposa un repte. Aquí som, som el producte de mil·lennis d'evolució sota unes condicions que són les del planeta Terra, on tenim una atmosfera, una gravetat determinada i un munt de components que han fet que la vida sigui possible com és avui dia. Però allà fora tot és molt més dur, molt més hostil i molt més difícil perquè proliferi la vida, no? 

Aleshores, necessitem que hi hagi algun tipus de facilitat, algun tipus d'infraestructura que permeti l'avanç de l'espècie. Aleshores, per això estem veient una proliferació d'una segona carrera espacial, podríem dir-ho així, on hi ha cada vegada més estacions espacials. Hi ha un munt d'interès a nivell també comercial per tot el que és l'exploració de l'espai. I en les pròximes dècades veurem un boom en tot això. I potser la gent més jove fins i tot arribarà a veure els primers assentaments en un altre planeta, com pot ser Mart. Des que el 1969 en la missió Apol·lo 11 arribéssim a la Lluna, el que és l'exploració del nostre astre natural ha passat per diferents fases. Al principi, estava més basada en comprovar, en demostrar que podíem arribar a la Lluna. Després, hi va haver una sèrie de missions també més científiques des del punt de vista de poder fer investigacions, per exemple, sobre el regolit, que és el material del qual està compost aquest mantell de la Lluna. Regolit ve de "litos", pedra, el final, i "rego" em sembla que ve del grec i significa mantell, és com mantell rocós. No és només de la Lluna, vull aclarir que el regolit es pot referir a altres planetes també.  

La majoria d'aquestes missions, a causa que l'aliment que tenien els astronautes era el que es podia enviar des d'un principi, des de la Terra, eren d'una durada relativament limitada. Això no ens permet habitar un altre cos celeste si hem d'estar fent contínuament enviaments de queviures, aliment i nutrients per a aquestes colònies que van a estar allà fora. Sens dubte, és tot un repte, un repte tecnològic i biològic.  

Figura 1. Concepte artístic d'una base lunar.  

Avui dia, amb el programa Artemis, liderat per la NASA i també amb la participació d'agències com l'ESA o Roscosmos, la idea és poder demostrar que podem tenir assentaments humans estables i sostenibles, per exemple, a la Lluna. Encara que la meta està més enllà, que és Mart, un primer pas seria poder tenir assentaments sostenibles, com dic, autosostenibles a la Lluna. Aquí és on és vital no dependre de la Terra. Estem parlant de missions de molt llarga durada, fins i tot permanents. Aleshores, es torna vital haver de conrear el propi aliment, haver de produir-lo allà on estiguis. No dependre d'enviaments d'aliment, donat que qualsevol enviament que fem a l'espai és una quantitat enorme de diners i d'energia. Aleshores, hem de pensar més en la sostenibilitat.  

Perquè ens fem una idea, qualsevol quilogram que enviem a l'espai del que sigui, si l'enviem a l'òrbita LEO (l'òrbita baixa de la Terra), ve a costar uns 50.000 euros, però si l'enviem a la Lluna, estem parlant de més de mig milió d'euros. Això s'ha abaratit moltíssim en els últims anys a causa del desenvolupament tecnològic que hi ha, però fa anys, fa 20, 30 anys, com podeu imaginar, els costos eren totalment estratosfèrics, mai millor dit.  

Aleshores, per sort, encara que això s'està abaratint, no és una via sostenible ni molt menys, el poder estar contínuament enviant. En les primeres missions, fins i tot avui dia, tots els enviaments d'aliment es realitzen intentant que ocupin el mínim possible i amb un pes bastant lleuger, i al final no és producte fresc tampoc el que consumeixen aquests astronautes. Nosaltres el que volem ajudar a desenvolupar i investigar és no només a aportar nutrients o aliment a aquestes persones, sinó també a generar hàbitats autosostenibles, on també es pugui comptar amb la generació d'oxigen, per exemple, gràcies a la fotosíntesi.  

També s'ha demostrat que hi ha un impacte positiu psicològic en els astronautes quan es dediquen al cultiu i a la cura de plantes, perquè al final suposa distreure't, focalitzar-te en una altra cosa, generes un vincle amb un ésser viu, fa que aquestes missions que de vegades són molt rutinàries i molt llargues... s'ha estudiat a l'Estació Espacial Internacional, per exemple, que el cultiu suposa un impacte positiu per a aquests astronautes a nivell psicològic. 

Figura 2. Experiment amb plantes a l'Estació Espacial Internacional.

Un factor important sobre el cultiu de, en aquest cas, vegetals en un altre astre, direm la Lluna en aquest cas, és el concepte d'ISRU, per les seves sigles en anglès, In-Situ Resources Utilization, això vol dir, utilització de recursos in-situ. Això és el que comentava una mica abans. Es tracta de concebre aquesta producció d'aliment d'una forma que només dependrem dels recursos que hi ha en aquest lloc.  

Aleshores, si jo tinc una planta que fa la fotosíntesi, tinc la llum, puc generar oxigen, absorbir el CO₂ que exhalen els astronautes. Després ho comentaré. En el mantell regolític de la Lluna hi ha moltíssim gel barrejat amb el regolit. Ja comencem a tenir una sèrie d'elements que ens permeten dur a terme la proliferació de la vida, en aquest cas vegetal, i generar sistemes de suport vital tancats, on es generi aquesta simbiosi entre tots els elements. Aquí és on som nosaltres focalitzats ara mateix, que és en les influències de la microgravetat en el creixement i en el cultiu de plantes. Les plantes, en aquest cas, han evolucionat des de centenars de milions d'anys. No sé si tinc bé la xifra ara mateix al cap, però daten de fa 500 milions d'anys, si no més. I si alguna cosa ha hagut constant en tot aquest temps, i mira que han canviat coses al planeta, és l'atracció gravitatòria. El famós 9,8 metres per segon al quadrat. Aleshores, si traiem aquest element de l'equació, que ha estat una constant, com dic, alguna cosa immutable, com afecta al creixement de les plantes? Això té una afectació que després comentarem.  

Com vaig dir en els seus inicis, l'agricultura va ser una aliada per al desenvolupament de l'ésser humà i estem segurs que ho serà també per a les dècades futures. Sens dubte, com he comentat també, els beneficis van més enllà només de la nutrició, sinó també de la investigació i beneficis psicològics a l'hora de poder abstraure't de la teva rutina i de la teva missió que és tan dura.  

Tot això queda molt bonic explicat, però la crua realitat és que suposa un repte, un repte tecnològic, un repte biològic, perquè la diferència de gravetat en altres cossos, en el cas de la Lluna és sis vegades menor, ve a ser 1,7 metres per segon al quadrat. En el cas de Mart, unes 2,5 o 2,6 vegades menor. No només afecta a com es mouen els astronautes, no simplement els permet aixecar més pes amb menys esforç. No. Això fa que un munt de variables, fins i tot els gasos de l'aire, es comportin d'una altra forma al voltant de la planta.  

Volia comentar-vos també breument que també tenim a la Terra formes de fer estudis amb gravetat zero o properes a zero. Un exemple que he posat és una drop tower, que és una torre que hi ha a Bremen, la qual té uns 150 metres d'altura. Permet fer experiments científics per prendre dades de com afecta la manca de gravetat en certs estudis, ja sigui de fluids, sòlids o el que sigui, deixant caure una càpsula experimental des del cim d'aquesta torre d'uns 150 metres, fent un buit prèviament, extraient tot l'aire d'aquí dins i deixant-la caure en caiguda lliure. Això, quant creieu que ens pot donar de temps de caiguda lliure per fer un estudi i prendre dades? Segons. No arribem ni al minut. Sí, estem parlant de 4 segons i mig més o menys d'experiment. Quantes dades podem obtenir en 4 segons i mig que siguin de veritable utilitat? Estem una mica limitats a la Terra. Ells tenen una altra variant que consisteix a catapultar aquesta càpsula des de baix i dupliquen el temps de l'experiment. Però estem parlant de 9 segons i escaig.  

Aleshores, com podem veure, si volem estudiar com es desenvolupa una planta en microgravetat, no podem comptar amb aquest tipus d'aparellatge, perquè en segons no tens cap dada real, ni tan sols de la germinació d'una llavor. Les llavors més ràpides triguen unes 24 o 48 hores a brotar. Hi ha altres molt tardanes, com la maduixa, que triga 20 dies a germinar. Però com podeu veure, en segons és impossible obtenir dades. Gràcies a que tenim l'Estació Espacial, allà sí que s'han pogut fer estudis de microgravetat del creixement de les plantes i s'han pogut obtenir dades reals de com pot arribar a influir això.  

Ara parlarem una mica de les condicions a la Lluna a l'hora de com se sentiria una planta allà. A part de la gravetat, a banda que juga un paper fonamental i no he parat de mencionar-la, hi ha molts altres aspectes que suposen un repte i que fan que sigui tan hostil. Un d'ells és el rang de temperatures. Durant el dia lunar, que ve a durar 14,75 dies terrestres, o sigui una mica més de dues setmanes, les temperatures superen els 120 graus, gairebé res, però per la nit, que tornen a ser altres dues setmanes, baixem de 200 negatius Celsius. Aleshores, quin organisme macroscòpic pot sobreviure amb aquest rang de temperatures? Això suposa, sens dubte, un repte. Després, no oblidem la radiació. Tenim radiació directa del sol, no tenim atmosfera. La pressió és pràcticament inexistent, estem parlant de buit. I finalment, el regolit, aquest mantell que cobreix tota la Lluna, és absolutament estèril. Nosaltres quan parlem d'un substrat terrestre, pensem que simplement hi ha minerals i l'anomenem comunament terra, però hi ha un munt de components químics i orgànics que fan que sigui fèrtil. Això és absolutament inert, o sigui, oblideu-vos de poder plantar res aquí directament simplement afegint aigua. No és així de fàcil.  

Aleshores necessitem un entorn controlat que ens ajudi a mitigar aquestes hostilitats. Aquí és on nosaltres intentem afrontar tres pilars fonamentals.  

Un és la biologia vegetal, que és el nucli de tot el projecte. Després, com mencionava al principi de la xerrada, l'enginyeria espacial per poder donar suport i fer possible l'experiment. I després, la geologia planetària. Dins de les múltiples branques que té la geologia, hi ha experts que són geòlegs planetaris. Jo no ho sabia fins que vaig entrar en aquest projecte, però hi ha persones que es dediquen a estudiar en mostres, també basat en imatges, tota la composició mineral i geològica d'altres cossos. I ja veurem que hi ha algunes similituds amb certs llocs de la Terra. Això ens serveix una mica de com s'ha anat enfocant el nostre estudi.  

Figura 3. Pilars del projecte Green Moon.

Green Moon Project va néixer el 2016 en un concurs que va organitzar Google Lunar i X-Prize, que consistia bàsicament en subvencionar una missió privada que pogués assegurar que es podia aterrar a la Lluna. Era una convocatòria anual, si no m'equivoco. Jo encara no formava part de l'equip en aquesta època. Van ser tres estudiants malaguenys. Es van presentar 3400 idees o equips i, al final, Green Moon va ser una de les 15 finalistes, l'única proposta espanyola que va arribar a aquest estadi del concurs. Any rere any, es va seguir convocant aquesta convocatòria, que cada any havia de demostrar certs avenços, però al final Google va tallar el grifo de la subvenció i al final no va arribar a cap bon port tot aquest projecte. Però bé, aquests van ser els nostres inicis. Ara aquí he posat algunes de les cares que estem més freqüentment orbitant al voltant del projecte. Hi ha hagut moltes persones que han anat, vingut, han fet la seva aportació des de la seva àrea d'especialització. Hi ha hagut empreses, tant públiques com privades, que també han fet la seva petita aportació, entre elles universitats, DHV, empreses de fertilitzant i de plantes, que això és vital, com ja veurem. A Lanzarote, a l'illa de La Palma, també ens han cedit mostres del seu sòl volcànic, que veurem que serà molt important per tota aquesta caracterització del sòl en el qual conrear. També hem comptat amb altres empreses i universitats que ens han ajudat fins ara i seguiran fent-ho per seguir prosperant en aquesta línia d'investigació.  

Al maig de 2024 vam publicar un paper, un article científic a Elsevier, sobre factors clau en el desenvolupament d'ecosistemes en entorns tancats controlats per missions lunars. És molt concret, molt llarg, però aquest paper va incloure dades procedents de les nostres investigacions fetes a la Terra amb diferents tipus de vegetals que després veurem, utilitzant diferents tipus de substrat de mostres preses de Lanzarote i de La Palma, ja deia, dopades amb una sèrie de fertilitzants. Ajuntàvem aquestes dades amb dades d'una missió que es diu Chang’e, de la Xina, que és un programa espacial xinès amb diferents estadis, diferents etapes, i una d'elles va ser, precisament, conrear a la Lluna, o sigui, estudiar la germinació d'una planta a la Lluna. Aquestes imatges que veieu són reals, són del seu experiment. Nosaltres no sabíem de l'existència d'ells al principi i, a mesura que vam anar avançant, ens vam posar en contacte amb ells. I els vam demostrar també el nostre interès a compartir coneixement perquè tot això estava en un estat de l'art molt inicial. Sobretot parlant de fa sis anys. Els xinesos van aconseguir col·locar una càpsula pressuritzada al pol sud de la Lluna i van aconseguir prendre unes primeres imatges d'aquesta germinació, la qual cosa és tot un repte i un assoliment. 

Figura 4. Imatges de l'experiment xinès Chang’e.

Com a curiositat, us comentaré com va ser el decaure d'aquesta missió. Per desgràcia va durar 82 hores. No va poder durar més. Malgrat que havien fet un treball enorme, des del punt de vista enginyeril també, van cometre un error amb l'estudi tèrmic. Van voler ser tan sostenibles que volien utilitzar la llum natural del sol per il·luminar a l'interior de la càpsula. De manera que van col·locar a la part superior de la càpsula una mena de vàlvula d'una olla ràpida, més o menys, amb una mena de sortint amb un diamant que feia que la llum que entrés fos repartida igualitàriament dins del cilindre d'aquesta càpsula. Tenien també uns sistemes LED per si això fallava o quan arribés la nit lunar, que és el que us comentaré just ara. Va arribar la nit lunar i a causa que no estava tot completament aïllat tèrmicament, sinó que a la part superior hi havia un punt dèbil per permetre que aquest diamant repartís la llum per dins, la planta se'ls va congelar. La planta, quan es van assolir els menys 200 positius en un gradient progressiu de temperatures, va morir. Les dades que van poder obtenir duren fins a 82 hores, que vaja, més que 10 segons és. Tot això ho podeu comprovar a l'article si voleu.  

Des de llavors, hi ha hagut dues missions privades que han pogut aterrar a la Lluna. Una d'Intuitive Machines i l'altra de Firefly Aerospace. Després, és cert que hi ha hagut moltes missions no purament privades, però missions privades n'hi ha hagut dues. Com veieu, no és una cosa que passi tots els dies, perquè us feu una idea de que és tot un repte poder arribar a la Lluna i aterrar. Altres moltes empreses ho han intentat, però no han tingut èxit.  

Sens dubte ara, de totes formes, s'obre una era del New Space, així li diuen, que és com una democratització de l'espai. Tenim també dades d'empreses que treballen en aquest àmbit i ens comenten que en els propers anys serà molt més freqüent que hi hagi aquest tipus de missions. No només a la Lluna, sinó missions espacials en general. La gran notícia que hem tingut últimament és que hem pogut signar, per fi, per fer el nostre projecte realitat amb Orbital Paradigm, que és una startup espanyola provinent de Madrid, el llançament del nostre experiment, que després també comentarem, a òrbita. Això es farà possible a finals de 2026 si no hi ha cap endarreriment. Volem enviar un petit hivernacle on estigui tot monitoritzat i automatitzat a òrbita, com ja deia, a bord d'una sonda que ells estan fabricant. Ells s'encarregarien de la sonda, nosaltres del mini hivernacle, ben hermètic, i probablement tot aniria a bord d'un Miura 5 de l'empresa PLD Space. Això encara està per acabar de polir dates, però tot apunta que sigui per finals del 2026. Fa 8 anys, una mica més de 8 anys que vam començar amb aquest projecte. Com veieu, els resultats van arribant lentament, però sembla que serà possible.  

Aquest hivernacle seria el primer autònom i robotitzat, automatitzat, en orbitar la Terra. És cert que hi ha experiments de cultiu, com he mencionat abans, a l'estació espacial, però hi ha intervenció humana directa. Aquí estaríem parlant de tot absolutament automatitzat amb sensors que activin el reg, que mesurin les concentracions de gasos, la temperatura, la humitat i tot això. Estarà orbitant la Terra entre 1 i 14 dies. Quant podrà durar? Ho sabrem més endavant. Volem que sigui també un sosteniment ja no només d'aliment, sinó d'oxigen i d'eliminació de CO₂.  

En la missió que llançarem, és clar, volem prendre el major nombre de dades possible. Òbviament, dades gràfiques per part de càmeres. Volem també mesurar concentracions de gasos. Volem el reg de forma automatitzada, moviment d'aire, perquè la diferència de gravetat fa que el repartiment de gasos a l'hora de realitzar la fotosíntesi sigui una mica més irregular. I estem també ideant poder fer dos tipus d'experiment, un més encapsulat i un altre amb un simulador regolític. Simulador regolític sona una mica estrany, però és un anàleg del regolit lunar a la Terra, caracteritzat i preparat per nosaltres.  

Una de les coses més importants o més interessants, millor dit, que podem obtenir de la missió és que podrem obtenir l'hivernacle de tornada. Això farà que puguem revisar molt més en detall, ja no només amb la telemetria que obtinguem de la missió, sinó poder veure en persona canvis que s'han produït en la planta respecte a l'experiment que farem en paral·lel, que no ho he mencionat, a la Terra. A la Terra farem el mateix experiment anàleg, començaran alhora i podrem comparar doncs quins gens s'han activat, quins metabòlits ha acumulat la planta. Jo no sabia què era un metabòlit fins que vaig parlar amb l'equip de biologia.  Un metabòlit és una substància química que s'allibera en qualsevol procés metabòlic. Aleshores la planta, com es comporta diferent, acumularà una altra sèrie de gens activats i de metabòlits.  

Com afecta la microgravetat a la planta? D'una banda, tenim el creixement de l'arrel. El creixement de l'arrel aquí a la Terra és normalment d'una forma ordenada i cap avall. Quan estem en un lloc on no tenim la gravetat terrestre, que ha estat aquesta constant en tota l'evolució de la planta, les arrels tendeixen a créixer d'una forma irregular, d'una forma més desordenada, erràtica podríem dir, encara que a mi no m'agrada aquesta connotació negativa. També a causa que el repartiment dels fluids en el substrat no ocorre igual que a la Terra, sinó que tendeix a patir les conseqüències de la manca de gravetat, es produeix un estrès hídric també a l'arrel. Fa que l'arrel, a part de no tenir una orientació clara cap on créixer, intenti buscar l'aigua que no està clarament recolzant-se al fons i això provoca un creixement bastant més erràtic. Hi ha poques imatges a internet perquè la major part d'aquesta informació ve de papers i d'articles de l'Estació Espacial, però si busqueu podeu trobar-ne alguna de baixa qualitat.  

No només les arrels es veuen afectades per la diferència de gravetat, també la tija. Jo pensava, abans d'entrar en aquest projecte, que la tija es guia principalment per la llum, així és. Cap a on estigui la llum intenta anar, si no té cap element que li domini, com el vent i tal. Però he après també, gràcies a tots aquests experts que em van informant també a mi com a enginyer, que la gravetat també serveix una mica de guia per a la tija de cap on créixer. Ell té una referència que és el vector gravetat i amb això sap en cada moment cap on s'està dirigint. Són més conscients del que pensem. Doncs si traiem aquest vector, la planta també torna una mica boja en aquest sentit. Com deia abans, els gasos a l'hora de realitzar la fotosíntesi també afecten. Com que aquests gasos es recolzen, utilitzarem aquesta paraula, a la superfície de la fulla. Fa que sigui tot una mica més irregular.  

També el repartiment de les hormones dins de la pròpia planta, la mecànica de fluids dins de la tija. Canvien un munt de coses. L'auxina és una hormona, també per al desenvolupament natural de les plantes. Tot això es veu afectat, des de la fotosíntesi fins al creixement de la pròpia planta. Aleshores, el resultat solen ser tiges una mica més fines, fulles una mica més petites, de mida i forma irregular. Tot això és el que hem d'entendre i estudiar, i també suplir d'alguna forma. Per això, l'experiment tindrà uns LED que van a estar situats a la part superior. Hi ha un ventilador que ajuda a que es mogui l'aire. Hi ha sensors d'humitat i de temperatura. Està tot amb pressió i temperatura controlades. Hi ha un sistema de reg especial per poder dirigir l'aigua cap on toqui i poder assegurar el correcte creixement.  

Figura 5. Esquemes de l'experiment de Green Moon.

Hem estat caracteritzant diferents mostres de l'illa de La Palma. Gràcies a la col·laboració d'aquestes illes hem rebut mostres que ens han ajudat una mica a comparar el que ja sabem que hi ha al regolit lunar, que això és àmpliament conegut per l'acadèmia. Hi ha moltes similituds. Tingueu en compte que el regolit lunar són fragments sòlids que provenen de col·lisions meteòriques, també d'antigues erupcions volcàniques. I és inert, com ja he dit abans, i té bastants silicats i components basàltics també. El que hem fet és una mica veure de quines zones, de quins túnels de lava, tenia més sentit agafar aquestes mostres i hem aconseguit tenir simulants anàlegs al regolit lunar, de manera que tenim un substrat que és un representant molt fidel del que podem trobar a la Lluna a nivell mineral.  

Volia també mencionar que, òbviament, aquestes mostres són molt limitades. No tenim carta blanca per tenir totes les mostres que volem. Al final, depenem del que ens vulguin cedir. I no oblidem que la planta és un ésser viu. Per a qualsevol experiment que fem, la repetitivitat de l'experiment és relativament baixa. Vol dir, si jo tinc unes mostres comptades de simulador regolític i poso dues llavors iguals, aquest experiment no va a exactament igual en aquestes dues llavors. Al final, hi ha circumstàncies petites que fan que alguna cosa molt petita que pugui afectar a la llavor, després impacti brutalment en el creixement de la planta, com pot ser la presència d'algun fong petit a la llavor. Encara que intentem mirar tot al microscopi, fer autoclau de tot per assegurar que tot està correcte, volia fer aquest apunt, que al final el regolit o simulador que tenim és limitat. A poc a poc anem tenint més, la qual cosa ens permetrà fer proves amb més espècies de planta. Bàsicament el que fa és dopar a aquest regolit amb diferents compostos que ara comentarem. Abans parlava dels especialistes de geologia, també hi ha especialistes de biologia vegetal. A InnoPlant, que és un laboratori que treballa associat amb nosaltres, es dediquen a estudiar el creixement de plantes en condicions d'estrès i s'han dedicat una mica a estudiar què li falta a aquest sòl, a aquest substrat, perquè la planta pugui viure. Aleshores, s'han trobat certes mancances que eren evidents, com poden ser nitrats. El nitrogen és molt important per al creixement de plantes. El fòsfor, el potassi també. I també la retenció de líquid del regolit és relativament deficient. Han estat treballant en veure què afegir a aquests simulants o anàlegs per poder-ho fer possible, per poder germinar plantes aquí. 

Amb el grup Herogra, que és una altra empresa que també participa amb nosaltres, s'han desenvolupat una sèrie de fertilitzants –l'anomenem dopar el regolit– per poder fer que això sigui possible. De vegades cal afegir bacteris que el que fan és degradar perclorats que són tòxics per a la planta. Altres vegades cal afegir certs microorganismes extremòfils que el que fan és sobreviure en aquests sòls tan durs. Els extremòfils solen viure en columnes de sofre, en sòls i en cràters volcànics. A aquests microorganismes els portes a un lloc apte per a la vida, com els que ja coneixem, i es moren. O sigui, els agraden els ambients extrems. I aquest tipus de microorganismes són els que estem utilitzant.  

Aquí podeu veure uns pous, amb aquest simulador regolític i brots de diferents plantes o llavors que hem provat. Hem provat amb microtomàquets, espinac, pastanaga, enciam i, curiosament, el que millor s'ha comportat de tots ells és el rave. Jo no sóc un gran amant del rave, però espero que els astronautes sí que ho siguin, perquè és dels més prometedors. Només hem provat primerament plantes de port petit, que no ocupin gaire, perquè al final el nostre experiment tindrà un volum limitat. De cara a un futur, si tot això arriba a bon port, podrem imaginar-nos plantes amb major potencial de creixement.  

Figura 6. Pous amb simulador regolític i primers brots.

Tornant una mica al tema de l'ISRU o utilització de recursos in situ, vull mencionar que en tot el mantell rocós de la Lluna s'estima que hi ha uns 600 milions de tones d'aigua en estat sòlid. Però clar, aquesta aigua està molt barrejada amb el regolit i és difícil d'extreure. Hi ha zones concretes de la Lluna, sobretot cràters que estan permanentment a l'ombra, on sí que hi ha majors acumulacions d'aigua en estat sòlid. Però clar, estan per allà repartits. Un exemple és el cràter Shackleton, que està al pol sud de la Lluna. Aquest té una sèrie de coses interessants, i és que té àrees que estan constantment il·luminades pel sol, és a dir, mai es fa de nit. I hi ha altres àrees que estan sempre de nit, sempre a l'ombra. Això permet que hi hagi a l'ombra aigua en estat sòlid, que es pot utilitzar per a tota aquesta història que estem comentant. I després la part il·luminada s'antiga bastant apetitosa per a la ubicació de panells solars, perquè tenim una irradiació solar directa constant. Com podeu imaginar, aquest tipus d'ubicacions estratègiques també són d'interès per a diferents països. Això vol dir que països com els Estats Units, la Xina o Rússia s'estan posant les piles per arribar aquí. I no hem d'oblidar que hem de protegir la Lluna, perquè tant ella com els seus recursos són un patrimoni de la humanitat. Això no ho podem oblidar. La seva explotació comercial ha d'estar molt regulada, però això encara està en procés.  

Figura 7. Cràter Shackleton.

Alguna de les entitats que estan al capdavant d'aquesta labor són COSPAR (Comitè de Recerca Espacial) i l'Organització de les Nacions Unides també té una oficina per a assumptes ultraterrestres. Tingueu en compte que a la Lluna a vegades hi ha acumulacions d'aigua en estat sòlid de la superfície del país de Dinamarca! Estem parlant de grans acumulacions.  

La normativa, encara que jo no sigui un expert de normatives, té certs buits i això és un risc. Per exemple, quan tu aterres la teva nau, volen assegurar que hi ha una àrea de seguretat al voltant de la teva nau que tinguis garantit que ningú te la pugui envair. Genera un petit «feta la llei, feta la trampa»: aquí un petit buit legal fa que si els Estats Units, Rússia o la Xina arriben allà els primers, puguin dir «d'acord, aquesta és la meva zona, ningú hi pot entrar».  

Allà no hi ha moltes càmeres ni molts ulls que estiguin controlant contínuament què fan i és molt fàcil que puguin explotar recursos a esquena de la resta del planeta. Vull mencionar que aquestes tres potències no han signat aquest acord, es mantenen a la vora i no deixa de ser una preocupació que no tractem aquest tema amb especial cura. La Xina ha fet uns avenços espacials en les últimes dècades, en l’última dècada diria jo, bastant aclaparadors.

Per poder fer l'agricultura lunar viable, hi ha diferents àmbits de la ciència que s'han de desenvolupar, com l'aspecte genètic. Podem modificar la planta des d'un punt de vista genètic perquè sigui més resistent a la radiació, perquè es comporti millor a l'hora d'adaptar-se a la microgravetat i al repartiment de nutrients. Podem fer estudis hidropònics, com aquest tipus de plantació que no requereix un substrat, sinó que s'utilitza una mena de sèrum o nebulitzant aquós l'anomenen també, molt nutritiu, en el qual la planta pot créixer sense necessitat d'un estat sòlid a sota. Això pot ser útil per a Mart, per exemple, que té molt més perclorat tòxic per a la planta, que li és verinós. A vegades no només basta amb tenir bacteris que degradin aquest perclorat, sinó que potser cal plantejar-se fer estudis hidropònics o aeropònics, sense substrat. 

Nosaltres també ens plantegem reptes que vagin una mica més enllà. És a dir, ara estem parlant d'una primera càpsula però cal assegurar que pugui ser modular, que es pugui tenir en sèrie. Vèiem que aquesta càpsula podia estar repetida en moltes ubicacions, fins i tot podent augmentar la seva mida. Hem imaginat càpsules que puguin estar a l'exterior d'una Estació Espacial o que puguin estar en un interior amb diferents sistemes de ventilació, amb el seu control tèrmic, gestió de gasos, un reg intel·ligent, bateries per a tota l'electrònica, panells solars a l'exterior… Volia mencionar també sobre els sistemes d'il·luminació que la millor disposició és una mena de tauler d'escacs on s'alternen LEDs vermells i blaus, vermell-blau, vermell-blau, vermell-blau. Aquest patró i amb cicles de 12 hores d'ombra sembla que és un bon estímul per al creixement de la planta, sobretot en les etapes inicials. Aquí podem veure algun exemple, on es pot veure una càpsula a l'exterior d'una estació, que pot ser manipulada per un braç robòtic i tractada també dins de la pròpia estació. 

Figura 8. Esquema d'una càpsula interna.

Figura 9. Esquema d'una càpsula externa. 

Cal dir que la càpsula en si ha de garantir una sèrie de variables vitals per a la planta. Una d'elles és un rang de pressions entre 80 i 120 quilopascals. Després un rang de temperatures d'entre 16 i 26 graus centígrads, unes concentracions concretes de gasos… I després, doncs el que deia, càmeres, sistemes de reg automatitzats, llum ajustable, assegurar els nutrients necessaris en el regolit. Els passos següents d'aquest tipus d'encapsulament d'hivernacles són fer-los més grans, que tinguin una major capacitat, on puguem cultivar diferents tipus de planta de diferent índole en el mateix lloc, on tot estigui automatitzat, identificar noves espècies de vegetals, perquè fins ara estem tractant amb plantes de port petita, però com us deia, volem provar amb plantes molt més grans, diferents tipus de sòl que s'assemblin també al sòl marcià. O sigui, hi ha una línia d'investigació important. I, per descomptat, també estudiar els efectes de la microgravetat en el llarg termini, perquè fins al dia d'avui tenim unes dades, però aquest know-how cal seguir ampliant-lo amb dades que vinguin de l'Estació Espacial i de futures colònies si arriben algun dia.  

Tot això va més de cara a les properes dècades. Jo aquí vull ser ambiciós dient que a finals del 2030 podem veure alguna base lunar, per què no? Tenim els mitjans, cal veure si al final es pot fer possible. Però bé, la missió Artemis –que com a dada curiosa, Artemis és la germana d'Apol·lo i ells han fet aquest joc– vol enviar humans a Mart, però no sense abans tenir la Lluna com un exemple, com una mena de laboratori natural. A mi em sona una mica violent perquè sona com a pertorbar la Lluna. Però bé, un laboratori natural on puguem demostrar que és sostenible i d'allà anar a Mart. Però Mart suposa un repte molt més gran. No és parlar en els mateixos termes que la Lluna. Primer, pel temps de viatge. A la Lluna podem tardar un dia a arribar, mentre que a arribar a Mart, 8 mesos. Mes amunt, mes avall. 8 mesos de viatge suposen.  

Tot un repte mental i psicològic per als astronautes, estem parlant de vuit mesos de viatge. D'altra banda, la radiació i les temperatures, doncs també són bastant crítiques. Es creu que potser per a la dècada dels 40 es pot fer un touch and go, que significa anar, tocar i tornar, la superfície de Mart per un humà. Però bé, tot això haurem de veure si és realment factible o no. Tot apunta a que sí. Per enviar un humà a la superfície de Mart, s'estima que és necessari fer un llançament de 75 tones, la qual cosa és molt, molt gran la quantitat de pes que estem parlant, perquè és un viatge molt llunyà, on cal molt combustible. Es tardaria, això és un petit càlcul, vuit mesos anant a set quilòmetres per segon. És una velocitat vertiginosa. 

Ho veuran els més joves? Jo espero que sí. Per què no? Convertir-nos en una espècie també marciana. I, bé, volia recordar-vos que l'objectiu d'això no és simplement alimentar astronautes: és poder tenir una producció sostenible d'aliment i d'oxigen, generar hàbitats autosostenibles i poder garantir d'alguna forma la supervivència de l'espècie interplanetària. Res més. Era tot això el que us volia comentar. No sé si teniu algun dubte, coses en què vulgueu aprofundir. Sóc tot orelles.

Col·loqui

Els fertilitzants, en principi, haurien de venir directament de la Terra perquè allà, segurament al principi com a mínim, no es fabricarien. És a dir, totalment independents no serien. Teniu pensat que en el futur es fes algun tipus de circulació o ecosistema realment tancat?  
Aquesta és la idea. La idea és al final generar, com tu bé dius, el sentit de la fletxa del cicle tancat: que, una vegada tu ja tens el teu ecosistema tancat, contínuament s'estigui generant aquesta matèria orgànica que permet a la pròpia futura planta o llavor tornar a créixer. De totes formes, en un futur més llunyà, sí que ja hi haurà laboratoris on es pugui fins i tot sintetitzar algun fertilitzant de forma artificial, però la idea és el que tu comentes, el cicle autosostenible tancat on no calgui una intervenció realment humana. De fet, aquí es poden comprar a vegades unes boles de cristall on dins d'un ecosistema tancat que es manté sense necessitat de ser regat, sense necessitat de ser obert a l'atmosfera. I no sé quant duren, però parlem d'anys. No sóc expert en aquest camp, però per aquí va la investigació.  

Aquesta exposició m'ha fet pensar en la pel·lícula Naus Misterioses –Silent Running, el títol original– que es va projectar el mes passat al Museu de Ciències Naturals de Barcelona amb comentaris. Una altra cosa. Pel que sembla, els astronautes hauran de ser vegans perquè no es parla de carn, o s'enviarà carn congelada com la que mengem aquí?  
Sí, sembla que ens espera per començar un futur bastant vegetarià o vegà. De moment, no tenim un experiment per poder desenvolupar ramaderia, però potser amb insectes sí que puguem tenir un altre sosteniment alimentari. Els insectes s'han comprovat que també són una font proteica interessant i nutritiva, ocupen poc espai i des del punt de vista del patiment animal doncs també és més moralment correcte, potser. No és el mateix un cuc que una vaca, però és un bon comentari, caldrà veure cap on evoluciona tot.  

Aquestes llavors que aniran dins d'aquests hivernacles que envieu a llançar, en quin estat de germinació s'enviaran? Diferents estadis?  
És una molt bona pregunta. La idea és enviar diferents estadis de germinació. Per què? Perquè no tenim la garantia... Jo parlo ara d'aquest primer experiment a finals del 2026, on no tenim una garantia de que puguem estar dues setmanes orbitant. En dues setmanes sí que hi ha temps per veure diferents fases. Però si l'experiment dura dos dies o 85 hores, com en el cas dels xinesos no tindrem dades suficients, aleshores la idea és poder enviar diferents estats de germinació, en els quals puguem veure des d'un brot des de zero a una petita planta i veure aquest desenvolupament. No obstant això, tot això després té unes implicacions també en duanes que no us podeu fer una idea. Si el llançament es fes als Estats Units, que no té per què, suposa haver de declarar en duanes que tens una mercaderia concreta, biològica, que vas a enviar a l'espai. O sigui, no és tot ultra fàcil. Tot això té unes implicacions que van més enllà del purament científic, que és el que ens mou. Hi ha una part més legal i d'administració que ho dificulta. Però sí, és la idea.  

Conferència de l'Astronòmica de Sabadell. Dominique Meyer, 26 de març de 2025

Aquesta nit vull presentar-vos un panorama de les meves investigacions, que se centren en els entorns de les estrelles massives. Com podeu notar, sóc francès; porto aproximadament un any vivint a Sabadell i faré tot el possible per expressar-me en espanyol. Us demano comprensió respecte a la meva expressió oral. Si no, em veuré obligat a canviar l'anglès, francès o alemany. Faré un esforç.

El meu tema de recerca és l'entorn proper de les estrelles massives. Tot i que són estrelles molt poc comunes, tenen un paper fonamental en el cicle de la matèria a la galàxia, inclosa la nostra Via Làctia. Es caracteritzen per tenir una vida molt més curta que la del Sol, per travessar diferents fases evolutives, per emetre vents molt potents que transformen el seu entorn i, al final de la seva vida, per explotar en supernova. En molts casos, després d'aquesta explosió queda una estrella de neutrons magnetitzada, coneguda com a púlsar.

Cadascuna d' aquestes etapes genera diferents tipus de nebuloses, la forma i composició de les quals depenen de la història evolutiva de l'estrella. Aquestes estructures es poden observar i també simular mitjançant supercomputadores com Mare Nostrum, a Barcelona.

Us proposo que explorem junts les característiques generals de les estrelles massives, el seu paper dins de la Via Làctia i la seva evolució típica des de la formació fins a l'explosió final com a supernova, sempre des del punt de vista del seu entorn.

Començarem amb una visió general de les estrelles massives. Primer, parlarem sobre la seva formació. Després, ens centrarem en la seva fase de seqüència principal, la més llarga de la seva vida, durant la qual les seves propietats canvien poc, però el seu entorn es veu profundament transformat. Després d'aquesta fase, evolucionen a supergegants vermells, cosa que implica canvis importants en els seus vents estel·lars, que es tornen lents i densos. Posteriorment, en l'etapa d'estrella Wolf-Rayet, els vents es tornen novament ràpids i difusos, alterant l'entorn per tercera vegada. Finalment, exploten en forma de supernova, i l'ona de xoc es troba amb les nebuloses creades anteriorment, formant un romanent de supernova. A vegades, una estrella de neutrons molt energètica apareix al centre, generant un vent altament relativista que torna a modificar l'entorn.

Vivim en una galàxia espiral anomenada la Via Làctia, situada en un dels seus braços espirals. Aquesta galàxia està composta per estrelles i gas, que junts formen el mitjà interestel·lar. Només al voltant de l'1% de les estrelles a la Via Làctia són estrelles massives, és a dir, aquelles amb més de 8 vegades la massa del Sol. Aquestes estrelles acaben la seva vida en una supernova, deixant com a romanent un objecte compacte.

La funció inicial de massa descriu com neixen les estrelles segons la seva massa: és una corba exponencial decreixent (figura 1). En l'eix horitzontal es representa la massa de les estrelles en el moment de néixer; en l' eix vertical, la proporció d' estrelles de cada tipus. Això significa que hi ha moltes estrelles petites, com ara taanes vermelles i estrelles similars al Sol, i molt poques estrelles massives. El llindar aproximat que separa una estrella en una estrella massiva se situa en 8 masses solars. Per sota d'aquest valor, les estrelles no exploten en supernova; per sobre, sí. Les estrelles massives es diferencien, entre altres coses, per la intensitat dels seus vents estel·lars i la seva radiació.

Figura 1. Funció inicial de massa

La Via Làctia conté no només estrelles, sinó també el medi interestel·lar. Les estrelles massives, tot i que són poques, emeten vents i radiacions molt poderosos. Aquests vents interactuen amb el gas circumdant mitjançant ones de xoc, formant bombolles o nebuloses que envolten l'estrella. El medi ambient és aquesta part del medi interestel·lar influïda directament per aquests vents i radiacions. Ens interessa especialment perquè varia d'una estrella a una altra i es pot estudiar amb telescopis. La forma de les nebuloses revela pistes sobre la història evolutiva de l'estrella central.

Les estrelles massives són com les estrelles de rock de l'Univers: brillen intensament, són molt actives i viuen poc temps. Tenen vents extremadament poderosos i una radiació intensa que transforma el seu entorn en nebuloses. Mentre que el Sol viurà milers de milions d'anys, una estrella massiva només viu uns pocs milions d’anys. Això es deu a la naturalesa de les reaccions nuclears en el seu nucli. La pressió gravitatòria interna és tan forta que permet la formació d'elements cada vegada més pesants. Quan s'assoleix el ferro, i ja no es pot obtenir energia de la fusió, el nucli col·lapsa, desencadenant una supernova.

Cada reacció de fusió en el nucli d' una estrella massiva genera elements més pesants, creant capes concèntriques en el seu interior. Aquest procés enriqueix l'estrella amb elements com carboni, oxigen i, finalment, ferro. Amb cada nova fase de fusió, els vents estel·lars i la radiació també canvien. Aquestes transformacions internes i externes preparen el terreny per a l'explosió final.

Tot comença amb el col·lapse d'un núvol densa del medi interestel·lar. L'estrella guanya massa, i quan assoleix el llindar suficient, s’inicien les reaccions nuclears al seu nucli. Durant la fase de seqüència principal, l'estrella fusiona hidrogen en heli. Després, comença a fusionar heli i altres elements, el que dona pas a l'etapa de supergegant vermella, on els vents es fan lents i densos. Més endavant, l'estrella entra en la fase Wolf-Rayet, amb vents extremadament ràpids i energètics. Finalment, quan produeix elements com el ferro i el silici, explota com a supernova. Es pot formar un forat negre o una estrella de neutrons. Si aquesta última està magnetitzada, els seus vents gairebé assoleixen la velocitat de la llum, i continuen emmotllant l'entorn.

Vegem ara com s'estructura una nebulosa estel·lar típica al voltant d'una estrella massiva.
Al centre es troba l'estrella, que emet un vent calent i potent. En trobar-se amb el mig interestel·lar, aquest vent genera una regió amb dues ones de xoc: una que avança cap enfora i una altra que rebota cap endins. Les característiques d'aquesta bombolla —la seva mida, densitat i forma— depenen tant de les propietats de l'estrella com del medi que l'envolta.

Els vents de l'estrella es troben amb el medi interestel·lar, generant una discontinuïtat inestable, similar al que passa quan dos fluids diferents es barregen en un vas. Es creen dues ones de xoc: una a prop de l'estrella i una altra de més llunyana, que marquen els límits externs de la nebulosa. En total, es distingeixen quatre regions: el vent estel·lar al centre, el medi interestel·lar a l'exterior, la regió del vent afectada per l'ona reflectida —calenta i diluïda—, i la regió del medi interestel·lar travessada per l'ona transmesa, que és densa i freda.  En observar l'entorn de les estrelles massives, podem reconstruir la seva història. La nebulosa funciona com una empremta digital, testimoni de l'impacte dels seus vents sobre el medi interestel·lar.

Aquí veiem una simulació hidrodinàmica d'una bombolla estel·lar generada per una estrella massiva situada al centre (figura 2). Cadascun dels quadrants mostra un moment diferent de la seva evolució: el més petit correspon a una etapa més jove, i el més gran, a una etapa més avançada. Podem distingir el xoc extern, la discontinuïtat inestable, el xoc intern i les quatre regions: el vent lliure, el vent travessat per l'ona reflectida, el mitjà interestel·lar travessat per l'ona transmesa i el medi interestel·lar no pertorbat.

Figura 2. Simulació d'una bombolla estel·lar

És interessant notar que quan l'estrella evoluciona cap a supergegant vermella, el nou vent —més lent i dens— s'expulsa dins la bombolla generada durant la seqüència principal. Això dona lloc a un nou anell amb les seves pròpies vores intern i extern, així com les seves ones de xoc corresponents. Aquest nou anell resulta més inestable, ja que les diferències de densitat i velocitat entre el vent de la seqüència principal i el de la gegant vermella són més grans que les que hi havia entre el vent principal i el medi interestel·lar.

Es presenten exemples de nebuloses generades per estrelles massives en diferents fases evolutives. En les primeres etapes, l'entorn adopta la forma d'un disc d' acreció. Durant la seqüència principal, es transforma en un embolcall més o menys esfèric, i en fases posteriors —com la de gegant vermella, Wolf-Rayet o variables blaves lluminoses— l'entorn es torna més caòtic i irregular. Si l'estrella roman en repòs respecte al medi, el seu entorn té forma de bombolla. En canvi, si es mou, adopta la forma d'un arc de xoc. Els romanents de supernova, formats després de l'explosió final, presenten estructures més complexes.

Ja sabem que les estrelles massives són rares i que els seus vents evolucionen amb els canvis nuclears al seu nucli. Aquests vents varien al llarg de les diferents fases: primer una seqüència principal llarga, seguida d'una fase més curta de supergegant vermella, després una fase encara més breu de tipus Wolf-Rayet, fins a la seva mort en una supernova.

Però per què és important estudiar el seu paper? Aquestes estrelles compleixen dues funcions essencials. Primer, enriqueixen el medi interestel·lar amb els elements atòmics que creen per fusió nuclear, sent l'única font natural de ferro de l'Univers. El ferro present a les nostres cèl·lules prové de l'explosió d'una estrella massiva ocorreguda fa milions d'anys. Segon, els seus vents i les ejeccions de la supernova injecten energia cinètica al medi interestel·lar. En resum, actuen com bombes galàctiques que dispersen tant energia com elements pesants a la galàxia.

Passem ara a la fase de formació de les estrelles massives. Les estrelles massives es formen de manera similar a altres estrelles, però a partir d'un reservori de massa molt més gran (figura 3). Per crear una estrella de 30 masses solars, es necessiten almenys 100 masses solars de matèria en el medi original. Aquest mitjà molecular, fred i dens, col·lapsa sota la seva pròpia gravetat, formant estrelles individuals acompanyades de discos d'acreció, igual que en el sistema solar, encara que a major escala i amb major rapidesa. A diferència del nostre sistema solar, no es formen planetes en aquest procés.

Figura 3. Formació d' una estrella

Observem aquí una simulació de l'entorn d'una jove estrella massiva (figura 4). Es mostra la densitat en el pla equatorial del disc, el qual creix en guanyar massa del mig en col·lapse i la transfereix a l'estrella. Aquests discos circumestel·lars funcionen com a galàxies en miniatura o sistemes solars gegants. Presenten braços espirals, fragments i estructures complexes. Dins d'ells, poden néixer estrelles més petites, similars al Sol. La fragmentació del disc és un mecanisme clau en la formació de sistemes estel·lars múltiples, en què l'estrella massiva conviu amb una o diverses companyes.

Figura 4. Simulació de la formació d' una estrella

Durant dècades, l'entorn de les joves estrelles massives va ser purament teòric, ja que es formaven en regions denses i opaques que impedien una observació clara. No obstant això, des de fa alguns anys s'ha confirmat que aquests objectes compten efectivament amb discos, braços espirals i grumolls de matèria: fragments que es desenvolupen a l'interior dels braços.

Com ja hem vist, les estrelles massives són escasses però molt rellevants en el cicle de la matèria galàctica. Aquesta fase —la seqüència principal— és la més llarga en la vida d'una estrella massiva, i durant ella, els seus poderosos vents modifiquen radicalment l'entorn.

Després de la formació estel·lar, quan una regió densa del medi interestel·lar es fragmenta en múltiples nuclis, cadascun d'ells pot originar una estrella, d'acord amb la distribució de la funció de massa inicial.

En aquesta imatge infraroja, observem un grup d'estrelles joves (taronja, al centre). Al voltant, altres estrelles estan envoltades per cercles negres. Si s'observa amb atenció, es poden veure petits arcs vermells que apunten en direcció oposada al grup central, com si aquestes estrelles fossin velers allunyant-se del seu port d'origen. Aproximadament la meitat de les estrelles massives són d'aquest tipus: estrelles fugitives.

Les estrelles massives en la seqüència principal, quan es desplacen a velocitats supersòniques, generen estructures conegudes com a arcs de xoc estel·lars. Aquestes "veles" deformen la bombolla estel·lar a causa de la trobada entre el vent estel·lar i el medi interestel·lar, de forma anàloga al fenomen que passa quan un avió supera la velocitat del so. Aquests arcs es poden estendre per diversos anys llum i atrapar pols interestel·lar, que després és il·luminat per la radiació de l'estrella fugitiva, fent-los visibles a l'infraroig. Existeixen actualment catàlegs que reuneixen cents d' aquests arcs de xoc.

Aquest esquema mostra l'estructura de l'entorn d'una estrella massiva fugitiva amb el seu arc de xoc. La dinàmica és similar a la d'una bombolla estel·lar: l'estrella expulsa el seu vent cap al mig interestel·lar, i la trobada genera dos fronts de xoc, un intern (reflectit) i un altre extern (transmès). Entre tots dos es troba una regió de discontinuïtat inestable, on es barregen el vent estel·lar i el material del medi interestel·lar.

Aquí observem l'arc de xoc de Zeta Ophiuchi, l'estrella fugitiva més propera a la Terra (figura 5). És la sisena estrella més brillant de la constel·lació d'Ofiuc. En l'infraroig, s'aprecia l'arc de xoc i filaments perpendiculars a ell, cosa que indica que les línies del camp magnètic del medi interestel·lar són paral·a la trajectòria de l'estrella, però perpendiculars al capdavant de xoc.

Figura 5. Zeta Ophiuchi

Estudiar els arcs de xoc permet mesurar propietats fonamentals del medi interestel·lar. Sabent la distància entre l'estrella i l'arc de xoc, es pot deduir la relació entre la densitat i velocitat del vent estel·lar, la densitat del medi interestel·lar i la velocitat de l'estrella. Aquest enfocament fa dels arcs de xoc una eina poderosa per explorar les característiques físiques de l' entorn interestel·lar.

Passem ara a la fase de supergegant vermella, la primera etapa evolutiva d'una estrella massiva després de la seqüència principal.

Aquí veiem l'evolució temporal d'una estrella de 20 masses solars. La densitat del vent augmenta amb el temps (a dalt a l'esquerra), mentre que la seva velocitat disminueix (a baix a l'esquerra). Aquesta fase es caracteritza per un refredament de la superfície estel·lar i una gran expansió del seu radi. Els vents de les supergegants vermelles són freds, lents, rics en pols i menys intensament radiatius.

Betelgeuse és una estrella llegendària de la constel·lació d'Orió, coneguda des de l'antiguitat. Avui, s'utilitza com a laboratori per estudiar la física estel·lar i circumestel·lar. Ha abandonat la seva fase principal i emet vents lents i densos. En moure's a velocitat supersònica, la interacció amb el medi interestel·lar forma un arc de xoc, no una bombolla. És la gegant vermella més propera a la Terra, cosa que permet estudiar el seu entorn en detall. El seu arc de xoc, visible a l'infraroig, assoliria la mida de la Lluna plena si poguéssim veure'l al cel. Actualment, Betelgeuse mostra variacions de temperatura, cosa que indica que podria esclatar com a supernova en alguns mil·lennis.

Aquí veiem una simulació magnetohidrodinàmica tridimensional de l'entorn d'una supergegant vermella. Al centre hi ha l'estrella, amb el seu camp magnètic en espiral (model de Parker, en groc). La densitat es mostra en verd. Les línies grogues representen el camp magnètic interestel·lar, mentre que les vermelles corresponen al flux del medi interestel·lar que penetra en la nebulosa. Com que l'estrella es mou, l'estructura resultant és un arc de xoc. Aquestes simulacions permeten explorar diferents paràmetres, com l' edat de l' estrella o les propietats del seu vent, i comparar-los amb observacions reals.

A l'esquerra veiem una imatge simulada de l'entorn de Betelgeuse (figura 6). Els colors representen una simulació òptica; els punts negres, observacions reals. La línia blava és una solució teòrica per a un arc de xoc estable, que no s' ajusta del tot a les dades observades. Això suggereix que l'arc de xoc de Betelgeuse encara s'està expandint: ha entrat recentment en la seva fase de supergegant vermella. El cercle vermell marca una sobredensitat causada per la diferència de temperatura entre Betelgeuse i el seu entorn, que està escalfat per una estrella Wolf-Rayet propera. La interacció entre el gas fred de Betelgeuse i el gas calent de l'entorn empeny la discontinuïtat cap a l'interior de l' arc de xoc.

Figura 6. Betelgeuse i el seu arc de xoc

Aquesta part de la presentació tracta sobre la fase Wolf-Rayet de les estrelles massives, que correspon a la segona etapa de la seva evolució.

Aquí observem l'evolució temporal de la densitat i la velocitat del vent d'una estrella massiva, des de la seqüència principal fins a les fases evolucionades. En blau es mostra una estrella de 35 masses solars, que acaba la seva vida com una Wolf-Rayet, passant prèviament per una fase intermèdia de supergegant vermella. És a dir, l'estrella experimenta dues etapes evolutives abans d'explotar. Notem que la densitat disminueix (gràfic superior esquerre) i la velocitat del vent augmenta (gràfic inferior esquerre).

Una pregunta realment fascinant! Si parlem d'una estrella massiva tipus Wolf-Rayet amb vents molt poderosos i moviment ràpid, normalment esperaríem veure un típic arc de xoc, característic d'estrelles massives fugitives. Tanmateix, la presència d' una nebulosa gairebé esfèrica en diverses longituds d' ona, en lloc de l' arc de xoc habitual, pot suggerir fenòmens molt interessants.

Si simulem numèricament el medi circumstel·lar d'aquesta estrella considerant tota l'evolució dels seus vents des del naixement, observem (a la dreta) que primer es forma un arc de xoc immens durant la seqüència principal. Després, un segon arc apareix durant la fase de supergegant vermella i col·lisiona amb el primer. Finalment, el tercer vent, de tipus Wolf-Rayet, comença a bufar. Aquest vent és isotròpic i crea un anell que roman esfèric mentre no interactuï amb els arcs de xoc anteriors. Es forma així una nebulosa tipus Wolf-Rayet generada per la interacció entre un vent jove i un de més antic, i no amb el medi interestel·lar.

A l'esquerra veiem la densitat de la simulació numèrica, i a la dreta la imatge infraroja corresponent, obtinguda mitjançant transferència radiativa. L'anell Wolf-Rayet és molt més brillant que la resta del mig circumestel·lar, menys il·luminat per trobar-se més allunyat de l'estrella. Això indica que l'estrella ha entrat recentment en la seva fase Wolf-Rayet (figura 7).

Figura 7. Imatge i simulació d'una estrella Wolf-Rayet

Al final de la seva vida, les estrelles massives exploten com a supernoves. L'ona de xoc de l'explosió es propaga a través de l'entorn de l'estrella i travessa la seva pròpia nebulosa, formada prèviament pels seus vents estel·lars. Aquesta estructura es denomina romanent de supernova.

Un romanent de supernova és, per tant, el resultat de la col·lisió entre l'ona de xoc de l'explosió i el medi circumstel·lar generat per la mateixa estrella. L'observem des d'un únic punt de vista, cosa que dificulta conèixer la seva història completa. És una mica com els origamis: aquí veiem una imatge que és la projecció final d'una figura tridimensional (un cavall), obtinguda en plegar una fulla quadrada sense talls. El repte de l'astrofísic és entendre com es va arribar a aquesta forma, partint només de la imatge final.

Com diem, les estrelles massives emmotllen el seu entorn amb potents vents estel·lars, creant nebuloses que actuen com una empremta digital de la seva evolució. En morir, tota la seva massa i energia són expulsades violentament a la supernova. Aquesta explosió passa a la nebulosa prèviament formada, i l'ona de xoc interactua amb les restes dels vents estel·lars.

Així, el romanent de supernova és la combinació de la "empremta" de l'explosió amb l'empremta dels vents anteriors. L'objectiu és reconstruir tota la vida de l'estrella a partir d'una sola imatge del romanent, per exemple, mitjançant simulacions numèriques, com qui intenta reconstruir un origami a partir d'una única fotografia del resultat final, presa des d'un angle desconegut.

Vegem un exemple concret: el "Bucle de Cygnus", un romanent de supernova situat a la constel·lació del Cigne. Té una forma molt particular: la part superior s' assembla a un fong i la inferior a un raig o tub. Aquest objecte té entre 10.000 i 20.000 anys i una mida d'uns 100 anys llum. Sabem que el seu origen és l'explosió d'una estrella massiva en el seu propi mitjà circumestel·lar, però com explicar aquesta forma tan peculiar?

Figura 8. Bucle de Cygnus

La hipòtesi que proposo, basada en la meva tesi doctoral, és que l'estrella progenitora era una estrella massiva fugitiva que va evolucionar fins a la fase de supergegant vermella abans d'explotar. El seu moviment va crear un arc de xoc dens en la direcció del desplaçament i una cavitat en la direcció oposada.

En l'esquema de l'esquerra, veiem aquesta configuració (figura 9): l'estrella al centre, l'arc de xoc, i les regions internes i externes de la nebulosa. Quan l'estrella explota, l'ona de xoc es propaga de manera asimètrica: travessa l'arc de xoc en una direcció i s'expandeix lliurement a la cavitat a l'altra. Així es forma l'estructura del Bucle de Cygnus, amb el fong i el raig.

Figura 9. Configuració del sistema del Bucle de Cygnus

Per comprovar aquesta hipòtesi, realitzem simulacions hidrodinàmiques de l'arc de xoc i l'explosió (figura 10). A la imatge veiem com evoluciona la densitat del romanent: l'arc de xoc de la seqüència principal, l'embolcall de la supergegant vermella i, finalment, l'ona de la supernova. Aquesta ona és inicialment esfèrica, però es torna asimètrica en propagar-se en la cavitat generada pel moviment de l'estrella. La línia verda marca la discontinuïtat entre el material de la supernova i el medi interestel·lar. Aquesta discontinuïtat és inestable i dóna lloc a estructures complexes.

Figura 10. Simulacions del sistema del Bucle de Cygnus

L' etapa final és la transferència radiativa, que permet generar observacions sintètiques a partir de les simulacions. Aquí mostrem imatges de ràdio en diferents edats i des de diferents angles. El romanent creix amb el temps (més jove a l'esquerra, més vell a la dreta), i la seva forma varia segons el punt de vista. Des de certs angles s'observa la forma del Bucle de Cygnus; des d'altres, no.

En aquesta simulació, l'estrella fugitiva es desplaçava cap amunt, formant un arc de xoc que va deformar la bombolla estel·lar. En explotar a la part superior, els vents de diferents fases (supergegant vermella, Wolf-Rayet, supernova) queden representats en diferents colors. El material ejectat per la supernova (en blau) forma una estela visible a la cavitat posterior. L'estructura s'assembla a un escarabat.

L'evolució final d'una estrella massiva dona lloc a una estrella de neutrons, formada durant l'explosió de supernova. L'estrella de neutrons està altament magnetitzada i emet vents gairebé a la velocitat de la llum, que s'expandeixen dins del romanent de supernova. A aquest sistema se l'anomena plerion, romanent pleriònic o nebulosa de vent de púlsar.

Veiem aquí dues simulacions que mostren la densitat de matèria en romanents amb un púlsar estàtic i el seu vent relativista. Ambdues simulacions són idèntiques excepte per la presència d'un mitjà circumestel·lar (l'arc de xoc generat per una estrella fugitiva). A l'esquerra, s'observa l'ona de xoc de l'explosió, la del vent del púlsar, i les regions intermèdies on es barregen el medi interestel·lar, les restes de la supernova i el vent del púlsar. A la dreta, la presència de l'arc de xoc modifica la forma del romanent i també la de la nebulosa de vent de púlsar (vegeu fletxa vermella), mostrant com l'evolució prèvia de l'estrella afecta fins i tot aquesta última etapa.

Aquí veiem l'arc de xoc d'un púlsar fugitiu en les restes de supernova d'una estrella massiva també fugitiva.

En aquesta imatge, en taronja veiem la densitat del romanent de supernova. Observem l'arc de xoc de l'estrella progenitora i l'ona de la supernova que es propaga al mig circumstel·lar. La situació és similar a la del Bucle de Cygnus. Els diferents colors mostren els vents de cada fase evolutiva: vermell per a la supergegant vermella, violeta per a Wolf-Rayet, blau clar per als eyecta de la supernova. Els tubs blancs representen les línies del camp magnètic del púlsar, que es mou dins del romanent. També es pot observar el raig (jet) de la nebulosa del púlsar, deformat pel seu moviment dins del romanent de supernova.

Es realitza la transferència radiativa per generar imatges de ràdio del plerion. S'hi aprecien els jets bipolars del púlsar, deformats pel seu desplaçament. La torsió és diferent a l'hemisferi nord i sud. La mateixa estructura es mostra des de dos punts de vista diferents. Aquest fenomen és similar a l'observat en púlsars com el de Gèminis, i és el tema de la meva recerca actual a l'ICE de Cerdanyola del Vallès.

Les conclusions d'aquesta xerrada són les següents:

• Les estrelles massives són rares, però actuen com una bomba en el cicle d'elements químics en l'ambient interestel·lar.
• Els vents estel·lars que formen l'entorn d'estrelles massives (una bombolla o un arc de xoc).
• Aquests entorns són l'empremta digital de l'evolució estel·lar passada de l'estrella en els entorns ambientals.
• Després de la seva evolució i mort, les restes de supernoves són funció de l'evolució estel·lar passada.
• El mateix passa quan s'encén un vent púlsar després de la supernova i les seves nebuloses són funció de l'evolució estel·lar.