L'ASTRONÒMICA

Conferència de l'Astronòmica de Sabadell. Albert Morral, 4 d'abril de 2025

La xerrada d’avui és un divertiment, ja veieu que el títol és una mica de conya. Així doncs, parlarem de làsers, d’extraterrestres i després ho lligarem tot plegat. Començarem amb els extraterrestres.

Vida a l’Univers

Per què hi vida a la Terra?  Què fa la Terra que sigui especial perquè hi hagi vida? Aquesta pregunta se la van fer els científics ja fa molts anys i van fer una llista amb tot allò que semblava imprescindible per a la vida. La llista va quedar més o menys de la següent manera:

• Matèria orgànica
• Aigua líquida
• Oxigen
• Atmosfera
• Camp magnètic
• La Lluna

Però estudis posteriors van anar treient elements no imprescindibles. En primer lloc, l’oxigen no és imprescindible ja que es van trobar extremòfils, organismes que no respiren oxigen. L’atmosfera tampoc és necessària perquè si no n’hi hagués seria difícil trobar vida a la superfície de la Terra, però podria haver-hi vida sota l’aigua o sota terra. Igualment passa amb el camp magnètic. I finalment, no està clar que un planeta sense satèl·lit que estabilitzi la rotació terrestre sigui imprescindible. Per tant, al final, la llista de tot allò imprescindible per a la vida, va quedar de la següent manera:

• Matèria orgànica
• Aigua líquida

Així doncs, l’imprescindible per a la vida és la matèria orgànica i l’aigua líquida. La matèria orgànica és la matèria, a partir de la qual es podrien formar proteïnes, glúcids, hidrats de carboni i aminoàcids, que a la vegada, si es combinessin de certa manera, podrien donar lloc a la vida. I l’aigua líquida és ideal perquè la matèria orgànica es combini i formi molècules més complexes.

També podem analitzar quina és la composició química de l'univers i quina és la composició química de la vida aquí a la Terra -la única que coneixem-. I la veritat és que es correspon bastant bé com veiem a la imatge següent (figura 1).

Figura 1. Composició de l’Univers i composició de la vida

Com es pot veure, excepte l’heli, els 4 primers elements més abundants a l’Univers són els bàsics per a la vida: hidrogen, oxigen, carboni i nitrogen. Per tant, la vida usa els elements més abundants. Això fa suposar que si apareix la vida en un altre indret de l’Univers, segurament estarà format per cadenes de carboni igual que nosaltres, més que res perquè és un dels elements més abundants de l’Univers. Podria ser que en algun planeta, en algun lloc, la vida s'hagués format a partir de cadenes de silici enlloc de cadenes de carboni,  però hi ha de silici a l'univers? Poquíssim, una misèria absoluta. Hi ha moltíssim més carboni.  O sigui que sembla que la vida que tenim aquí ha agafat el més favorable, el que més abunda.

Hi ha matèria orgànica a l’Univers? Sí, moltíssima, en trobem per tot arreu, a les nebuloses, als asteroides, als cometes, als planetes, etc. I hi ha aigua a l’Univers? Sí, és la molècula més abundant de tot l’Univers. Ara bé, el més difícil és trobar-la en forma líquida. La major part de l’aigua la trobem en forma de gas o en forma de gel. Per trobar vida hem de buscar llocs on pugui haver-hi aigua líquida.

Molt bé, anem a buscar on pot haver-hi aigua líquida a l'univers. De què està fet l’Univers? De galàxies. En el medi intergalàctic la temperatura és molt baixa, de només -270 graus, per tant allà no pot haver-hi aigua líquida. Cal que anem dins d’una galàxia.

Les galàxies estan formades per milions d’estrelles, una gran forat negre central i núvols de gas. En el medi interestel·lar la temperatura segueix sent molt baixa, també d’uns -270 graus, per tant allà tampoc pot haver-hi aigua líquida.

Perquè la temperatura pugi una mica cal que ens acostem a una estrella. Les estrelles són les fonts d’energia i calor de l’Univers. Si ens hi acostem massa la temperatura serà massa alta, però a certa distància la temperatura és perfecte per a l’existència d’aigua líquida. Al voltant de cada estrella hi ha una zona habitable (figura 2). Allà, si hi ha algun planeta o satèl·lit podria haver-hi aigua líquida.

Figura 2. Zona habitable al voltant d’una estrella.

La zona habitable nomes depèn de com és l’estrella. Si és una estrella molt energètica, la zona habitable estarà bastant lluny de l’estrella, però si és una estrella més freda, la zona habitable estarà molt més a prop de l’estrella.

Tot això és molt teòric, però si ho calculem pel cas del Sistema Solar, s’obté que la zona habitable conté tres planetes: Venus, la Terra i Mart. Per tant, la teoria quadra bé amb la realitat. De fet, creiem que quan aquests tres planetes es van formar, tots ells devien tenir aigua líquida, però les seves atmosferes van evolucionar i ja fa temps que ni Venus ni Mart tenen aigua líquida, almenys a la seva superfície. En el cas de Mart és claríssim, ja que veiem rius secs, mars secs i tot de formacions rocoses que necessitaven aigua per formar-se.

I en el Sistema Solar hi ha dos llocs més on sabem que hi ha aigua líquida: a Europa, satèl·lit de Júpiter, i a Encèlad, satèl·lit de Saturn. En aquests casos, no és perquè estiguin a la zona habitable del Sol sinó perquè les forces de marea dels seus planetes escalfen l’interior d’aquests satèl·lits.

També podem buscar vida fora del Sistema Solar. Ja fa temps que estem descobrint exoplanetes. El primer es va descobrir l’any 1995 i ja en portem més de 7.000 de descoberts. Els primers satèl·lits que estudiaven exooplanetes es dedicaven a descobrir-ne molts, però avui en dia es dediquen més a caracteritzar-los, a saber amb molt detall com són les seves característiques. I avui en dia ja s’està estudiant com són les seves atmosferes. Quan es produeix un trànsit, una part de la llum de l’estrella travessa l’atmosfera del planeta i afecta la seva llum. D’aquesta manera podem començar a saber quines molècules formen aquesta atmosfera.

Quan sapiguem amb molt detall la composició química exacta d’una atmosfera podrem saber si en aquell planeta hi ha vida o no. Es tracta de trobar biomarcadors, conjunts de molècules incompatibles entre elles i que si existeixen és degut a la presència de vida.

I una manera més sofisticada de descobrir vida en un exoplaneta és trobant tecnomarcadors en la seva estrella. Es a dir, si existeix una civilització prou avançada, segurament aprofitarà al màxim l’energia de l’estrella, i haurà col·locat tot un sistema de captació de la llum estel·lar, per exemple. Això ho podríem detectar observant l’estrella (figura 3).

Figura 3. Estructura al voltant d’una estrella per aprofitar al màxim l’energia estel·lar.

El projecte SETI

Una manera alternativa de trobar vida a l’Univers és la que proposa el projecte SETI. Aquest projecte va néixer als Estats Units l’any 1960, de la mà de científics com Frank Drake o Carl Sagan. En aquest cas no es tracta de trobar qualsevol tipus de vida sinó vida tecnològica, és a dir, senyals de ràdio emeses per altres civilitzacions avançades.

En aquest cas ja s’està restringint molt més la búsqueda. Fins ara parlàvem de qualsevol tipus de vida, però ara ja parlem només de vida tecnològica. Cal pensar que en els 4.600 milions d’anys que té la Terra, els 600 primers milions d’anys van ser molt convulsos, la Terra estava molt calenta, va rebre grans impactes. Fa uns 4000 milions d’anys la Terra es va començar a refredar, i fa uns 3.800 milions d’anys ja trobem indicis de vida. Però fins fa uns 600 milions d’anys, la vida només era bacteriana, molt senzilla. A partir d’aleshores es va formar vida pluricel·lular, va evolucionar i es va tornar complexa. Fa pocs milions d’anys que hi ha vida intel·ligent, entenent per intel·ligent que algunes espècies van començar a fabricar instruments; i només fa cent anys que hi ha vida tecnològica, és a dir, que podem enviar senyals electromagnètiques a l’espai.

És a dir, que durant el 82% d’història de la Terra hi ha hagut vida; durant el 0,13% d’història de la Terra hi ha hagut vida intel·ligent; i només durant el 0,000002% d’història de la Terra hi ha hagut vida tecnològica. Si això ho extrapolem a altres planetes on ha aparegut la vida, la vida tecnològica representa una minúscula fracció de la total.

Així doncs, el projecte SETI es dedica a escoltar l’Univers amb radiotelescopis i intentar descobrir el senyal d’alguna civilització extraterrestre. I també, a vegades emeten senyals cap enfora, per si alguna civilització ens està escoltant a nosaltres.

I en quina freqüència s’escolta i s’emeten ones electromagnètiques? Es va arribar a la conclusió que s’havia de fer amb la freqüència més universal, la de longitud d’ona de 21 cm. Com sabeu, la nostra galàxia i l’Univers en general està plena de núvols de gas d’hidrogen, que és l’element més abundant amb molta diferència. Aquests núvols són molt poc densos i molt freds. Són tan freds, que els seus electrons generalment no tenen energia per saltar de nivell, i per tant no poden emetre llum degut als salts electrònics. I semblaria que, per tant, no emeten llum. Però això no és veritat.

Un àtom d’hidrogen està fet per un protó més un electró. En el cas de l’hidrogen d’aquests núvols, l’electró està en el nivell de mínima energia. Però aquestes partícules tenen una propietat quàntica que és l’espín, que és un moment angular intrínsec i que podríem pensar com una rotació. Doncs bé, segons la física quàntica, aquest moment angular està quantitzat i només pot tenir dues direccions possibles. Això vol dir que el protó i l’electró poden tenir els espins paral·lels -els dos en la mateixa direcció- o antiparal·lels -un en una direcció i l’altre en la direcció contrària-.

Resulta que si són paral·lels l’àtom té una mica més d’energia que si són antiparal·lels. La diferència energètica és petitíssima, de només 5,9 10^-6 eV, que vol dir una freqüència de 1420 MHz o una longitud d’ona de 21 cm, que es troba dins del rang de les ones de ràdio.

Si hi ha un núvol de gas hidrogen fred, alguns dels àtoms passaran de la configuració paral·lela a l’antiparal·lela i emetran un fotó amb aquesta energia. Es l’anomenada radiació de 21 cm (figura 4).

Figura 4. Emissió de radiació en 21 cm

Així doncs, el projecte SETI es dedica, des de fa dècades, a captar emissions en 21 cm per esbrinar si algun dels senyals és d’alguna civilització tecnològica.

El senyal wow

El 15 d’agost de 1977, el radiotelescopi Big Ear de la Universitat d’Ohio va rebre un senyal de ràdio desconegut durant 72 segons, que es va fer famosa amb el nom de la senyal wow.

El radiotelescopi Big Ear era un gran radiotelescopi molt peculiar. Enlloc de tenir forma d’antena, tenia forma de camp de futbol. La seva base era plana, mesurava 103x33 m i en dos costats llargs tenia unes xarxes metàl·liques, en un costat la xarxa era perpendicular al terra, mentre que en l’altre estava inclinada. La xarxa inclinada rebia les ones de ràdio, les reflectia cap a la xarxa vertical i aquesta les enviava cap a un receptor, amb forma de bocina que hi havia situada en un lateral del camp, en la posició de la porteria.

Figura 5. Radiotelescopi Big Ear

Aquest radiotelescopi estava captant senyals en 21 cm de l’Univers, i aquests senyals es registraven en un full de paper continu en aquella època.

Al mes d’agost de 1977, Jerry R. Ehman, que estava treballant com a voluntari en el projecte SETI, va revisar els registres del radiotelescopi dels darrers dies i va trobar un senyal anormalment intens. Va quedar tan sorprès que en el mateix paper va escriure Wow! (figura 6).

Figura 6. Seqüència numèrica del senyal Wow

En aquest full apareixen 50 columnes diferents que es corresponen a 50 freqüències diferents (50 canals diferents), i cada canal tenia una banda molt estreta. Si no hi ha res vol dir que només hi ha soroll, i si hi ha un número vol dir que el senyal és tants sigmes per sobre del soroll. Els números arriben fins al 9 i per anar més enllà s’escrivien lletres, així A vol dir 10, B vol dir 11, etc.

La senyal wow té la següent seqüència: 6EQUJ5 que passat a números és: 6,14, 26, 30, 19, 5. Cada valor dura 10 s més 2 s de processament, per tant tot el senyal dura 72 s. Si ho passem a una gràfica obtenim el següent (figura 7).

Figura 7. Senyal Wow

Aquest senyal l’hem d’interpretar de la següent manera: no és que el senyal pugi i baixi, sinó que el senyal era constant i la Terra al girar va passar per sobre del senyal i va marxar.

A més, el radiotelescopi tenia dues bocines que registren el mateix amb 5 minuts de diferència. Una bocina va registrar el senyal mentre que l’altra no. Per tant va ser un senyal ràpid, que va durar poc. El senyal va venir d’una zona de la constel·lació de sagitari.

Què va produir el senyal Wow? No en tenim ni idea, però evidentment han aparegut hipòtesis de tots colors, s’han escrit llibres i s’ha especulat moltíssim. És un senyal molt famós. I molts científics han intentat explicar el seu origen. El més acceptat és que potser va ser l’emissió d’un cometa que passava per la zona el dia de l’emissió.

 Làsers

Canviem de tema i parlem dels làsers. Després lligarem les dues coses. Com tots sabeu un làser és un aparell que emet llum i que avui en dia té moltes utilitats: per senyalar en una pantalla, per llegir CD o DVD, per operar, per tallar xapa metàl·lica, per transmissions de comunicació, etc. Però no és una font de llum normal, amb una bombeta o un led no podem operar. Llavors, què és el que la fa tan especial?

D’entrada veiem que els làsers tenen dues propietats importants: són monocromàtics i formen un feix de llum molt col·limat. I encara en tenen una altra que no es veu tan ràpidament: la seva llum és coherent. Veurem què vol dir tot això.

Els làsers són una de les grans aplicacions de la física quàntica. Sense aquesta disciplina no s’haurien pogut inventar. Anem a veure una mica el seu desenvolupament:

La física quàntica ens diu que algunes propietats de la matèria estan quantitzades, no són contínues, com per exemple l’energia dels sistemes. L’exemple més típic que s’utilitza per explicar això són els nivells electrònics dels àtoms. Un àtom està format per un nucli central -amb protons i neutrons- i amb electrons orbitant al seu voltant. Avui en dia ja sabem que no són òrbites clàssiques com les dels planetes al voltant del Sol, sinó que es parla d’orbitals, però l’important és que cada orbital té un nivell d’energia determinat. Es a dir, els electrons no poden tenir qualsevol valor d’energia sinó que només en poden tenir uns de concrets. Així doncs, un electró pot estar al nivell 1 -que és el més baix, el menys energètic-, al nivell 2, al nivell 3, etc. Però no pot estar entremig.

Ara bé, els electrons poden saltar d’un nivell a un altre. Per pujar d’un nivell energèticament baix a un nivell més alt només ho pot fer si absorbeix un fotó -una partícula de llum- amb l’energia exacta per passar d’un nivell a l’altre. I per baixar d’un nivell energèticament alt a un de més baix només s’ha de despendre de l’energia sobrant emetent un fotó amb aquest valor energètic. Així doncs, pujar de nivell normalment costa molt més que baixar-ne. És més, quan un electró ha pujat de nivell, normalment al cap d’un instant -típicament 10^-8 s- es desprèn de l’energia sobrant en forma de fotó i torna a baixar. Els electrons prefereixen estar al nivell mínim d’energia possible. Aquests processos d’emissió i d’absorció de fotons per part d’electrons s’anomenen emissió espontània i absorció espontània.

Aquestes idees bàsiques ja van aparèixer de la mà de Niels Bohr l’any 1913. Encara que no se sabia el perquè ja es veia que el comportament dels electrons seguia aquest patró, i sobretot que els seus nivells d’energia estaven quantitzats.

Quatre anys després, el 1917, Albert Einstein va descobrir que hi pot haver un altre tipus d’emissió de fotons: l’emissió estimulada (figura 8). Si en un àtom un electró està en un nivell excitat, i passa un fotó amb l’energia idèntica al salt energètic de l’electró, l’electró excitat es desexcitarà emetent un fotó. Però mireu què passarà: el fotó incident i el fotó emès seran idèntics, és a dir, amb la mateixa energia (i això també vol dir el mateix color), es mouran en la mateixa direcció però a més tindran també la mateixa fase.

Figura 8. Emissió estimulada

Que dos fotons tinguin la mateixa fase vol dir que la seva llum serà coherent. La coherència és una propietat de totes les ones i té a veure amb les seves interferències. Dues ones poden interferir de diferent manera, de forma totalment constructiva, totalment destructiva o amb diferents graus. Dues ones són coherents si interfereixen de forma totalment constructiva, no s’anul·len entre elles, és a dir els seus màxims i els seus mínims coincideixen.

I aquest és el principi físic del làser: es tracta de la creació d’un feix de llum col·limat (en la mateixa direcció), monocromàtic i coherent, a partir de l’emissió estimulada d’una gran quantitat de fotons.

I com en moltes altres coses, el pare teòric del làser va ser Albert Einstein. Si al 1917 va descriure el fenomen de l’emissió estimulada, el 1926 ell mateix en derivà les equacions corresponents.

Ara bé, una cosa és la teoria i una altra ben diferent és la pràctica. Va costar molt arribar a produir llum làser. No va ser passada la segona guerra mundial que els físics es van interessar per aquest fenomen i van buscar com produir llum estimulada. De fet el nom de làser és un acrònim que significa: Light Amplification by Stimulated Emission of Radiation «amplificació de llum per emissió estimulada de radiació »

El 1953 Charles H. Townes i dos dels seus estudiants de la Universitat de Columbia (EUA) van produir el primer màser, que és l’equivalent al làser però amb microones i no llum visible. Aquest màser, però no podia emetre radiació de forma continuada. Al mateix temps els soviètics Nikolai Bàssov i Aleksandr Mikhailovitx Prókhorov solucionaren els problemes de l’emissió contínua i aconseguiren crear un estat d’inversió de població permament. Aquests tres físics, Townes, Bàssov i Prókhorov, guanyaren el Premi Nobel el 1964 pels seus treballs fonamentals sobre l'electrònica quàntica, el que ha permès la construcció d'oscil·ladors i amplificadors basats en el principi màser-làser.

Finalment, el primer làser funcional el dissenyà i construí el 1960 Theodore H. Maiman, dels laboratoris de recerca de Califòrnia (EUA) a partir d’un cristall de robí. I durant els anys 60 s’idearen altres tipus de làsers: de gas (heli i neó), de semiconductors, etc. Al principi tots eren de polsos però als anys 70 ja aparegueren làsers d’emissió contínua.

El cas dels làsers és molt curiós perquè una vegada descoberts o inventats no se’ls coneixia cap aplicació pràctica. Però ben aviat ja es van començar a usar massivament a escala industrial. La primera aplicació quotidiana dels làsers fou per a lectors de codis de barres, iniciada el 1974. Posteriorment, al 1982, es van començar a usar com a lectors de CD, i a partir d’aquí les seves aplicacions es van disparar.

Possible explicació del senyal wow

El passat estiu es va publicar un article amb una nova explicació sobre el senyal Wow. I aquí és on lliga aquest senyal amb els làsers.

Els autors de l’article són Abel Méndez (Universitat de Puerto Rico), Kevin Ortiz Ceballos (Universitat Harvard, USA) i Jorge I. Zuluaga (Universitat d’Antioquia, Colòmbia). Han treballat amb dades obtingudes pel radiotelescopi d’Arecibo, entre els anys 2017 i 2020. Recordem que aquest radiotelescopi va ser el major radiotelescopi del món durant molts anys, amb un diàmetre de 305 m, fins que l’1 de desembre de 2020 es va ensorrar a causa del trencament previ de diversos cables que el subjectaven.

Aquests autors van buscar a l’arxiu d’Arecibo dades que fossin molt semblants al senyal wow. Es a dir, van buscar senyals de banda estreta i entre 1000 i 10.000 MHz. Aquestes observacions es van fer dins d’un programa anomenat reds, que es dedicava a estudiar estrelles nanes vermelles. I encara continua, però després de l’ensorrament de la gran antena, ha continuat amb un radiotelescopi més petit de 12 m també a Arecibo.

L’estudi de les nanes vermelles amb ràdio és molt important per l’astrobiologia perquè no sabem si els exoplanetes que hi ha al voltant d’aquestes estrelles tan petites i fredes poden ser habitables. El problema és que aquestes estrelles tenen unes tempestes estel·lars molt importants que poden arrassar els planetes potencialment habitables. I aquestes tempestes es poden estudiar per la seva emissió ràdio.

Doncs bé, en el marc del programa reds, aquests autors han buscat senyals semblants al wow i n’han trobat 4! Ara bé, no amb la intensitat tan forta de l’original, sinó que unes 100 vegades menys intenses. Tots aquests senyals estan a prop de l’estrella Teegarden, nana vermella que es troba a només 12 anys llum de nosaltres, i a la qual se li coneixen 2 exoplanetes, un dels quals a la zona habitable de l’estrella.

Aquests quatre senyals es corresponen amb núvols interestelars d’hidrogen fred (HI) de la nostra galàxia.

Figura 9. Els quatre senyals semblants al wow

Per tant, el més semblant al senyal wow que hem identificat realment són aquests núvols freds. I com pot ser que la intensitat augmenti unes 100 vegades? Doncs perquè de forma natural es produeix una emissió màser (un làser de microones). Al darrera de cadascun dels núvols hi ha una font de llum transitòria, que ja pots ser de banda ampla, com ara una estrella que produeixi una fulguració, o d’alguna emissió més intensa deguda a algun mecanisme més energètic, com un magnetar o una font suau de raigs gamma (Soft gamma repeater). Aquesta emissió produiria una gran inversió de població en els àtoms d’hidrogen del núvol, que s’anirien desexcitant de forma estimulada, és a dir, un mecanisme de maser natural.   

Figura 10. Explicació del senyal Wow per emissió màser d’una font energètica

No sabem si això va ser així exactament, però ha servit per explicar que a l’Univers hi ha mecanismes que operen com un làser natural, i que el senyal wow potser va ser degut a aquest mecanisme.

Col·loqui

Com s’anomenen els exoplanetes quan es descobreixen?
Amb el nom de l’estrella més una lletra: b, c, d...

Vaig llegir un article que deia que d’aquí 4 anys ja podrem saber si Pròxima b té vida, com pot ser?
Sí, estan construint el telescopi terrestre més gran del món, a Xile, i tindrà gairebé 40 m de diàmetre. Amb aquest telescopi s’obtindran uns espectres tan detallats que podrem saber amb molt detall la composició química de l’atmosfera d’aquest planeta, i deduir si hi ha vida o no.

Conferència de l'Astronòmica de Sabadell. Luís Romero, 9 d'abril de 2025

Tenia previst fer una xerrada sobre els primers anys de l'Agrupació Astronòmica, però com que nomes tinc mitja hora, no em donava temps, i per tant he pensat a concentrar-ho en el primer any de l’Agrupació, que déu-n'hi-do. 

En aquest auditori que ara estem es fa molta divulgació científica, i de fet, des dels començaments, l’Agrupació va tenir una clara determinació de fer divulgació astronòmica, per als seus fundadors això era important. Ara veurem exemples, i també veurem que va haver-hi un vincle molt estret amb la ciutat i amb les seves institucions. 

Deixeu-me que us posi una miqueta en context. Estem parlant gairebé de mitjans del segle XX.  En primer lloc, als anys 50, van haver-hi canvis polítics importants, tant interns com externs, del règim franquista. Un dels canvis va ser una certa tímida apertura en les propostes culturals, sempre i quan, evidentment, no qüestionessin l'estat de les coses. I això es va produir quan apareixia una nova generació que no havia viscut directament la guerra ni tampoc els primers anys de la postguerra, els anys més durs. I també coincideix amb un altre tema que no és menys important: el llançament de l'Sputnik, l’any 1957, la primera  d’una sèrie de grans fites astronàutiques. 

Fixeu-vos, per exemple amb aquesta portada de “La Vanguardia” (figura 1), on ja es parlava d'anar a la lluna.  Això ens indica l’interès que hi havia entre el públic en general per tot el que eren els avanços en l'astronàutica. I aquest interès també el recollien les associacions astronòmiques que hi havia en aquell moment, entre elles, l'Agrupació Astronòmica de Sabadell. Perquè, d'alguna manera, més enllà de les qüestions geopolítiques que podien haver-hi en aquell moment per la Guerra Freda, el cert és que aquestes agrupacions es van convertir d'alguna manera en centres de referència dins del públic en general per saber més coses del que estava passant. Penseu que la divulgació no era una cosa tan estesa com ara.

Figura 1. Portada de la Vanguardia parlant de l’arribada a la Lluna

Tots sabeu ja com va néixer l'Astronòmica de Sabadell. A més, tenim aquí un protagonista del naixement de l'Agrupació, que ens ho pot explicar molt millor. Per resumir-ho, un grup de joves, menors d'edat, tenien molt d'interès per l'astronomia, es reunien, parlaven, i fins i tot feien observacions amb els mitjans precaris que en aquells moments podien disposar. I allò va ser una mica l'embrió del que poc després es convertiria en l'Agrupació Astronòmica. 

De tota manera, per fer una miqueta d'antecedents del que va passar abans de la fundació, al 1960, van haver-hi dos esdeveniments que crec que són interessants de ressaltar. D'una banda, la conferència del pare Ignasi Puig, que era un jesuïta, director de la revista “Ibérica” (figura 2). Era un astrònom i gran divulgador molt conegut, i va fer una conferència a Sabadell que es va titular: “¿Existen otros mundos habitados?” I aquest títol ja recull l’interès que hi havia per anar a explorar l’espai.

Figura 2. El pare Puig en plena conferència

Un segon fet que jo crec que va ser bastant important - fins i tot més encara que l’anterior- va ser l'eclipsi que va haver-hi l’any 1959. Va ser un eclipsi parcial de Sol, que a Catalunya només va ser del 50%, però va ser molt popular i va atreure molt públic. Es va donar bastanta repercussió mediàtica i va haver-hi gran interès per a observar-lo. Encara no existia l’Astronòmica de Sabadell però ja existia Aster, Sadeya i altres associacions astronòmiques. Ja hi havia tot un moviment associatiu a l’entorn de l’astronomia.

També és veritat que els aparells que tenien en aquell moment eren molt precaris. Es van publicar resultats, i en el cas de l'Agrupació Astronòmica, tot i que no existia formalment, aquest grapat de joves ja van fer les seves observacions, fins i tot les van publicar en un exemplar únic, que van mecanografiar i dibuixar ells mateixos, i que van repartir entre ells. Hi havia aquesta inquietud, i allà estava com aquesta espècie de pre-agrupació astronòmica. 

Per cert, només una curiositat. La franja de la totalitat va passar per les Canàries, i no és un fet menor, perquè això va catalitzar, d'alguna manera, la possibilitat de la construcció de l'Observatori del Teide. De fet, aquell mateix any, no sé quin ministeri del govern espanyol, va fundar aquell Observatori del Teide.

Bé, ja estem a la creació de l'Agrupació Astronòmica. Formalment es va inscriure al Registre Oficial d’Associacions el 14 d'abril del 1960. I fixeu-vos en l'espai que li va dedicar el diari “Sabadell” en aquell moment (figura 3). És molt interessant tota la informació que hi ha aquí, però us destaco aquest primer paràgraf perquè crec que no és un tema menor. Fixeu-vos els verbs que utilitza el redactor: diu “encausar, orientar i recolzar”. Per què? Perquè va haver-hi tot un moviment cultural dins de la ciutat que intentava, d'alguna manera, canalitzar aquestes inquietuds culturals de la gent jove en aquell moment a Sabadell. I l'Agrupació Astronòmica era una manifestació més d'aquest interès per fer activitats culturals a la ciutat. Sempre i quan, òbviament, no hi hagués cap problema amb el règim. 

Figura 3. Diari de Sabadell el 14 d’abril de 1960

També es va crear, per exemple, el Cineclub Sabadell, que va néixer el 1957. Tampoc hem d'oblidar el context local. Sabadell era una ciutat potent, amb  una indústria tèxtil bastant important, una burgesia bastant ben afincada i un poder polític fins a cert punt sensible. Dins d'aquest poder polític i d'aquesta burgesia sensible, aquestes manifestacions culturals van crear un entorn amigable per qualsevol iniciativa d'aquestes que, com deia abans, no creés problemes al règim. Altres iniciatives culturals de l’època van ser: la Fundació Bosch i Cardellach; la revista “Riu Torrent”, que va tenir alguns problemes amb la censura; o el propi Miquel Crusafont, una persona emblemàtica a la ciutat, que als anys 50 va començar a fer cursos de paleontologia. Aquests cursos van ser molt importants i van tenir ressò internacional. Crusafont tenia molt clar que havia d'utilitzar tots els mitjans mediàtics per difondre la ciència. I això, jo crec, que va servir una mica, potser de forma inconscient, com a model del que després faria l'Agrupació Astronòmica de Sabadell. 

Bé, us he comentat que va haver-hi un entorn amigable, però també va haver-hi un recolzament institucional. I per situar-nos, què és el que volien les agrupacions astronòmiques d'aficionats als anys 50 i 60? Bàsicament vàries coses: volien tenir un local, volien tenir un telescopi (a poder ser un observatori), i una cosa no menys important: un mitjà de comunicació, una revista, un butlletí, alguna manera de comunicar amb els socis i el públic en general el que feien. 

L’Agrupació Astronòmica de Sabadell va tenir local des del començament. Diferents entitats els van cedir algun local. Per exemple, aquí podem veure l’espai que els deixaven al diari de Sabadell (figura 4). També van disposar d’un lloc per a observar, no ben bé un observatori però sí la torre de l’escola d’oficis, perquè hi posessin els telescopis i observessin. No era un observatori, no era idoni, però tampoc era un lloc tan dolent. Van comprar un primer telescopi amb una subvenció del 100% del diari “Sabadell”. Era un telescopi de 14 cm de diàmetre, bastant interessant per l’època i que poca gent podia tenir-lo. 

Figura 4. Primer local, primer observatori i primer telescopi

El tema dels ingressos també és important. Evidentment, tota associació privada ha de poder mantenir-se amb les aportacions dels socis, i això és com ho va fer també l'Agrupació Astronòmica. Els primers anys també va rebre una ajuda oficial de la delegació local de premsa, propaganda i ràdio, com altres entitats locals de la ciutat. No era gaire quantiosa però això els va permetre respirar una mica més tranquils en els primers anys.

Un altre factor important, que ja us he comentat, va ser el recolzament inequívoc i constant que van tenir dels mitjans de comunicació local, especialment del diari “Sabadell” i de la ràdio “Sabadell”. Això els va ajudar molt perquè els va permetre difondre els seus missatges i les seves activitats a tota la població, encara que fos a nivell local, però ho van poder fer amb un recolzament important.

Amb tot això, a finals del primer any ja tenien 76 socis, i al final de la dècada 214 socis. No està gens malament, tenint en compte que parlem d’un tema tan minoritari com és l’astronomia.

Parlem de la revista, del butlletí, l’Astrum (figura 5). A mitjans del segle XX, la possibilitat d'obtenir informació sobre astronomia més enllà dels llibres de Flammarion o de Comas Solà, que eren molt generalistes, només es podien aconseguir si s’estava subscrit a entitats més consolidades, més antigues, normalment estrangeres, que tenien una revista que estava suficientment informada i que mantenia el dia de tot allò que passava o que passaria al món de l'astronomia. Entre altres, per exemple, les efemèrides o qualsevol fenomen que podia ocórrer.  El problema era el preu. Estar subscrit a un butlletí d'aquestes associacions era molt car. L’opció que hi havia era fer una revista pròpia amb un bon contingut i intercanviar-la amb les altres associacions d’arreu del món. Era un sistema molt eficient, molt barat i que permetia estar al dia.

Figura 5. Astrum num. 1

De fet, va tenir molt d'èxit perquè ja l'any 61, només un any després de la seva fundació, de de l’Astronòmica de Sabadell ja s’intercanviaven revistes amb associacions d'Argentina, d’Estats Units, de França, de Mèxic, de Suècia i de Dinamarca. I això, evidentment, va continuar. Òbviament, aquest intercanvi es produïa amb les altres associacions més properes, com Àster, Sadeya, però també amb l'Observatori de l'Ebre i l'Observatori de San Fernando, que també editaven publicacions. 

He posat moltes fotos, però no us les explicaré en detall. Vull remarcar l'activitat divulgativa, que va ser extensíssima. Penseu que tot el que us mostro és només una petita part del que va passar en un any, de fet, en menys d'un any. La profusió amb la qual l'Agrupació Astronòmica es va donar a conèixer els primers mesos va ser impressionant. Va participar en molts esdeveniments. La pròpia “Vanguardia” es va fer ressò de la creació de l’Agrupació, al diari de Sabadell sempre sortien notícies sobre ella, etc.

I una altra cosa molt important és que feien observacions. Ara això em sembla molt normal, però en aquella època no ho era tant. Els havien pagat un telescopi però el van posar al servei de la gent perquè observessin diferents astres. Des dels inicis ja van fer sessions públiques. I al diari de Sabadell sortien anunciades totes aquestes sessions públiques. Tot això s’ha mantingut fins avui en dia. M’atreviria a dir que és l’ADN de l’Agrupació. També feien visites a altres observatoris, feien xerrades, i van tenir el seu propi programa de ràdio.

Però a més de divulgar, els membres d’una associació astronòmica volen aprendre, compartir observacions, fer activitats astronòmiques. I des del començament, aquesta vessant també la van cuidar molt. Podem veure per exemple (figura 6) partes d’observacions, al principi molt genèrics, però amb el temps es van anar especialitzant, hi havia partes dedicats a molts temes diferents: al pas del satèl·lit Echo, als satèl·lits de Júpiter, etc. Tot això ho enviaven als socis, i més tard també a altres associacions.

Figura 6. Partes d’observacions

El satèl·lit Echo els va donar molta transcendència també. Amb ell van sortir molt a la palestra pública. Va ser el primer satèl·lit de comunicacions que van llançar els americans a l'agost del 1960. Era una bola enorme, coberta d’una superfície reflectant, de tal manera que si s’enviava un senyal des de la Terra, es reflectia. Com que també reflectia la llum del Sol, cada vegada que passava per sobre nostra, es podia veure molt bé. De fet, arribava a una magnitud semblant a la de Júpiter, amb un cel molt menys contaminat que l’actual. Va ser una oportunitat de les associacions per difondre les seves activitats al públic. Igualment, ho va fer Aster a Barcelona. Anunciaven l’horari de pas i convocaven a la gent per a observar-lo.

De fet, jo crec que aquesta estratègia li va permetre a l'Agrupació Astronòmica i a altres associacions donar-se a conèixer i crear-se un nom a l'espai públic. De tal manera que van legitimar d'alguna manera la seva utilitat davant de l'esfera pública; i en paral·lel, a la informació que podien donar els experts o professionals. En aquella època no era com ara, els professionals no divulgaven. Així, les associacions van trobar un lloc entre el públic i els experts, feien aquesta espècie de vincle. 

Un altre exemple, que en aquest cas no és de divulgació, sinó de treball propi d'investigació, va ser la participació en l’observació del trànsit de Mercuri que es va produir l'any 1960. De fet, tan aviat com es va formar l'Agrupació Astronòmica, van trucar a la porta de l'UNAC. L'UNAC era la Unió Nacional d'Astronomia i Ciències Afins, organisme que depenia del CSIC i que tenia com a objecte la promoció, la coordinació de treballs astronòmics a nivell de tot l'Estat. Participaven no només professionals -els pocs que hi havia en aquell moment- sinó també alguns observatoris privats, alguns aficionats que tenien els mitjans.

La veritat és que l’UNAC va tenir molt poca rellevància, i potser una de les coses més interessants que va fer va ser aquesta coordinació de l'estudi del trànsit de Mercuri. Perquè us feu una idea, aquesta és la carta que es va rebre a Sabadell, sol·licitant la participació dels membres de l'Agrupació (figura 7). Això anava acompanyat d'uns fulls d'observacions, de com s'havia d'observar, com s'havia d'agafar els temps del trànsit de Mercuri, etcètera. En total van participar-hi 34 observadors, dels quals 24 eren aficionats.

Figura 7. Carta de la UNAC

Els resultats no van ser gaire significatius, van ser bastant pobres, ja que la mesura del temps aquella època era una mica precària. Ara bé, van ser molt semblants d’altres resultats obtinguts per l’AAVSO, per exemple.

Estic acabant. Si l'any 1959 va ser, com dèiem, la “preqüela” de l'Agrupació Astronòmica, un altre eclipsi solar que hi va haver el 1961, va ser la consolidació. Aquell eclipsi va arribar al 96% a Sabadell. També el van difondre molt, tant a la ràdio com al diari. Mireu, per exemple, l'espai que dedicaven anunciant-lo un mes i mig abans, i uns dies abans. El text no només explica, sinó que més adverteix de la millor manera de poder observar l'eclipsi. Tenia aquesta funció de difondre també una observació “segura” de l'eclipsi. 

L'Agrupació es va mobilitzar. Penseu que tenia molt pocs mesos de vida, però es va mobilitzar. Va utilitzar tots els mitjans que tenia al seu abast, no només el telescopi propi, sinó que va reclutar tots els telescopis que en aquell moment disposava i va muntar dos llocs per veure l'eclipsi, a la mateixa escola d'oficis. Un va ser el més oficial o el d'estudi, des d’on es van fer les fotografies, el cronometratge i les mesures de les condicions meteorològiques, és a dir, on es va fer l'estudi pròpiament de l'eclipsi. I l’altre va ser on van disposar els equips perquè tota la gent que volgués pogués venir a veure l'eclipsi. Penseu que l'eclipsi tampoc durava tant, i a més era un dia laborable a primera hora del matí. Tot i així, diuen les cròniques que va ser un èxit, ja que hi van passar unes 300 persones. Va contribuir, de nou, a potenciar la imatge de l'Agrupació i a captar-ne més socis (figura 8).

Figura 8. Observació de l’eclipsi de Sol

L’eclipsi es va seguir també des d’altres llocs com l’Observatori Fabra, la Universitat de Barcelona, l’Observatori d’Aster, etc. Però la resta d’observatoris no van poder fer cap foto de la totalitat de l’eclipsi per culpa dels núvols, només es va poder fotografiar des de Sabadell. Des d’aquí sí es va obtenir una fotografia de la totalitat. Va ser l’única que es va poder fer des de Catalunya.

Per acabar, només volia fer una mica de resum. Com veieu, l'Agrupació Astronòmica de Sabadell és una entitat molt arrelada a la ciutat, que a més a més va tenir una vocació clarament divulgativa, utilitzant tots els mitjans que tenia al seu abast per donar-se a conèixer i per donar a conèixer la seva activitat. I jo crec que això va ser un model d'èxit. Avui en dia crec que continua sent un model d'èxit, però com us deia abans, això ja va néixer així. L'Agrupació Astronòmica no va fer un canvi, un gir especial al llarg de la seva història. Té una estratègia que s'ha mantingut, l'ha anat adaptant amb els anys, però que ja estava en el seu origen. Un clar exemple són les conferències que es duen a terme cada dimecres en aquesta sala. Això ens ha permès fer aquest 65 aniversari amb molt bona salut.

Coloqui

El satèl·lit Echo-1, com el van posar en òrbita sent tan gran?
De fet era un globus, era més semblant a un globus aerostàtic que a un satèl·lit

Conferència de l'Astronòmica de Sabadell. Lola Balaguer, 23 d'abril de 2025

Avui parlaré d'un tema que potser és una mica més diferent del que esteu acostumats: “No hi ha planeta B, cuidem la Terra”. Us intentaré explicar una mica per què ens interessa o per què ens ha d'interessar a tots el tema de la sostenibilitat.

La primera imatge que us poso aquí (figura 1) la va dissenyar un científic de la Universitat de Reading d'Anglaterra, que reflecteix l'evolució de la temperatura del planeta. Un pot anar a aquesta web i treure l'evolució de la temperatura del seu país o de la seva regió. I és molt visual, ja que es veu perfectament com hem passat de temperatures més fresques (color blau) a temperatures més càlides (color vermell) des del 1860 fins a l'actualitat.

Figura 1. Evolució de la temperatura a Espanya

Jo fa 18 anys que treballo al grup de Gaia, així que no puc evitar posar una imatge d'aquest satèl·lit per explicar el que sigui (figura 2). No és una sola imatge, sinó que és una representació de dades. Ja sabeu que Gaia és un satèl·lit d’una missió espacial de l’ESA (Agència Espacial Europea), i que ha estat 11 anys mesurant i fent el mapa més precís de la nostra galàxia. Ha mesurat 2.000 milions d'estrelles, que correspon a l'1% de la galàxia, ja que la nostra galàxia conté uns 200.000 milions d'estrelles.

Figura 2. Imatge de la nostra galàxia amb les dades de GAIA

L'any vinent es publicarà un nou catàleg de les dades de Gaia, i el 2030 es publicarà el catàleg complet. O sigui, que encara que la presa de dades d'aquesta missió ja s'ha acabat, encara s'hi està treballant.

Però no vinc a parlar de Gaia, el que us volia dir és que cada estrella de la nostra galàxia ha de tenir uns quants planetes al seu voltant, de manera que el nombre de planetes que hi ha a la Via Làctia ha de ser enorme. I amb tanta varietat, segur que hi ha planetes que són habitables, com ara la Terra o semblants, o que entren dins d'alguns paràmetres que poden ser habitables. Però aquest no és el problema, el problema -pel qual diem que no hi ha planeta B per als humans- és l'enorme distància que ens separa d’ells. No podem viatjar a cap planeta.

Si es pensa en la distància que hi ha a l'Estació Espacial Internacional, veiem que está molt a prop, a tan sols 350 quilòmetres. Si anem a la Lluna, la cosa ja es complica, ja que es troba a uns 360.000 quilòmetres. Arribar-hi ja és una mica més difícil i, de fet, per això no s’hi ha anat des de fa temps. La següent escala són els 80 milions de quilòmetres que hi ha fins a Mart. Hi ha projectes i desitjos d’enviar humans a Mart, però és molt més complicat i tecnològicament encara no estem preparats. Com diu un company meu, Jorge Hernández Bernal: "Estem més a prop de no tenir res per menjar que d'arribar a Mart".

Però si els humans algun dia hem d'anar a un altre planeta, haurem d'anar a un altre estrella, els altres planetes del Sistema Solar no ens serveixen com a habitables. I l'estrella més propera, Pròxima Centauri , està a uns 40 bilions de quilòmetres de nosaltres, que són més de quatre anys llum. Per arribar-hi, si es pensa en la velocitat més ràpida d'una sonda espacial actual -la Parker Solar Probe- que es mou a gairebé 200 quilòmetres per segon, a aquesta velocitat trigaríem 7.000 anys. Així doncs, ja no estem en una escala humana. I això només seria per anar a l'estrella més propera, que no tindrà necessàriament un planeta habitable.

A més, hi ha el petit detall que al planeta Terra vivim 8.200 milions de persones. Aleshores, qui anirà a un altre planeta si és que hi ha un planeta on anar? Com diu Michel Mayor, premi Nobel pel descobriment dels exoplanetes: "Malgrat l'increïblement immens nombre gran d'exoplanetes a la nostra galàxia, si la Terra es torna inhabitable, la humanitat no té una altra opció. No hi ha una possibilitat real de migrar a un altre planeta, no hi ha un planeta B”. D’aquí ve el títol de la xerrada, encara que el que us vull explicar són coses relacionades més amb la sostenibilitat de la Terra.

La contaminació lumínica

Pels astrònoms, el primer problema de sostenibilitat és, òbviament, la contaminació lumínica.

Jo vaig tenir la sort de començar fa 18 anys amb la meva tesi doctoral a la Universitat de Barcelona. Vaig ser part de l'equip que va fer una campanya de mesurament de contaminació lumínica per tot Catalunya. Vam muntar un pla pilot d’avaluació de contaminació lumínica que va donar peu a la primera llei d’ordenació ambiental d’il·luminació de la Generalitat de Catalunya. Aquesta llei va ser la primera a nivell estatal després de la de La Palma, a les Canàries, a causa dels observatoris astronòmics que hi ha allà.

Hi ha moltes definicions per a la contaminació lumínica, però bàsicament és qualsevol efecte advers de la llum artificial que inclou difusió al cel: l'enlluernament, la intrusió, el desordre d'ús, el malbaratament d'energia. És una gran pèrdua, no només d'energia i de contaminació a molts nivells, sinó, sens dubte, també una pèrdua cultural, del coneixement del cel. El cel és de tots i tots hauríem de ser capaços de gaudir-lo, i això, per desgràcia, no passa.

A més a més, resulta que la contaminació lumínica no és un problema local sino global. Si contaminem en un lloc, afecta molt més enllà. Us mostro una imatge presa des del Pic del Voltor, a Javalambre, (figura 3) i des d'allà es pot veure la llum de Barcelona, que és a 300 km de distància, la llum de València (a 100 km) o la llum de Madrid (a 200 km).

Figura 3. Horitzó vist des de Javalambre

Quan els astrònoms o els científics veiem un problema, el primer que fem és mesurar-ho. Hi ha molts projectes de mesura de contaminació lumínica, però us explicaré el nostre, que té dues parts i que a més està relacionat amb Gaia.

D'una banda, vam desenvolupar un fotòmetre per mesurar la lluentor del cel. Hi ha molts tipus de fotòmetres, però aquest té la gràcia que se'l pot construir un mateix. Es compren les peces a Alibaba , t'arriben a casa, t'ho muntes i tens el teu fotòmetre. Va ser desenvolupat pels nostres companys de La Corunya i Vigo. D'altra banda, el nostre company Eduard Massana va fer el model per a l'obtenció de la brillantor natural del cel. Perquè el cel natural no és constant, com ja sabeu, de vegades hi ha Lluna, de vegades es veu la Via Làctia, de vegades hi ha aerosols, etc. Tot això sense comptar els núvols que també s'hi poden incloure.

La gràcia d'aquest projecte és que el fotòmetre envia la dada actual que veus i el model diu el que hauries d'estar veient, i és aquesta diferència la que dóna el nivell de contaminació. I tota la part estel·lar, el model ho obté de les dades de la missió Gaia. Això és el que ha fet que el nostre equip acabés treballant en aquest projecte.

Però la contaminació no és només un problema per als astrònoms, sinó que té efectes per a tots els éssers vius. Més del 50% dels éssers vius –la gran majoria– són d'hàbits nocturns. El 80% de les papallones, el 65% de les aus que migren, ho fan de nit. Si canviem la nit estem afectant els seus patrons de migració. El 93% dels amfibis i la gran majoria dels insectes també són nocturns. És a dir, que la contaminació lumínica té un gran impacte en tots aquests éssers vius.

El zooplàncton que ajuda a la depuració de laigua, amb llum no té una migració vertical i l’aigua no es neteja. Amb això, s'acaba provocant un efecte en cascada.

Als humans també ens afecta. Si de nit rebem llum blava, s'inhibeix la melatonina i provoca problemes de cronodisrupció , cosa que provoca problemes d'obesitat, diabetis, alzheimer , malalties coronàries, etc. O sigui que no es tracta només de la pèrdua d'un cel com a cultura o per a l'astronomia, sinó que els efectes van molt més enllà.

A més, és curiós veure a la foto de nit (figura 4) que els països del nord són els lumínicament més contaminats. Això passa amb gairebé tot tipus de contaminació. Els del nord som els que contaminem més.

Figura 4. Mapa terrestre nocturn

A més, posar llum on no cal és un malbaratament energètic clar i això té el preu d'una empremta de CO₂ més gran que augmenta la temperatura del planeta. El malbaratament energètic de la llum és un cas increïble. Des dels anys 70 s'ha duplicat la quantitat de llum que utilitzem per il·luminar, i és increïble que tenint LEDs –que són llums molt eficients i molt més barats– gastem més diners en electricitat que mai. Al contrari, ara es posen més llums, perquè és més barat.

I encara hi ha un altre efecte produït per la contaminació atmosfèrica: en il·luminar de nit hi ha reaccions fotoquímiques que es produeixen normalment de dia i que així també es produeixen de nit, provocant efectes de contaminació atmosfèrica de segon grau.

Per acabar, molta gent diu que la llum és necessària perquè és més segura. Hi ha estudis que demostren que no és cert, que il·luminar més no sempre vol dir més seguretat. De vegades es produeix el contrari, si s'il·lumina molt bé una zona i queda alguna cantonada que no està tan ben il·luminada, es converteix en focus d' inseguretat. El que és important no és il·luminar poc , sinó il·luminar bé i no il·luminar en excés. Aquest és sempre el missatge: més no és necessàriament millor.

Les escombraries espacials

Un altre dels temes que ens preocupa els astrònoms, i que ens hauria de preocupar a tots és el de les escombraries espacials. A la següent imatge (figura 5) podem veure que al voltant de la Terra hi ha un munt d'escombraries espacials. Es pot veure acolorida segons la mida. Hi ha uns 130 milions d‟objectes al voltant de la Terra de més d‟un mil·límetre; 1,2 milions d'objectes més grans d'un centímetre; i 50.000 objectes més grans que 10 cm. De tots ells només 10.200 són satèl·lits actius, tota la resta són escombraries.

Portem 60 anys de carrera espacial, durant els quals hi ha hagut més de 6.000 llançaments. Quan es llança un coet amb càrrega, el coet, el satèl·lit i la resta de peces queden flotant al voltant de la Terra. Portem 9.300 tones llançades a l’espai. I de tots aquests objectes que no fan res, que són escombraries, només n'hi ha uns 28.000 dels que fem seguiment. Hi ha una xarxa de telescopis que es dediquen a mirar on són les escombraries per avisar els satèl·lits actius que se'ls ve a sobre un tros d'escombraries. Això ja ha passat fins i tot amb l'Estació Espacial Internacional. Evidentment, només es poden visualitzar els objectes més grans.

Figura 5. Dibuix amb totes les escombraries espacials que hi ha al voltant de la Terra.

El problema que al voltant de la Terra s'ompli d'escombraries espacials és el que es coneix com la síndrome de Kessler. Quan s'arriba a una quantitat crítica de restes es produeixen col·lisions que alhora fan que hi hagi més trossos d'escombraries i cada vegada més col·lisions, fins que arriba un moment en què algunes òrbites importants són completament inútils. Estem parlant de les òrbites on estan els nostres GPS, totes les comunicacions que usem a la vida moderna. Avui dia no podríem viure sense mòbils ni televisors. Es tracta realment d'un problema força gros. Hem d'intentar evitar aquestes col·lisions en cascada i que es vagin omplint òrbites en què no es podrà enviar res més.

Des del 2002 hi ha una sèrie de recomanacions internacionals per a les agències que envien satèl·lits a l'espai, però no hi ha una policia internacional o inspectors internacionals. Només són recomanacions, i en principi totes les grans agències com l'ESA, la NAXA, etc. trossos. Antigament això no importava a ningú.

Aquestes òrbites de què parlem són diferents que l'òrbita on està situada Gaia. Gairebé tots els satèl·lits d'astronomia se situen a 1,5 milions de quilòmetres de la Terra, a l'anomenat punt de Lagrange 2, que és un punt estable. Allí és una altra cosa, encara que també les recomanacions són les mateixes, no són al voltant de la Terra. El que hem fet amb Gaia és que, quan ha acabat la seva vida útil, hem utilitzat el combustible que li quedava per posar-la en una òrbita cementiri, on sabem que no xocaran almenys durant 100 anys. D'aquesta manera, la nostra generació es lliura, però aquí queda això. Altres generacions ho treballaran d'una altra manera.

Una altra cosa són les òrbites més baixes. Els satèl·lits que orbiten en òrbites baixes, quan s'acaba la vida útil es desorbiten i es cremen contra l'atmosfera. Això està bé perquè deixa l'òrbita lliure, però estem contaminant l'atmosfera.

La prevenció de col·lisions es fa amb les xarxes de seguiment espacial. Molts telescopis –també un del Montsec– es dedica a mesurar ia informar d'on són tots aquests trossos. Us mostro un gràfic (figura 6) on es pot veure des del 1960 fins avui dia el compte d'objectes que hi ha al voltant de la Terra. En color blau tenim els satèl·lits (en ús o no); en color taronja tenim els trossos de coets; i en color gris tenim trossos que no se sap què són. Es pot veure que des dels anys 70 el creixement és exponencial.

Figura 6. Evolució temporal de locupació dòrbites.

Com a astrònoms ens preocupa molt l'eixam de satèl·lits Starlink , que pretén enviar uns 40.000 satèl·lits a l'espai. I és una sola empresa, perquè després hi ha més empreses privades i més països que volen fer el mateix. Es tracta d'un gran problema, i la Societat Espanyola d'Astronomia té un grup de treball dedicat a això, intentant que s'intenti minimitzar aquest efecte.

Quan els astrònoms prenem una imatge de l'univers moltes vegades apareixen traces a causa dels satèl·lits. Això afecta la fotometria, però encara més la radioastronomia.

El canvi climàtic

Parlant de l'atmosfera, no podia deixar de parlar-vos que les emissions de gasos amb efecte d'hivernacle, com el CO₂ , que estan reduint l'atmosfera. Aquest és un dels efectes més patents de com el canvi climàtic d'origen humà ens està afectant. L'estratosfera s'ha reduït en 400 metres de gruix, i cal recordar que és la capa on hi ha la capa d'ozó.

Com a astrònoms també podem pensar si el canvi climàtic pogués ser degut al Sol. Fins als anys 60 es podia pensar que sí perquè la irradiància del Sol augmentava al mateix ritme que la temperatura terrestre (figura 7), però des de llavors s'ha vist que la irradiància del Sol ha disminuït mentre que la temperatura terrestre s'ha disparat. Per tant, ja està demostrat i acceptat que tot el canvi de temperatura, tot l'escalfament global, és d'origen antropogènic. Som els homes els que provoquem que la Terra augmenti de temperatura.

Figura 7. Irradiància del Sol i temperatura terrestre al llarg dels anys

Els científics van aconseguir convèncer els polítics i aquests van signar els acords de París. En aquella època es va calcular que un augment de temperatura fins a 1,5 graus era soportable per a la Terra, però que a partir d'aquest valor ja era perillós. Actualment ja ha augmentat 1,3 graus. Dels acords de París ja ningú no se'n recorda, i amb l'escenari més optimista, arribaríem a final de segle amb un augment d'1,9 graus. Però si seguim com ara i no fem res més, la temperatura pujarà 2,7 graus. Cal pensar que, a partir de 3 graus, els models ens diuen que seria catastròfic, i que entraríem en allò que anomenen un tipping point , és a dir, una escala de catàstrofes en què la Terra no seria capaç de refer-se. Bé, més ben dit, allò que està en perill no és la Terra sinó l'habitabilitat de la Terra. És un problema dels humans, de la nostra civilització.

Per tant, no estem fent prou. Hauríem de millorar molt per no arribar a aquest nivell dels tres graus. Hi ha estudis que diuen que el 10% més ric de la població emet gairebé la meitat de tot el CO_{2 ,} mentre que el 50% més pobre només és responsable d'un 10%. Un altre estudi diu que els països desenvolupats som responsables del 92% de l'excés d'emissions. Per exemple, només un 10% de la població ha viatjat alguna vegada amb avió, i només un 1-2% de la població viatja amb freqüència amb avió i ha viatjat internacionalment. Això ens col·loca una mica on som i qui és part del problema i també part de la solució.

El 2009 els investigadors de l'Institut de Resiliència de Noruega, Rockström i companyia, van inventar el que anomenaren els límits planetaris, que són les condicions físiques, químiques i biològiques que serien necessàries per a la vida humana. I aquell any ja van veure que tres d‟aquests límits ja els havíem superat. El 2015 ja havíem superat quatre límits, però és que, el 2023 -l'última vegada que es va mirar- ja hi havia sis límits superats (figura 8). D'aquests límits, el canvi climàtic només n'és un. Hi ha moltes més coses. I com veieu, alguns dels límits ja estan superats a un nivell en excés.

Figura 8. Límits planetaris i els seus estats el 2009, 2015 i 2023.

Un dels exemples és la pujada del nivell del mar. Com que el planeta s'està escalfant, els pols s'estan desglaçant i el nivell del mar puja. Però és més complicat del que sembla perquè hi ha un efecte de desbordament marí. Pels canvis d'onatges, marees i pressió atmosfèrica, s'ha vist que això fa que el nombre d'hores en què es produeixen pujades del mar encara és més gran, i aquest desbordament marí és proporcional també a la pujada del mar. O sigui que es produeixen efectes en cadena. Quan veiem que passa un dels efectes, resulta que no és tan dolent com ho pensem, sinó que és pitjor.

Un altre exemple que em crida molt l'atenció és el nombre de desastres de més de mil milions de dòlars (cost als Estats Units). Als anys 80 es produïen uns 5 grans desastres d’aquests per any, mentre que ara ja estem en 25 per any. Aquests desastres són tempestes, inundacions, focs, sequeres, etc. I això és una mesura molt clara. Per això, les asseguradores no volen assegurar moltes més coses que abans. És a dir, que també és un gran problema econòmic.

Contaminació atmosfèrica

Un altre tema escandalós, i que tampoc veig gaire a la televisió, és la contaminació atmosfèrica. La contaminació atmosfèrica de les ciutats genera nou milions de morts prematures a l'any. Vivim en ciutats i tenim molt assumit que estan molt contaminades i que morirem abans. Hauria de sortir més a les notícies.

El 2020, els humans hem aconseguit superar la biomassa. La massa creada pels humans (anomenada també antropomasa ) és el ciment, la grava, els maons, l'asfalt, els metalls… A la capa de la biosfera on vivim, ja hi ha més massa creada per nosaltres que biomassa. És força cridaner com estem fent el mateix aquí a la Terra que amb les escombraries espacials al voltant de la Terra.

Podríem preguntar-nos per què, com a astrònoms, ens hauríem de preocupar per la sostenibilitat des del punt de vista de l'astronomia. La raó és que hi ha motius clars. En primer lloc, tenim una perspectiva única del nostre planeta. Sabem com és d'únic aquest planeta i que no hi ha cap altre planeta accessible que sigui habitable. A més, la nostra empremta de carboni és entre dues i sis vegades més gran que la mitjana, a causa de les nostres infraestructures, pels nostres viatges, per la computació que fem, etc. I, a més, hi ha observatoris que ja estan afectats pel canvi climàtic, sobretot els observatoris dels països del sud. És un tema que ens toca de primera mà.

Tornem al mateix d’abans. Com a astrònoms, quan veiem un problema el primer que hem de fer és mesurar-ho per trovar-hi solucions. Els francesos, que sempre s'organitzen molt bé, tenen una associació de tots els investigadors que es diu Labos 1.5 i que intenta fer mesures per veure com fer front al problema. Van crear una eina per mesurar quina és la petjada de CO ₂ de l'astronomia -o de qualsevol altre centre científic-. Aquesta eina és d'accés obert i qualsevol la pot fer servir. El 2019 ja es feia servir en 112 laboratoris francesos i avui dia s'ha convertit en una eina estàndard a nivell mundial.

Una altra pregunta és com es compara l'astronomia amb altres ciències. Resulta que els astrònoms som els científics que més viatgem, que fem més quilòmetres. Anem a llocs molt bonics -els observatoris- que estan a llocs poc accessibles i llunyans com Hawaii, Xile o Canàries. També fem conferències per tot arreu. Curiosament, les mesures que limiten el nombre de viatges no són gaire ben acollits pels científics. Diuen que això limita el coneixement dels més joves, encara que és mentida, ja que els que més viatgen són els sèniors perquè són els que més conviden a conferències.

La nostra petjada de carboni és molt desigual. Un estudi amb aquesta eina que es va fer a Austràlia va mostrar que el pitjor era la computació, perquè allà l'energia més utilitzada és la basada en combustibles fòssils. A Europa, per contra, el pitjor són els viatges dels astrònoms. Es va calcular també que la meitat de la petjada d'una conferència la van produir el 10% dels participants que eren intercontinentals, per la qual cosa es va deduir que la petjada de carboni d'un congrés virtual és 3.000 vegades més petita que la d'un de presencial.

Però, en qualsevol cas, la petjada més gran ve dels observatoris. Les infraestructures són terriblement emissores de contaminants. Les emissions per instal·lacions astronòmiques el 2022 van arribar a ser de 36,6 tones de CO ₂ per any i per astrònom, quan l'objectiu per persona hauria de ser de 2 tones. O sigui que, per persona, cada astrònom col·labora a aquest desastre amb aquest nivell.

El nombre d'infraestructures, que inclou tant observatoris terrestres com espacials, creix sense parar. Hi va haver un gran pic als anys 70 quan hi va haver moltes missions interplanetàries, i ara està tornant a haver-hi un altre pic.

Es va fer un estudi on es va avaluar l'ordre de magnitud de l'emissió de CO ₂ de tots els observatoris que hi ha, i com canvia amb els anys de vida; i també l'emissió de CO₂ per publicació i autor. Tot això per poder avaluar millor el que fem i si val la pena o no. També es va complementar amb la part dels satèl·lits astronòmics. Per exemple, es va veure que el Telescopi Espacial Hubble és el que, d'entrada, té l'empremta més gran, però després, quan es té en compte el nombre de publicacions que s'han produït amb les seves observacions, l'impacte per publicació i l'autor baixa molt. Cal cercar un equilibri entre l'impacte ambiental, l'interès de la comunitat i el rendiment científic.

Què estem fent per reduir aquest impacte? Us poso l'exemple de l'Observatori Austral Europeu, que és un dels que s'ho està prenent més seriosament. Té tota una sèrie de protocols, de seguiment, de documentació, del càlcul de la petjada, d’integració de la sostenibilitat en els futurs dissenys, de reducció de la despesa energètica, etc. A més, té com a objectiu que tota l'energia consumida sigui renovable, promociona que els transports de coses es facin de manera marítima en lloc d'aèria i que es redueixi el nivell de desplaçaments que es fan. També té en compte l'impacte ambiental en les compres, en la contractació de serveis, en la prolongació de la vida útil dels equips (si alguna cosa es fa malbé no es tira, sinó que s'arregla en comptes de comprar-ne un de nou), i cada vegada tenen més vehicles elèctrics.

A la imatge següent (figura 9) us he posat un llistat dels observatoris astronòmics espanyols amb el consum d'electricitat anual. Es pot veure que hi ha instal·lacions que consumeixen molt més com el sincrotró Alba, el CERN o l'enllumenat públic d'Espanya.

Figura 9. Consum elèctric anual dels observatoris astronòmics espanyols

El consum delectricitat serveix per moure les cúpules i els telescopis, sobretot. A l'Observatori de Calar Alto tenen una planta fotovoltaica i una caldera de biomassa per intentar pal·liar-ne al màxim possible el consum elèctric, i aconseguir tenir una quota d'autosuficiència el més gran possible. El mateix fan a Javalambre, on han fet instal·lacions solars i instal·lacions geotèrmiques amb què arriben a gairebé un 70 % de contribució renovable. O a Galàctica, que també estan posant plaques solars.

I el mateix al Gran Telescopi de Canàries (GTC), que és un veritable exemple a seguir en com estan portant tot el tema de sostenibilitat, ja que fins i tot tenen una persona contractada, experta en sostenibilitat, perquè els ajudi a fer la transició tan bé com sigui possible. Amb això, han aconseguit tenir una mobilitat del 100% elèctrica. A més, cal tenir en compte que està situat al Roque de los Muchachos, un parc natural, un lloc espectacularment bonic, però també molt limitat per les possibilitats que tenen per posar plaques solars. L'aigua, per exemple, la pugen amb cisternes i estan molt interessats a fer abocament zero, i que es recicli al màxim. I tenen un pla de sostenibilitat molt complet des del punt de vista ambiental, econòmic i social.

Per parlar d'un observatori més proper, tenim l'Observatori del Montsec , el qual també està fent un esforç per intentar pal·liar la part d'energia, per fer-ho tan sostenible com sigui possible.

A nivell d'astrònoms de peu, per dir-ho d'alguna manera, també hi ha iniciatives dins de la societat astronòmica europea i de l'espanyola. Es va crear un comitè de sostenibilitat l' any 2020 i s'ha estudiat la petjada de carboni dels astrònoms professionals a Espanya dins de les nostres limitacions. Hem fet dues enquestes, una prepandèmia i una altra de postpandèmia, i ara les estem estudiant i comparant. Un primer resultat ens indica que la quantitat de viatges s'ha reduït molt. També recopilem informació del que fan les diferents institucions. Recollim l'opinió dels astrònoms sobre què es pot fer més. I contribuïm a la reflexió general amb xerrades com aquesta.

Hi ha un sector dels científics que opina que cal fer molt més, i que el camí és la desobediència civil. Són molt valents i es manifesten davant del Congrés. Alguns, fins i tot, han acabat a la presó.

Tothom diu: “Bé, és que no hi podem fer res, això ja està tot perdut, està molt malament i no hi ha res a fer”. Per això m’agrada posar un exemple d’èxit: el Protocol de Mont-real. Quan es va descobrir que la capa d'ozó s'estava reduint, el 1987 es va signar aquest protocol. Es va identificar que els compostos responsables —els clorofluorocarbonis (CFC), presents als aerosols antics i en sistemes de refrigeració obsolets— estaven danyant seriosament l'atmosfera. Gràcies a la prohibició, la capa d'ozó ha començat a recuperar-se. I no només això: el 2021 es va demostrar que, sense el Protocol de Mont-real, la temperatura a finals de segle seria dos graus més alta del que serà amb la seva implementació.

És a dir, quan s'actua, es poden assolir avenços. Només necessitem canviar la trajectòria. Què podem fer? El primer és informar-nos. Aquí us deixo la pàgina del nostre grup de treball a la SEA ( https://www.sea-astronomia.es/grupo-de-trabajo-sea-cero-co2) , i també la de Fernando Valladares ( https://www.valladares.info ), un ecòleg i científic que convidem a la darrera assemblea de la Societat Espanyola d'Astro. Li vem demanar que fes una xerrada plenària perquè tots els astrònoms escoltessin, de boca d'un científic —encara que no astrònom—, què hem de fer davant d'aquesta situació. Algunes de les diapositives que estic mostrant són seves.

I com que avui és Sant Jordi, us recomano el seu llibre La recivilització : el que hem de repensar per poder continuar existint. Perquè els canvis arribaran sí o sí; el millor és fer-los abans que ens els imposin.

A més, podem aprendre del que fan altres institucions, col·laborar, adoptar bones pràctiques, unir-nos a grups locals o internacionals com ara Astrònoms per al Planeta Terra . I parlar-ne. Diuen que una de les millors coses que es pot fer pel clima és simplement parlar del tema, conscienciar-nos. Comentar-ho amb els nostres veïns, amb les nostres famílies… Com més gent s'involucri, més influència podrem tenir. Encara hi som a temps, però el temps no ens sobra.

Vull parlar-vos breument d' Astrònoms per al Planeta Terra . És una xarxa que agrupa estudiants, professorat, científics i aficionats que comparteixen la preocupació pel futur del planeta i volen fer servir l'astronomia com a eina per promoure la sostenibilitat. Us animo a unir-vos-hi si us interessa. Ja som més de 700 membres a tot el món. Tot i que la majoria de les activitats són en anglès, també hi ha una secció en castellà, amb força participació des d'Amèrica Llatina.

I no podia acabar sense una frase d'Albert Einstein, que encara que pertany a un altre context, encaixa perfectament aquí: “Aquells que tenen el privilegi de saber tenen també l'obligació d'actuar.”

Col·loqui

Simplement una anècdota. Als anys 60 vam fer la primera vegada que vam visitar l'Observatori Pic du Midi , al Pirineu francès. Allí ens van explicar que el principal problema de contaminació que tenien a l'horitzó era la zona de Barcelona, la regió de Catalunya. Si miraven el revolt de la lluminositat era Barcelona. Sí, no crec que hagi anat millor.
Sí, és un problema que porta des de fa molt de temps.

Quina vida útil tenen els satèl·lits Starlinks o semblants?
El tema dels Starlink espanta molt, cosa que tu dius. 40.000 satèl·lits només d?una empresa. I bé, és veritat que fins ara hom confiava que les empreses, almenys les americanes, seguirien una mica les normes, però amb Trump estem tots una mica espantats.

Conferència de l'Astronòmica de Sabadell. Nadia Blagorodnova, 30 d'abril de 2025

És un plaer ser aquí, i voldria començar amb una petita oda a la importància de l'entusiasme. Per exemple, la revista The Astronomer —que es va començar a publicar l'any 1964 sota el nom The Casual Astronomer— deia que tenir un telescopi no et converteix en astrònom. Hi ha molta gent que se’n compra un, el fa servir durant un temps i després l’abandona per dedicar-se a una altra afició. L'entusiasme és el que realment importa. És l'entusiasme el que ha de néixer dins nostre i continuar motivant-nos a fer descobertes i a fer ciència. I això és essencial.

Anem al tema. El nostre Sol és una estrella de tipus G i és solitària. A vegades costa imaginar-se un món amb dos sols —sembla ciència-ficció— però, de fet, cada vegada es descobreixen més exoplanetes amb dues estrelles. Aquests sistemes amb dos sols, anomenats sistemes binaris, no són pas una raresa: són força comuns. I n'hi ha encara de més complexos: sistemes de tres estrelles, amb estructures jeràrquiques. La naturalesa no deixa de sorprendre'ns.

Tot això pot semblar difícil d'imaginar, especialment per a nosaltres que vivim amb un sol únic. Però hem de fer l’exercici d'imaginar i acceptar que l'Univers és molt més ric i complex del que mai podríem pensar. Si ens fixem en les estadístiques, diversos estudis han analitzat les poblacions d'estrelles binàries i han obtingut resultats sorprenents. Per exemple, entre estrelles com el Sol, la fracció de sistemes binaris és una mica inferior al 20%. Però quan mirem estrelles més massives, d’unes deu masses solars, aquesta fracció s'apropa al 100%, i fins i tot pot superar aquest valor, si comptem sistemes amb múltiples companyes. Això vol dir que no només hi ha sistemes binaris, sinó també triples o fins i tot més complexos.

És una tendència clara: com més massiva és l'estrella, més probabilitats té de tenir una companya. De fet, gairebé totes les estrelles massives neixen amb una companya propera. Això és un punt clau. L’Univers no està fet d’estrelles solitàries, sinó que moltes viuen en sistemes múltiples, i aquestes companyes poden jugar un paper crucial en l’evolució estel·lar.

Si les estrelles no interactuessin i simplement evolucionessin soles, l’Univers seria molt més avorrit. Però sabem que evolucionen, i que ho fan d’una manera dinàmica i, sovint, sorprenent. Agafem com a exemple una estrella de cinc masses solars. Al principi, crema hidrogen en el seu nucli durant milions d’anys. Quan se li acaba el combustible, la gravetat pren el control i la fa contreure’s. Les capes immediates al nucli s’escalfen i arriben a la temperatura de fusió de l’hidrogen, però només en una capa exterior: és el que anomenem hydrogen shell burning. Aquest procés fa que les capes externes de l’estrella s’expandeixin de manera sobtada, multiplicant-ne el radi gairebé per deu en molt poc temps.

A continuació, l’estrella es contreu una altra vegada fins que pot començar a cremar heli en el nucli. Quan aquest també s’esgota, torna a patir una nova crisi i s’expandeix de nou. I aquí ve la pregunta clau: què passa si aquesta estrella té una companya? Aquesta companya pot estar a diferents distàncies, i si es troba prou a prop, pot arribar a rebre material per transferència de massa. Segons com hagin nascut aquestes dues estrelles, poden arribar a interactuar en qualsevol moment de la seva vida: al principi, a la meitat o al final.

Figura 1. Classificació dels sistemes estel·lars binaris.

Què passa quan les estrelles interaccionen? Hi ha diverses configuracions possibles. Cada estrella està confinada dins del seu propi potencial gravitatori, que anomenem lòbul de Roche, i que depèn de la seva massa. Podem imaginar una analogia amb dos pous de potencial: un per a cada estrella. Cada estrella omple el seu pou fins a un cert nivell, però mentre cap d’elles no sobrepassi aquest límit, no hi ha interacció entre elles.

Al principi de la seva vida, aquestes estrelles poden conviure perfectament sense interaccionar, i això pot durar milions i milions d’anys, especialment si són estrelles de baixa massa, ja que evolucionen molt lentament. Però, com hem vist, al llarg de la seva evolució, les estrelles experimenten canvis en el radi: primer petits, després molt més grans. Durant alguns d’aquests episodis d’expansió, una estrella pot arribar a omplir completament el seu lòbul de Roche, i la seva forma es distorsiona adoptant una mena de forma de llàgrima. Això passa perquè el potencial no és simètric, sinó que està modificat per la presència de la companya.

Quan una estrella s’expandeix i arriba a aquest límit, és com si el "nivell d’aigua" del pou superés la vora i comencés a vessar. El punt més baix del potencial del sistema és el que coneixem com a punt de Lagrange 1 (L1). A través d’aquest punt, la massa pot fluir d’una estrella cap a l’altra.

Aquesta transferència de massa està regulada pel grau d’expansió de l’estrella. Si encara es troba en la seqüència principal, el seu radi només augmentarà lleugerament, però ja pot començar a transferir material. I què en fa la companya d’aquesta massa? Dependrà de la configuració del sistema: pot acretar-la (és a dir, incorporar-la), pot excretar-la com a vent estel·lar, o pot formar un disc d’acreció al seu voltant. Segons la geometria i dinàmica del sistema, es donaran diferents escenaris.

Acretar massa no és un procés passiu: la companya no només guanya massa, sinó també el moment angular associat a la matèria que rep. Això fa que comenci a girar més de pressa. Si arriba a una velocitat de rotació molt elevada —el que anomenem punt de break-up—, no pot continuar acretant perquè començaria a perdre material per les capes més externes.

Quan la transferència de massa és molt elevada, aquest gas pot acabar omplint tot el sistema, formant una espècie de núvol compartit. És el que anomenem una binària de contacte: les dues estrelles comparteixen l’envolupant externa, equilibrant temperatures, composició química i altres propietats físiques, tot i que cadascuna conserva el seu nucli independent.

Aquestes binàries de contacte poden mantenir una configuració estable durant moltíssim temps. En alguns casos, si la transferència de massa és petita, el sistema pot evolucionar cap a una separació major entre les estrelles. Però si la transferència és sostinguda i significativa, la història es complica.

Quan l’estrella inicialment més massiva continua evolucionant, seguirà expandint-se i omplint el seu lòbul de Roche, transferint cada cop més massa a la seva companya. Això pot arribar a provocar una inversió de masses: la companya, que al principi era menys massiva, pot acabar sent més massiva que l’estrella que li transferia material.

Un exemple d’aquest tipus de sistema és Algol, que va ser un trencaclosques al principi de l’estudi de l’evolució estel·lar. S’hi observa una estrella més massiva que encara és a la seqüència principal, mentre que la menys massiva ja ha evolucionat, i ningú entenia per què. Amb el desenvolupament dels models de transferència de massa, es va comprendre que la que era més massiva havia cedit tanta massa a la seva companya que havia esdevingut la menys massiva, mentre que la seva companya havia guanyat tanta massa que ara era el doble de gran.

Aquestes situacions representen autèntics trencaclosques, i casos així també els trobem en els cúmuls estel·lars. En un cúmul, totes les estrelles haurien d’haver nascut al mateix temps. Però quan observem cúmuls vells, hi trobem unes estrelles anomenades Blue Stragglers (blaves endarrerides), que són més massives i més joves aparentment, i no haurien de ser-hi. Si el cúmul és vell, les estrelles més massives ja haurien d’haver evolucionat a gegants vermells. Però allà hi són, joves, massives i rebels. Això s’explicaria, també, a través del guany de massa per interaccions binàries.

El punt final d’aquests models configuratius és el Roche lobe overflow (desbordament del lòbul de Roche), moment en què s’està transferint massa. Aquest procés pot ser causat també pel vent estel·lar; és a dir, no cal necessàriament que les estrelles estiguin molt a prop.

Hi ha, per exemple, binàries de raigs X d’alta massa, on una de les estrelles té un vent molt fort, i la seva companya, encara que estigui una mica més lluny, és capaç de captar part d’aquesta massa i d’accretar-la. Aquestes són algunes de les configuracions possibles.

I si ens preguntem quina és l’estadística de les estrelles que es troben en cadascuna d’aquestes fases, podem consultar alguns estudis. Imaginem que hi ha una població on es formen estrelles de manera contínua. Tenim una funció inicial de masses: es formen moltes estrelles petites i poques de grans. Amb el temps, es van formant i, passats uns quants milions d’anys, fem un recompte per veure en quina fase es troba cada estrella. Les que estan soles representen un 22%. Menys d’una quarta part són estrelles solitàries! El 50% es troben en un sistema binari abans de començar la transferència de massa. Com hem dit, les estrelles petites evolucionen molt lentament i el seu radi creix a poc a poc: cadascuna roman dins del seu lòbul de Roche i no hi ha interacció. Aquest cas és comú perquè les estrelles petites viuen molt de temps.

Tanmateix, hi ha un 28% que ja són producte de la interacció entre estrelles de sistemes binaris. Algunes són binàries semiseparades, que ara mateix estan transferint massa; d’altres són post-transferència de massa, que ja han completat aquest procés; i unes altres ja s’han fusionat.

Tot això demostra, un cop més, que si volem entendre el nostre Univers, entendre les estrelles binàries és fonamental, perquè realment dominen aquest panorama.

Què passa quan les dues estrelles interaccionen? Us parlaré d’un cas interessant: les variables cataclísmiques, les quals estan formades per una nana blanca i una estrella en la seqüència principal amb una òrbita propera.

Hi ha un sistema binari que es diu V471 Tau, amb una òrbita molt propera, d’unes 12 h, i està format per una nana blanca i una estrella de la seqüència principal. La nana blanca encara no hauria d’existir perquè es formen de l’evolució d’estrelles poc massives, per això sabem que en realitat és el nucli d’una estrella més massiva que va evolucionar en gegant vermella, va omplir el seu lòbul de Roche i es va formar un “embolcall comú”. El fregament amb el gas va acostar les dues estrelles i avui en dia estan molt a prop. No es podien haver format tan properes.

L'any 1976, Paczynski va proposar que hi havia un canal d'evolució binària que era aquest, el Common Envelope Evolution (evolució d’embolcall comú), i precisament la idea era aquesta que comento.  Quan una binària de contacte s'expandeix tant que la superfície d'una estrella es mou passat un dels punts de Lagrange es forma un common envelope (embolcall comú) amb aquestes estrelles. I aleshores les dues estrelles cauen en forma d’espiral –o sigui, una cap a l'altra– i aquest embolcall s'expandeix i es perd. La conseqüència és que el sistema es torna una binària compacta, cosa que inicialment seria impossible d'aconseguir sense aquest canal evolutiu.

A què condiciona això? Suposo que més o menys coneixeu el quadre d'evolució típic. Les estrelles petites de tipus Sol seran gegants vermelles, després encara s'expandiran més convertint-se en gegants assimptòtiques, i aquestes capes s'expandiran tant que formaran una nebulosa planetària i només quedarà el cor degenerat d'aquesta estrella com una nana blanca. En canvi, les estrelles massives es convertiran en supergegants i al final petaran com a supernoves de col·lapse: l’estrella no podrà suportar més el pes, implosionarà i es convertirà, depenent de la massa inicial, o bé en una estrella de neutrons o bé en un forat negre. Tot aquest model és molt simple, perquè els únics paràmetres que ens diuen què li passa a una estrella, un cop s'ha format, és la seva massa inicial i la seva metal·licitat. També hi ha altres paràmetres a tenir en compte, com ara els camps magnètics, la rotació, la semiconvecció, els overshooters, tots els paràmetres de nucleosíntesis que tampoc coneixem molt bé, etc... però això és simple. Quan introduïm les binàries, la cosa es complica una miqueta.

Figura 2. Diferents canals evolutius dels sistemes estel·lars binaris.

Depenent de les masses de les dues estrelles es poden transferir massa i tenim diferents escenaris. En un dels casos tenim una nana blanca i després s’hi forma un embolcall comú. En un altre cas tenim dues nanes blanques que, quan s'ajunten, ens creen una supernova termonuclear. En aquest altre cas si hi ha una estrella massiva i una de baixa massa, podem formar una binària de raigs X de baixa massa. Si les dues són d'alta massa, fem una binària de raigs X d’alta massa, segueixen evolucionant i s’acaba tenint un sistema de dues estrelles de neutrons o dos forats negres. Finalment aquests dos astres es fusionen emetent ones gravitacionals. Si no fos pels sistemes binaris, no hauríem detectat aquestes ones.

Ara centrem-nos ara en el període en que les dues estrelles formen un embolcall comú. Ja hem vist que Paczynski  l'any 1976, ja va postular l'existència d'aquesta fase evolutiva, però encara en coneixem molts pocs detalls. És una fase que només dura dies. Les estrelles evolucionen durant milions d'anys, però quan arriben a la fase d’interacció amb la seva companya -la fase de l’espiral–, dura només dies, i després aquest embolcall s’expandeix durant segles i, al final, tenim el sistema compacte.

Però com passen aquestes coses? Aquesta és una fase molt intrigant i molt important de l'evolució de binàries.  Us ensenyo una simulació per visualitzar aquest procés [la conferenciant mostra la simulació]. Es pot veure el centre d'aquesta estrella que ja s'ha expandit. La segona estrella està just entrant dintre de l’embolcall de la primera. Aquesta fase és molt dinàmica, és molt curta i és molt llaminera per la gent que fa simulacions hidrodinàmiques d’aquest tipus. La companya ha anat entrant dintre de l'embolcall de la seva companya, generant tota aquesta turbulència i, pel moviment orbital, li ha estat transferint el moment angular d'aquesta òrbita de la binària a l'embolcall gasós de la seva companya. Això és la fase dinàmica de l’evolució de l’embolcall comú, el que ens permetria acostar aquests sistemes amb la conseqüència d'enviar les capes més externes de l'estrella principal fora del sistema.

Tot això està molt bé: hidrodinàmica, simulacions...  però podem preguntar-nos si hi ha hagut observacions? Soc astrònoma observacional i estic molt contenta de dir que sí. L’any 1988 es va detectar la primera observació d'un objecte que corresponia a una fusió d’aquest tipus.

En aquella època, la gent no ho sabia. Aquests astrònoms estaven fent un cartografiat mirant la galàxia d'Andròmeda i estaven prenent espectres d'unes gegants vermelles. Van veure que hi havia una altra gegant vermella que no tenien catalogada ni sabien d’on havia sortit. La van anomenar red variable perquè es pensaven que era una estrella variable i era molt vermella. Van fer un espectre i van veure que a les longituds d’ona més vermelles presentava un pic d'emissió i també tenia línies d'emissió d'hidrogen. Els va sorprendre bastant: era una gegant vermella que havia aparegut del no-res i també tenia emissió. La gent va començar a especular. Què era això? Una de les hipòtesis va ser que era una nova per primera vegada, una nana blanca que havia anat acumulant material i era la primera vegada que petava. Hi havia altres hipòtesis, però ningú realment sabia què era.

El 1994 un astrònom amateur del Japó va trobar una nova a Sagitari, anomenada V4332 Sgr. Era molt brillant, com podem veure a la Figura 3 on es pot comparar amb l’actualitat. Si veiem la corba de llum, des del moment de la descoberta, en 30 dies ja no va ser visible. El més interessant de tot va ser el seu color. Es va veure que un cop va començar a decaure la llum, el seu color es va convertir en molt vermell. Normalment, les noves es tornen blavoses perquè l’ejecció del gas del seu voltant, les fa més transparents i  deixa veure la nana blanca central que és més brillant i més blavosa. Però en aquest cas era ben al contrari.

Figura 3. Imatges i mesures fotomètriques i espectroscòpiques de la nova vermella lluminosa V4332 Sgr.

Van fer espectres i en menys de tres setmanes ja es veien moltes bandes moleculars, el que significava que l’objecte era realment fred. Normalment aquestes explosions són tan calentes que trigues mesos o anys a refredar-se prou com per crear molècules. Però aquí, immediatament hi havia absorció molecular. Era molt interessant. Ningú havia vist res similar abans.

Arribem  a l’any 2002 amb  l’objecte V838 Mon. Aquest va ser un altre descobriment important: la nova lluminosa de Monoceros (constel·lació de l’Unicorn). El desscobriment també el va fer un astrònom amateur (membre de The Photographic Sky Patrol o Nova Patrol, iniciativa de  la revista The Astronomer).

Figura 4. Imatges preses pel telescopi espacial Hubble de V838Mon des de maig de 2002 fins octubre de 2004. S’hi pot observar l’eco de llum.

Novament, aquest objecte es va tornar vermell. Però en aquest cas, no només es va veure l’evolució de la nova amb el temps, sinó que es va veure una cosa bastant espectacular: un eco de llum. O sigui, aquest objecte era una estrella jove,  en un cúmul d'estrelles que també eren joves, hi havia molt de gas encara per allà pul·lulant i, quan va petar aquest objecte, el flash de la nova es va anar expandint per sobre d'aquest material que reflectia la llum. Això va permetre determinar la distància d’aquest objecte amb molt detall.

Figura 5. Corba de llum de V838 Mon.

En la Figura 5 tenim la corba de llum d’aquest objecte amb els tres filtres principals. Aquí un altre cop veiem coses no usuals entre noves. Primer hi ha una pujada forta de llum, després una baixada, i dues pujades més amb una vall entremig. A més, això és molt fort per la llum vemella mentre que per la llum blava es fa molt més dèbil. Això està relacionat amb la temperatura, que es va refredant en aquests objectes. Un altre cop es veia el mateix comportament i molts papers ja assenyalaven la similitud als altres objectes d’Andròmeda i de Sagitari, però encara no sabien què podia ser.

Hi havia diverses teories i la resposta final no va venir fins la descoberta de la nova galàctica V1309 Sco. Aquest objecte va ser observat pel survey d’OGLE (Experiment de Lents Gravitacionals Òptiques), que està buscant fenòmens de microlensing mirant cap al centre de galàxia. Van veure que hi havia un munt de dispersió en la fotometria d’aquest objecte, que després va pujar de lluminositat, posteriorment va baixar i finalment van veure la nova. Els autors d'aquest treball es van adonar que aquesta dispersió no podia ser un error, ja que OGLE té una fotometria excel·lent i per tant no podia ser degut a l'instrument o al calibratge. Van fer una cosa molt intel·ligent: van tallar aquesta corba de llum en anys, i en cada any van trobar el període: van trobar que es corresponia a una binària eclipsant! I en van mesurar el període, van veure que, al llarg dels anys, hi havia una davallada exponencial del període. Cada vegada es feia més i més curt, i això significava que les dues estrelles es van anar acostant fins que es va produir una fusió. En aquest punt ja van deixar de veure el sistema i és quan es va veure un altre cop una nova vermella lluminosa.

Figura 6. Mesures fotomètriques i del període de la nova vermella lluminosa V1309 Sco.

Aquest punt ja va ser clau i per fi s’entenia el que s’havia estat veient fins ara: això són fusions estel·lars. Per fi van poder associar aquestes noves vermelles rares amb aquest fenomen de la fusió estel·lar.

Aquesta és la història feliç. L'altra cosa és que només hi ha un altre objecte que podria ser una fusió d’aquestes, o sigui que en total només en tenim quatre. Es creu que n’hi ha un altre del segle XVII, però de l'era moderna només en tenim quatre a la nostra galàxia. Això està bé, però en volem més. Aleshores, què hem de fer? Hem de mirar fora de la nostra galàxia.

Si mirem amb galàxies properes també veiem objectes similars. A NGC4490, a M101, a M85, a NGC45... En un munt de galàxies properes. A la Galàxia d’Andròmeda, de fet, hi ha hagut un tercer cas. Per tant, si contínuament mirem aquestes galàxies properes, podrem detectar més noves d’aquest tipus. L'única cosa és que, per mirar les més brillants també han de ser les més massives, i n'hi ha menys.

Si mirem en galàxies llunyanes, la probabilitat de trobar-ne una és petita, però com que hi ha moltes galàxies, al final en veiem tres o quatre per any. I això ja és un número més maco per treballar. Amb el meu grup, estem a la cerca i captura d’aquestes noves extragalàctiques, principalment.

Què en podem fer? Una de les coses importants és que aquest tipus d'esdeveniments astrofísics ens ajuden a omplir el que se'n diu el forat que trobem en els transients (esdeveniments astrofísics transitoris). Si els posem en un diagrama (figura 7) on representem la lluminositat i el temps de durada del fenomen, veiem que hi ha un forat. Entre les supernoves i les noves clàssiques hi havia un forat que ara estem omplint amb aquestes noves vermelles lluminoses.

Figura 7. Gràfica de la lluminositat del pic de transients en funció de les seves escales temporals característiques. En vermell, les noves vermelles lluminoses omplint el forat entre les supernoves i les noves clàssiques.

Però per què ens importen aquestes noves? En primer lloc perquè són laboratoris. Ja hem dit que moltes estrelles evolucionen en molts milions d'anys, però aquesta fase tan curta és molt rara. Si la observem ens donen la clau, per exemple, de dues coses. La primera és quin tipus de sistema binari era aquesta estrella just abans de fusionar-se? Volem determinar això perquè tenim models d'evolució estel·lar, de binàries de tot tipus, però no sabem si són correctes. Si tenim observacions, realment podem estudiar aquests sistemes just abans de la fusió i comparar-ho amb el que prediuen els models. I després també podem determinar, d'alguna forma, la transferència de massa que ha portat a la fusió. Com s'ha transferit la massa en aquest sistema? Com s'ha perdut perquè aquest sistema s'acabi fusionant? La segona cosa és que, com us he mostrat abans, femi simulacions hidrodinàmiques –que a la gent els agrada molt–, però també, un altre cop, no sabem fins a quin punt són correctes. Si tenim observacions d'un sistema on s'ha ejectat aquest embolcall estel·lar, podrem comparar-les amb simulacions i podrem testejar diferents físiques. La radiació té importància per ejectar l'embolcall o no? L’arrossegament, les forces de marea, el camp magnètic, ... O sigui, podrem incloure diferents físiques i mirar en aquesta recepta què és important i què ens donaria una resposta que és compatible amb el que estem observant. I, finalment, com ja he dit, són sistemes molt freds,  l'embolcall s'expandeix a una velocitat lenta, es formen molècules i tot... I clar, això també forma pols i gas que s'escapa del sistema. Una altra raó per les quals són importants és que aquestes noves també són contribuïdores al contingut total de pols i gas interestel·lar.  I podem preguntar-nos com es comparen amb altres objectes com les estrelles AGB o les supernoves.

Respecte la primera pregunta, quina era la binària abans de la fusió? Com que són galàxies properes, podem anar als arxius i buscar la possible estrella. A més, podem agafar aquesta estrella i estimar els seus paràmetres: la seva temperatura o la seva lluminositat i la podem col·locar en un diagrama HR. Això mateix vem fer per una estrella de la galàxia d’Andròmeda, la vem trobar, vem calcular els seus paràmetres i la vem poder situar en el diagrama HR. Es troba en una zona molt poc usual, molt poc probable perquè és una zona de transició on les estrelles s’hi estan només uns 3.000 anys. Per la vida d’una estrella és un obrir i tancar d’ulls. Trobar una estrella en aquesta posició del diagrama HR és molt poc probable, però si sabem que s'ha fusionat, té tot el sentit del món.

Podem expandir aquest estudi, anar a altres galàxies, a altres nebuloses, i observem també que les seves estrelles progenitores es troben en aquesta regió coneguda com la Llacuna de Hertzsprung, que correspon a una fase de ràpida expansió. Això és interessant perquè, quan tinguem una mica més de mostres, podrem començar a verificar estadísticament tots aquests models d’evolució estel·lar.

Una altra qüestió que ens plantegem és: quins són els mecanismes de transferència de massa en aquests sistemes binaris? De moment, l’únic sistema que ens permet estudiar-ho amb molt de detall és V1309 Sco, ja que en tenim observacions del canvi de període i també de la forma de la binària eclipsant.

Hi ha algunes simulacions que han intentat reproduir la forma i el període del sistema tenint en compte el ritme de pèrdua de massa.A la simulació es veu com la binària gira, comença a perdre massa del sistema, i part d’aquesta cua de material ejectat comença a ocultar una de les components.

Per això la forma de la corba de llum també canvia: un dels pics va disminuint amb el temps.
Si observem el sistema gairebé de costat, a través del disc, aquesta massa ejectada tapa parcialment l’estrella, alterant la forma de la corba de llum.

De moment, malauradament, només tenim aquest sistema. Però si en descobrim més, podrem fer simulacions més complexes per intentar reproduir-los i validar models.

I què passa amb aquesta massa ejectada? La massa no s’escapa directament, sinó que fa una mena d’espiral, es forma un disc, i després aquest disc pot arribar a xocar amb si mateix.
Aquests xocs interns dins del disc podrien contribuir a l’increment gradual de la lluminositat que s’observa abans de la fusió. En aquest moment, la binària encara està intacta, però aquesta emissió procedent del disc seria la responsable de l’augment de brillantor.

Per exemple, el meu equip estem intentant identificar sistemes que mostrin aquest comportament. És complicat, i cal estudiar molt bé les dades per trobar-los. Però si ho aconseguíssim, seria fantàstic: ens permetria estudiar el sistema un parell d’anys abans de la seva fusió final.

L’altra part important és la dinàmica de l’ejecció de l’embolcall. Si hi ha una transferència de massa i una de les estrelles entra dins l’embolcall comú, pot començar a remoure’l. Aleshores poden passar dues coses: o bé s’expulsa tot l’embolcall, i ens queda el nucli despullat d’una estrella orbitant amb la seva companya en una binària molt compacta; o bé les estrelles es fusionen, ejectant una part del material, però conservant encara una mena d’embolcall al voltant.

Això està relacionat amb la transferència de moment angular.Per fer un paral·lelisme més quotidià, podem comparar-ho amb una batedora: si l’encenem sense el vas protector, la part interior comença a girar ràpidament i el líquid s’escampa. En el sistema binari passa quelcom similar: la companya comença a remoure el gas de l’embolcall, que gira tan de pressa que finalment s’escapa del sistema, deixant-hi només la binària al centre.

Figura 8. Corba de llum d’una nova vermella lluminosa i esquema explicatiu de les seves característiques.

Tenim diverses simulacions que, combinades amb models físics, ens permeten intentar relacionar allò que observem amb un model que expliqui l’origen de l’emissió característica de les noves vermelles lluminoses.

Com ja he comentat, la pèrdua de massa i els xocs interns dins del disc contribueixen a explicar la fase prèvia a la fusió, durant la qual s’observa un lleu increment de lluminositat.

Després, en la corba de llum, observem el primer pic de la nova —que anomenem pic blau—, el més calent, seguit d’un altiplà i, posteriorment, d’un pic vermell.

El pic blau es correspon amb l’ejecció de massa inicial, més calenta. Després, aquesta massa col·lisiona amb el disc circumestel·lar, cosa que dificulta que la propagació sigui esfèrica: si el disc és prou dens, la massa no podrà expandir-se lateralment, sinó que s’ejectarà preferentment pels pols del sistema.

Aquest xoc es propaga i genera el pic vermell, degut a la recombinació. Finalment, quan aquest material s’allunya, s’expandeix i es refreda, i és llavors quan es formen les molècules i el pols interestel·lar.

Si volem entendre millor la contribució d’aquesta pols, ens podem preguntar: quins en són els principals contribuïdors? Tradicionalment, s’ha considerat:

1. Les estrelles AGB, de baixa massa, que perden els seus embolcalls al final de la vida.
2. Les supernoves de col·lapse del nucli, que expulsen grans quantitats de material a altes velocitats.
3. I, més recentment, les fusions estel·lars, que també poden ser una font significativa.

A partir de les corbes de llum d’aquestes noves, podem analitzar com evoluciona l’emissió en infraroig i modelar la massa ejectada en cada moment. Aquestes emissions es poden reproduir amb una certa quantitat de pols, i coneixent la metal·licitat del gas, podem estimar la massa total ejectada.

Fins ara, simulacions suggerien que les fusions estel·lars podrien aportar al voltant d’un 5% de la pols interestel·lar, però observacions recents amb el telescopi espacial James Webb (JWST) de quatre noves vermelles lluminoses, analitzades diversos anys després de la fusió, mostren que poden contribuir, com a mínim, amb un 25% de la contribució de pols i gas de les supernoves de col·lapse del nucli. És a dir, podrien competir directament amb elles.

En l’escenari actual, sempre s’havia parlat de les AGB i de les supernoves com a fonts dominants de pols, però no de les fusions estel·lars. Ara estem demostrant que aquests sistemes, fins i tot anys després, continuen expandint-se i refredant-se, i poden seguir formant pols. Reitero: com a mínim, aporten un 25% del que aporten les supernoves de col·lapse del nucli, i això és molt rellevant.

I què passa amb aquest material ejectat? Com hem dit, l’existència d’un disc impedeix una propagació esfèrica, forçant una ejecció cap als pols.

Observacions del sistema V4332 Sgr, 24 anys després de la seva fusió, fetes amb l’interferòmetre ALMA, ens han permès traçar aquest gas fred. S’observa una morfologia bipolar, en forma de rellotge de sorra, amb material ejectat cap als pols, molt semblant a les nebuloses planetàries.

Per exemple, la nebulosa planetària Hen 2-428 mostra aquesta mateixa estructura. Al seu centre hi trobem dues nanes blanques de 0,9 masses solars cadascuna i un període orbital de només quatre hores. Aquest sistema ha seguit precisament el canal evolutiu que hem descrit, i podria esdevenir una progenitora d’una supernova de tipus Ia provocada per la fusió d’aquestes dues nanes blanques.

Quan estudiem totes les poblacions de nebuloses planetàries, veiem que al voltant d’un 25% contenen binàries de període curt al seu interior. Això implica que moltes no s’han format exclusivament per estrelles AGB, sinó que la presència d’un company estel·lar ha contribuït clarament a l’ejecció de l’embolcall.

Una altra evidència: algunes estrelles centrals d’aquestes nebuloses són nanes d’heli de baixa massa. Una estrella així només pot formar-se a partir d’una estrella de massa molt petita, però aquesta hauria necessitat més temps per evolucionar del que té l’univers. Per tant, no poden haver evolucionat soles. Hi ha hagut d’haver transferència de massa per part d’una companya.

Com les observem? Primer es produeix la fusió, i després fem la detecció. Tenim diversos surveys actius, com el ZTF (Zwicky Transient Facility) a Califòrnia o el BlackGEM, al sud de Xile. També s’ha incorporat un nou telescopi d’un metre a la mateixa muntanya del Palomar, especialitzat en infraroig proper. Aquestes noves poden ser tan fredes que no es detecten en l’òptic, però sí en l’infraroig.

Recentment ha començat la cerca activa de BlackGEM des de Xile. Està format per tres telescopis amb una estructura elevada, com bolets, per minimitzar el seeing atmosfèric.
Estem centrant-nos en un conjunt de galàxies pròximes (a menys de 15 megaparsecs) que tenen imatges d’arxiu del telescopi Hubble, i les observem fins a tres cops per nit. Això és molt valuós perquè, si s’hi produeix una explosió, podrem estudiar l’estrella progenitora amb dades prèvies.

Els descobriments es reporten al portal Transient Name Server, aprovat per la IAU (Unió Astronòmica Internacional), obert tant a professionals com a aficionats.
Aquest portal és molt útil: ja he esmentat el cas de l’aficionat japonès Itagaki, que ha liderat molts descobriments de supernoves en galàxies properes, sovint competint amb equips professionals.

Després d’un descobriment, fem un seguiment espectroscòpic per classificar l’objecte i valorar si és d’interès. Si ho és, mobilitzem telescopis més grans per observar-lo en diverses fases.

Però tot això quedarà petit comparat amb el que vindrà: a finals d’aquest any s’iniciarà a Xile el Vera C. Rubin Observatory, que durà a terme el Large Survey of Space and Time (LSST) durant deu anys.

Aquest telescopi, amb 8 metres de diàmetre, ha estat dissenyat específicament per a això i assolirà una profunditat cinc magnituds més feble que la dels instruments actuals. S’esperen fins a 10 milions d’alertes per nit!

Aquí és on entra la intel·ligència artificial. Cap equip humà pot analitzar aquest volum de dades manualment. Necessitem algoritmes intel·ligents, sistemes d’aprenentatge automàtic i potència computacional per identificar les alertes més interessants.

Per anar acabant: hem vist com l’evolució mitjançant embolcall comú és un fenomen crucial que pot transformar sistemes molt separats en sistemes compactes.

Les noves vermelles lluminoses són eines fonamentals per estudiar aquestes fases d’evolució estel·lar. Ens permeten reconstruir la història d’una binària, modelar com es transfereix la massa, simular les emissions i comparar morfologies amb les observades en nebuloses planetàries.

En definitiva, espero haver-vos convençut que la gran majoria d’estrelles massives, i moltes de massa intermèdia, tenen companyes. Estudiar-les és essencial per entendre l’univers tal com és, un univers on les estrelles no estan soles. Les fusions estel·lars no són només teories ni simulacions: les hem observades, tenim evidències clares, i en continuem buscant més perquè ens ajuden a entendre com les estrelles transfereixen massa, com evolucionen, i com contribueixen a enriquir el medi interestel·lar.

Col·loqui       

Als anys 50 va sortir un llibre “El món en què vivim ” i ja havia presentat a doble pàgina, amb tota espectacularitat, una estrella doble, amb les ombres de diferents colors, i les estrelles estan representades com que estan tan juntes que fins i tot estan ovalades, no són esfèriques. Això es manté, encara?
Sí, sí, totalment. Això és degut a que el potencial de Roche no és esfèric en un sistema que està rotant. Si tens en compte també la rotació del sistema, aquestes línies d'igual potencial no són esfèriques sinó que tenen aquesta forma ovalada i si tens sistemes molt propers es deformen encara més.

Què ha de passar perquè en un sistema binari, quan explota una estrella, l’altra no se separi del sistema?
És una bona pregunta, no ho sabem. Per a que el sistema binari es mantingui, el que se'n diu el kick ha de ser petit. Ara mateix la gent intenta fer poblacions de binàries o models de kick per així mirar quin percentatge de sistemes realment es trencarien així. També hi ha gent que busca estrelles que tenen un moviment propi molt gran. Clar, això podria ser estrelles que han estat ejectades d'una explosió de supernova fa molts anys. Aleshores, és una mica com una cerca i captura d'aquests sistemes per intentar estimar la distribució de velocitats. Perquè no és que sigui sempre la mateixa, sinó que hi ha una probabilitat d'una velocitat i si aquella velocitat és petita, el sistema es manté i si la velocitat és gran, el sistema es trenca. Però això es correspon principalment a asimetries de l’explosió de supernova de col·lapse de cor.

Hi ha estudis de polarimetria, per exemple, que intenten mirar si l'àrea d'emissió és esfèrica o si té alguna deformació, i les explosions de supernova de col·lapse de cor definitivament no són esfèriques. Hi ha molta evidència que hi ha una simetria en l'explosió i aquesta simetria pot ocasionar que, potser, si depèn de la simetria, el kick sigui més fort o potser sigui més petit perquè tot el kick se'n va cap a l'altra banda.

Hi ha molts factors i crec que no està molt definit. És un àrea de recerca activa bastant.

Quants anys de mitjana es necessita perquè es produeixi una fusió?
Doncs depèn de com era la binària inicial. Si la binària inicial era una estrella de la seqüència principal això és una estrella molt compacta, aleshores un cop comencés a transferir massa i a fer la fusió són dies. Però imagina't, l'estrella ja és una AGB i està molt estesa, la companya està lluny i comença a entrar en l’embolcall molt a poc a poc. Pot trigar centenars o milers d'anys, en apropar-se el suficient, com per trobar una àrea de densitat més alta i poder transferir aquest moment angular. Per tant, realment depèn de l'evolució i l'estat evolutiu de l'estrella principal.

Heu estudiat algunes d'aquest tipus en sistemes que no siguin binaris sinó triples? Heu trobat alguna?
El sistema de V838Mon era un sistema ternari. Hi havia les dues del mig, que són les que s'han fusionat, i hi una tercera que està en una òrbita bastant llunyana. No interacciona, però el que hem vist és que un núvol d'aquests de gas i pols que s'ha ejectat de la fusió l'ha tapat durant un temps. S’ha vist que aquesta estrella es tornava menys brillant durant uns anys i després ha tornat. Ho han pogut explicar. Una part del material justament estava passant per davant de l'altra estrella, l'ha tapat i després s'ha tornat més brillant.

Conferència de l'Astronòmica de Sabadell. Gemma Busquet, 7 de maig de 2025.

Farem un recorregut a través de la radioastronomia, des dels seus inicis amb el descobriment d'una zona radio provinent de la galàxia, per part de Karl Jansky, fins al futur, el que ens espera de la radioastronomia en els propers deu anys. És un futur relativament pròxim.

Primer, per motivar una mica la xerrada, el 1995 es va descobrir el primer planeta fora del nostre Sistema Solar, que orbitava entorn d'una estrella. Avui en dia coneixem més de 5.000 planetes. Tots aquests sistemes planetaris són diferents els uns dels altres i són diferents també del nostre Sistema Solar. A més a més, amb la particularitat que la Terra, de moment, és l'únic planeta que coneixem on hi ha vida. Llavors, què origina aquesta varietat de sistemes planetaris? La radioastronomia aquí ens pot ajudar, ens pot portar tota una sèrie de claus per entendre com s'originen aquests sistemes planetaris.

Quan observem el cel, veiem les estrelles però també veiem unes regions fosques en l'òptic que semblen com uns forats en el cel,  són els núvols moleculars, els llocs on neixen les estrelles. I, mentre que en l'òptic no es pot veure res, és ben fosc, les ones de ràdio penetren en el seu interior, amb elles sí que podem veure què hi ha a dins, i podem intentar respondre les preguntes de com neixen les estrelles i els planetes al seu voltant.  

En el procés de naixement de les estrelles, sempre podem veure un disc de gas i pols al seu voltant on es va formant un sistema planetari. Hem pogut veure que hi tota una sèrie d'estructures: anells i forats, que ens indiquen la possible presència de planetes naixent en aquest disc.

Avui en dia tenim grans radiotelescopis, grans radiointerferòmetres, com el d’Atacama, el  Large Millimiter Array (ALMA), que ens proporciona una visió molt global d'aquests discos. Amb ells podem obtenir algunes de les seves propietats com la massa, com s'està movent el gas entorn en aquest disc, o fins i tot veure aquestes estructures que ens indiquen aquesta presència de planetes en formació. Però, per arribar fins aquí, la ciència ha hagut de fer un llarg recorregut, tot partint del descobriment accidental d'ones ràdio provinents de la galàxia. I això va ser gràcies a Karl Jansky.

Karl Jansky va començar a treballar d'enginyer de telecomunicacions en els laboratoris telefònics de Bell, i l'objectiu de la seva feina era identificar les fonts d'interferència, les fonts de soroll en les telecomunicacions de ràdio de llarga distància. Aleshores, ell va construir una antena giratòria que rebia ones ràdio a 20,5 MHz de freqüència, que es correspon a 14,5 metres en longitud d’ona, amb un diàmetre total de 30 metres de llargada i una alçada de 6 metres. Després de molt temps fent observacions, va identificar tres tipus de senyals: un senyal que corresponia a tempestes properes, un altre senyal que corresponia a tempestes més llunyanes i un tercer senyal que era constant, dèbil, del qual no coneixia el seu origen i que, a més a més, no canviava de posició amb el temps.

La primera cosa que va pensar Jansky va ser que provenia del Sol. Però, al llarg del temps, i de fer més i més observacions, va veure que aquest senyal s’anava repetint cada 23 hores i 56 minuts, i aquest és el període que correspon al dia sideral. No és a les 24 hores que triguem a fer la volta al Sol, sinó que és el temps que triga la Terra a fer tota una rotació respecte de les estrelles. El que havia descobert Jansky era les ones d’emissió ràdio provinents del cor de la Via Làctia. I, evidentment, aquest descobriment es va publicar en els diaris, com ara el New York Times. He volgut destacar un petit paràgraf del diari, el qual deia: “no hi ha cap indicació que aquests resultats siguin la forma d'una intel·ligència a la recerca de comunicació intergalàctica”. Això va obrir una nova finestra en la observació del cel. Fins aleshores, tota l’observació era en òptic, i l'òptic és una part molt petita de l'espectre electromagnètic. Descobrir l'emissió d'ones ràdio provinent de la Via Làctia va fer que es comencessin a fer més observacions i a intentar entendre quin era el seu origen, si només hi havia emissió ràdio provinent del centre de la galàxia o si hi havia també altres objectes celestes que també produïen emissió ràdio.

Això va ser el que va fer Grote Reber. Ell, de fet, va ser el primer radioastrònom vocacional. Era un enginyer i es va construir la seva pròpia antena en el pati de casa seva a Illinois, Estats Units. Va ser la primera antena parabòlica. Tenia 9 metres de diàmetre i a dalt, a 8 metres sobre del plat, va col·locar el receptor. Inicialment, ell sabia que per intentar entendre la naturalesa d'aquesta zona ràdio necessitava fer observacions a dues longituds d'ona diferents.

Figura 1. El radiotelescopi de Grote Reber.

Inicialment, va fer unes observacions a 3,3 GHz i a 6 GHz, però no va detectar res. Després va canviar els receptors, va utilitzar-ne de més baixa freqüència, a 160 i a 400 MHz, i va poder fer el primer mapa ràdio del cel. Va descobrir que existien altres fonts molt brillants en ràdio, com per exemple en el Cigne o a Cassiopeia, que són dues de les fonts més intenses que coneixem.

A partir d'aleshores, la radioastronomia va evolucionar i ara faré una pinzellada de quatre o cinc fites que jo considero que són de les més importants que ha aportat la radioastronomia per entendre el cosmos.

La primera és al 1951, on es va detectar per primera vegada la línia de l'hidrogen atòmic, a una longitud d’ona de 21 centímetres. Aquesta és una línia que produeix l'àtom d'hidrogen, on només hi ha un protó i un electró. Aquestes partícules tenen una orientació (espín) i els dos espins  poden estar orientats de forma paral·lela o antiparal·lela. De forma antiparal·lela l’àtom té menys energia que de forma paral·lela, i quan es fa aquesta transició de canvi d’espín, es produeix l’emissió d'un fotó, el qual es correspon a una longitud d’ona de 21 centímetres.

La predicció d'aquesta línia s'havia fet un any abans per un grup d'holandesos, i el 1951 als Estats Units, Harold Irving i Edward Mills Purcell van aconseguir detectar aquesta línia. Avui en dia tenim el mapa de l'hidrogen atòmic neutre de la nostra galàxia i, tot i que està concentrat en el pla galàctic, també omple tot el seu volum.

Una altra de les grans fites va ser el descobriment de la radiació còsmica de fons de microones per Arno Penzias i Robert W. Wilson, l’any 1964. També va ser un altre descobriment per casualitat, perquè ells tenien la seva antena i volien mirar la brillantor de les galàxies, però  obtenien que sempre hi havia com un soroll de fons. El cel estava més calent del que s'esperaven. No estaven a zero graus, sinó a 3,7 K, aproximadament. Aquest soroll de fons no és res més que una radiació que prové de 380.000 anys després del Big Bang.

Més endavant, també al 1968, va haver-hi una altra descoberta important, que en aquest cas també va donar lloc a un premi Nobel –no a la Jocelyn Bell, sinó al seu director de tesi– però Jocelyn Bell va ajudar a construir l'antena, va estar fent les observacions, i ella va ser qui es va adonar que hi havia uns senyals molt forts que es repetien molt ràpid. Va ser el descobriment dels púlsars. Un púlsar és una estrella de neutrons que gira molt ràpidament i que va produint aquests flaixos de llum ràdio, com si fos un far. Al principi, els hi van posar el nom de petits homenets verds, perquè semblava un senyal extraterrestre –evidentment fent una mica de broma–, però al cap d'un temps ja es va poder donar la correcta interpretació d'aquestes pulsacions.

A partir dels anys 60 –1963 i endavant– es van començar a detectar molècules a l'espai. Les primeres molècules van ser molt simples, com el monòxid de carboni, però més endavant, als anys 70, es va detectar la primera molècula orgànica complexa, el metanol, i més recentment, glicines i altres molècules que són precursors de la vida.

El 2015 ens vam quedar tots parats al veure aquesta imatge d’HL Tau (Figura 2), que és una estrella molt jove, amb un disc de pols. El que es veu és l’emissió tèrmica de la pols del seu voltant. Ens vam quedar molt parats de veure aquesta estructura, amb aquests nivells de detall, amb anells i forats, i això no s'havia pogut veure mai. Vam començar a veure que la formació de planetes començava molt abans del que els models deien. I fins i tot també, gràcies a radiotelescopis com ALMA, hem pogut començar a fer imatges de planetes en formació, de protoplanetes, com el punt petitet de la imatge dreta de la Figura 2.

Figura 2. Discs protoplanetaris observats per ALMA.

Finalment, es van obtenir les primeres imatges de forats negres, primer el del forat negre supermassiu de la galàxia M87 i després el del forat negre supermassiu que tenim a la nostra galàxia, Sgr A*. Tot això és només una pinzellada d'algunes de les fites de la radioastronomia.

Actualment en el món hi ha molts radiotelescopis, tot i que altres ja han deixat de funcionar, com per exemple el d’Arecibo, que seria semblant al radiotelescopi FAST que hi ha ara a la Xina. Tenim diversos telescopis que tenen una única antena, que treballen en els rangs mil·limètrics o centimètrics, i també tenim els radiointerferòmetres. Un exemple n’és el Karl Jansky Very Large Array (VLA), que està a Nou Mèxic, i té 27 antenes de 25 metres. Però també tenim telescopis més recents, com ASKAP a Australia, o Merkat a Sud Àfrica, que són precursors de futurs radiotelescopis. En els Alps francesos tenim NOEMA, que té 12 antenes de 15 metres, o a Hawai el Submillieter Array, amb 8 antenes de 6 metres. Aquests dos treballen en el mil·limètric i submil·limètric.

El gran radiotelescopi mil·limètric i sub-mil·limètric és ALMA, l'Atacama Large Millimeter/submillimeter Array. Evidentment és un projecte molt gran i per tant aquí participen molts països diferents: Canadà, Estats Units, Taiwan, Europa, també Àsia i evidentment Xile, que és el país on està instal·lat el radiotelescopi. Es troba al desert d’Atacama, a una altura de 5.000 metres, i consta de tres interferòmetres diferents. Per una banda, el principal, amb 50 antenes de 12 metres cadascuna. Aquestes antenes es poden moure, poden estar més juntes o més separades, i això ens permet veure diferents tipus d'objectes o tenir més resolució per veure detalls tan importants com els anells o els forats en els discos. Hi ha un altre interferòmetre que és més petit i més compacte (ACA), amb 12 antenes de 7 metres cadascuna. I després hi ha 4 antenes de 12 metres (TP, de Total Power) que serveixen per veure com és l'emissió més extensa i que els altres interferòmetres no poden veure. Poden treballar separadament o conjuntament, és molt flexible. ALMA ens dona una resolució angular impressionant ja que arriba a 0,015 segons d'arc. Això és molt, és una resolució que no s'havia pogut aconseguir fins ara. I, a més a més, cobreix un rang de l'espectre molt ampli perquè té deu receptors diferents en el mil·limètric i submil·limètric, des de 35 GHz fins a 950 GHz, permetent veure tot tipus de fenòmens diversos.

Figura 3. Main Array del gran radiointerferòmetre ALMA, a Xile.

Per veure aquests bressols estel·lars hem d'utilitzar aquests radiotelescopis i mirar què hi ha en els forats foscos que comentàvem abans (les nebuloses). Aquests forats foscos són brillants quan els mirem en ràdio. Són regions de formació estel·lar i quan els observem amb una antena, ens apareixen brillants. Formen part del que anomenem el medi interestel·lar, que és el material que hi ha entre les estrelles. Jo em centraré en els núvols moleculars, que són les regions més denses i fredes que hi ha del medi interestel·lar i és on es formen les estrelles. La majoria del gas és hidrogen molecular, però també hi ha altres molècules com amoni, monòxid de carboni, aigua... A més, en aquests núvols, els fotons d'estrelles externes s'absorbeixen a la seva superfície i no arriben a penetrar, de manera que les molècules del seu interior poden sobreviure. Això és molt important perquè així es produeix tota una sèrie d'evolució química que és vital per entendre el nostre origen.

Aquests núvols contenen molècules i partícules de pols, són molt freds i són les regions més denses del medi interestel·lar (tot i que molt menys que les densitats a les que estem acostumats). Si ho comparem amb els núvols de la nostra atmosfera, hi ha similituds perquè també hi ha molècules i pols, però mentre que aquí les densitats són de 10^-3 g/cm³, en aquests núvols les densitats són de tan sols 10^-18 g/cm³ .

La formació de les estrelles, de forma bàsica, la podem atribuir a la hipòtesi nebular proposada per Immanuel Kant i Pierre-Simon Laplace, de forma independent. Segons aquests físics, existia un material bàsic al principi de totes les coses que ocupava tot l'espai de l'univers. En aquell temps encara no s'havia descobert el medi interestel·lar, ni el gas molecular, ni el gas atòmic, ni res de res; però ja començaven a pensar que havia d'existir un cert material per poder formar el Sol i els planetes. La gravetat va provocar la contracció d’aquest material i també la formació d’un disc al seu voltant. La major part del gas va anar a parar al centre i va acabar formant una estrella, mentre que el disc del voltant va acabar formant un sistema planetari.

De fet, per explicar el procés de formació d’estrelles —i també de planetes— cal entendre què passa al llarg de tota aquesta evolució, ja que implica canvis enormes en les propietats físiques del medi. Com passem, doncs, de núvols moleculars que tenen dimensions de diversos parsecs —és a dir, molt extensos— a una estrella amb un radi comparable al del Sol? Estem parlant de canvis de 7 o 8 ordres de magnitud. També en temperatura: comencem amb un núvol fred d’uns 10 K i acabem amb una estrella que pot arribar a milions de kelvins. Per tant, el canvi de temperatura és també molt significatiu. El mateix passa amb la densitat: hi ha una diferència de fins a 20 ordres de magnitud entre la densitat del material original i la de l’estrella ja formada.

Què provoca, doncs, aquest naixement de les estrelles? Sabem que coexisteixen amb el gas, però per tal que es formin cal que es produeixi un col·lapse gravitatori. Aquest col·lapse no es produeix espontàniament: cal que alguna cosa l’origini. Podem identificar tres causes principals. La primera és la col·lisió entre dos núvols moleculars, que genera una compressió que pot iniciar el col·lapse. La segona és l’impacte d’una ona de xoc procedent d’una supernova. I la tercera és una compressió induïda pel pas del núvol a través dels braços espirals de la galàxia, com a conseqüència de la seva dinàmica i cinemàtica. Aquesta seria una versió simplificada centrada només en la gravetat.

Ara bé, hi intervenen molts altres factors importants. D’una banda, hi ha la gravetat, que tendeix a fer col·lapsar el gas cap al centre. Però els núvols també roten, i això implica la presència de moment angular. A més, el gas té una certa temperatura, i per tant una pressió interna que s’oposa a la contracció. També hi ha pressió externa al núvol, i cal tenir en compte la turbulència i els camps magnètics. Per tant, la imatge senzilla de la hipòtesi nebular, tot i ser vàlida en tant que la gravetat hi juga un paper dominant, queda matisada per la presència d’aquests altres agents.

En un primer moment, el col·lapse és isotèrmic, i l’energia generada per la contracció es dissipa fàcilment en forma de radiació, principalment en l’infraroig llunyà. Però arriba un punt en què, al centre, la densitat augmenta tant que el material esdevé opac a la radiació. La radiació ja no pot escapar fàcilment, la temperatura augmenta i també ho fa la pressió interna, cosa que fa aturar el col·lapse en la zona central. Així es forma un nucli protoestel·lar que es troba en un estat gairebé d’equilibri hidroestàtic.

Al voltant d’aquest nucli s’hi acumula un embolcall de gas i pols que continua en caiguda lliure, dominat per la gravetat. Però el material no cau directament sobre el nucli, ja que la rotació del sistema fa que es formi un disc al seu voltant. El material cau cap al disc i, des d’allà, es transfereix al nucli. Alhora, es produeixen fenòmens d’ejecció de material a gran velocitat pels pols.

A partir d’aquí, la protoestrella continua evolucionant. El material de l’embolcall es va acumulant progressivament en el disc i en l’estrella, mentre que una part s’ejecta o es dispersa per efecte dels mateixos processos d’ejecció. Al final, el que queda és una estrella molt jove, en fase de pre-seqüència principal, envoltada per un disc de gas i pols: el disc protoplanetari, on es formaran els planetes.

Finalment, el sistema evoluciona fins a convertir-se en un sistema planetari, com el nostre Sistema Solar. I tot això passa en només uns pocs milions d’anys. Pot semblar molt, però, a escala còsmica, és un procés ràpid. De fet, totes aquestes etapes han estat observades amb diversos instruments. Evidentment, durant tot aquest procés també es produeix una evolució química.

Figura 4. Observacions d’una protoestrella.

L’evolució de la química en aquest procés és fonamental per entendre com és la química al nostre planeta, per què hi ha vida a la Terra i si podria haver-n’hi en altres planetes. A l’inici, en aquests núvols moleculars on comença el col·lapse, hi trobem molècules molt simples, de dos o tres àtoms, no gaire més. Com que són regions molt fredes, aquestes molècules es dipositen sobre els grans de pols, formant un mantell de gels. Aquests grans tenen un nucli sòlid de silicats, i al seu voltant es genera aquest embolcall gelat.

Quan el nucli protoestel·lar comença a formar-se, la temperatura interna augmenta. Aquest augment fa que moltes de les molècules que inicialment es trobaven en fase sòlida o congelades s’evaporin, passin a fase gasosa i es puguin detectar. Aquestes regions es coneixen com a nuclis calents (hot corinos). En aquests nuclis, les altes temperatures permeten l’evaporació de molècules, algunes ja complexes, i alhora possibiliten noves reaccions químiques que generen molècules encara més complexes.

És important, doncs, entendre quin camí segueix aquesta evolució química. Quina és la química que hi trobem en els discos on es començaran a formar els planetes? En aquests discos, també hem detectat diverses molècules, algunes de les quals són complexes. Perquè es formin planetes rocosos com la Terra, els grans de pols han de patir un procés de creixement: s’han d’agregar, ajuntar i evolucionar fins a formar cossos cada cop més grans. Però, a més, també cal que la química resultant s’acabi incorporant als planetes.

En cometes i meteorits s’han detectat moltes d’aquestes molècules, que també es troben en regions molt joves, durant la formació estel·lar. Això indica que una part d’aquesta química és heretada directament de la nebulosa original. També hi ha, probablement, una part que és reprocessada posteriorment. L’objectiu és entendre tots aquests ingredients per esbrinar com podria haver sorgit la vida.

S’han detectat diverses molècules prebiòtiques en el medi interestel·lar. Una especialment rellevant és el glicoaldehid, precursor de la ribosa, que és un component essencial de l’ARN. Aquestes molècules són molt interessants d’estudiar, ja que totes elles s’han detectat en el medi interestel·lar, molt abans de la formació dels planetes.

Com sabem que s’està formant una estrella o, si més no, una protoestrella? Disposem d’imatges en l’infraroig que ens mostren estrelles molt joves, similars al Sol. Les primeres senyals que captem en infraroig són les ejeccions de material a gran velocitat —més de 100 km/s— que generen xocs. Tanmateix, no podem observar què passa al seu interior. Per això cal anar al radiotelescopi, ja que les ones de ràdio sí que penetren aquestes regions opaques. A través d’aquestes observacions, podem veure el disc i les parts més pròximes a la protoestrella on es produeixen les ejeccions.

Els discos protoplanetaris solen ser més grans que el nostre Sistema Solar. Amb el temps, una part del disc es transformarà en material planetari, mentre que una altra part formarà un disc de deixalles, com observem al Sistema Solar amb el núvol d’Oort, el cinturó d’asteroides o el cinturó de Kuiper. Observem discos molt diversos: amb anells i forats, estructures espirals, braços espirals, anells brillants o asimètrics... En definitiva, una gran varietat.

Un cas destacat és el d’HL Tauri, una estrella d’aproximadament un milió d’anys. La Figura 2 mostra la imatge obtinguda amb ALMA a 1,3 mm, on es poden veure clarament anells i forats. El més sorprenent és que els planetes s’hi estan formant molt abans del que preveien els models. Aquest descobriment va obligar a revisar la teoria i va motivar noves observacions amb altres telescopis. Amb el Very Large Array (VLA), a 7 mm, es va poder estudiar la part més interna del disc, on es va identificar una concentració de material en un dels anells, possiblement un indici de planeta en formació.

Ara bé, encara no sabem del cert si els planetes es formen dins dels anells o en els forats. Potser es formen en els anells i després migren, obrint els forats mentre orbiten l’estrella. És una pregunta oberta que esperem poder respondre gràcies a ALMA i altres radiointerferòmetres en els pròxims anys.

Els discos estan formats per gas i pols. Els grans de pols, en el medi interestel·lar, tenen una mida al voltant d’una micra o menys. Per arribar a formar planetes rocosos, aquests grans han d’experimentar un creixement de 12 ordres de magnitud: des de partícules microscòpiques fins a cossos planetaris. Entendre aquest procés és un dels grans reptes actuals, i aquí és on la radioastronomia hi juga un paper clau.

En un treball recent que hem dut a terme a la regió de la Nebulosa d’Ofiüc, hem estudiat un sistema vist de costat i un altre sistema binari amb una tercera estrella en formació propera. Amb observacions del Very Large Array i d’ALMA a diferents longituds d’ona, hem començat a investigar si ja ha començat el creixement dels grans de pols en aquestes estrelles molt joves, encara invisibles en infraroig i òptic perquè estan totalment envoltades de gas.

Analitzant com varia el flux amb la longitud d’ona, podem comparar les observacions amb els valors esperats per al medi interestel·lar. Allà, el valor típic és de 3,8. Nosaltres hem trobat valors més baixos, la qual cosa indica que els grans de pols ja han començat a créixer. Estimem que la mida d’aquests grans és ja d’aproximadament un mil·límetre: han crescut diversos ordres de magnitud.

Amb els discos protoplanetaris, ALMA ens proporciona una visió detallada principalment de les regions situades entre deu unitats astronòmiques i les zones més externes del disc. No obstant això, no podem observar directament què ocorre en les zones més pròximes a la protoestrella, és a dir, a menys de deu unitats astronòmiques. Aquí és on el telescopi espacial James Webb esdevé un complement excel·lent, ja que té la capacitat de detectar la composició química dels discos més interns i pròxims a la protoestrella.

ALMA, però, no només ens permet observar l’emissió de la pols, sinó també la de diferents tipus de molècules. Això és clau perquè ens ajuda a estudiar els moviments del gas dins del disc, cosa essencial per comprendre-ne l'evolució.

La gran pregunta que ens plantegem és: com passem d’aquests discos protoplanetaris als sistemes planetaris que coneixem? Quines característiques o propietats tenen aquests discos que determinen la gran diversitat de sistemes planetaris que observem? Evidentment, encara no ho sabem, però segurament, en el futur, avançarem a poc a poc cap a una millor comprensió d’aquest procés.

Si representem tots els exoplanetes coneguts en un diagrama que mostra la massa del planeta en funció del seu semieix major orbital, observem que les dades obtingudes amb ALMA es concentren en una regió concreta del diagrama. Amb la nova generació d’instruments, com el Next Generation Very Large Array (ngVLA), podrem ampliar aquest rang observacional i millorar l’estadística. Això ens permetrà explorar si hi ha alguna connexió entre el tipus d’estructura dels discos protoplanetaris i el tipus de planetes que finalment s’hi formen. Aquest és un dels grans reptes de futur que tenim al davant.

Figura 5. Diagrama de la massa dels planetes descoberts en funció del semieix major orbital.

Us comentaré breument també alguns aspectes sobre les estrelles més massives, ja que presenten algunes diferències importants respecte a les estrelles com el nostre Sol. En general, el seu procés de formació és semblant: parteixen del col·lapse gravitatori d’un núvol molecular, es forma un disc i s’observen ejeccions de material. Però, a causa de la seva gran massa, aquestes estrelles emeten una quantitat molt elevada de fotons, que ionitzen ràpidament el medi que les envolta.

A més, les estrelles massives solen formar-se en cúmuls estel·lars, fet que implica possibles interaccions i col·lisions amb altres estrelles que poden alterar l’entorn circumdant. Per tant, hi ha diversos factors addicionals que cal tenir en compte. La intensa radiació de raigs X i UV i la dinàmica pròpia dels cúmuls poden afectar el procés de formació tant d’estrelles com de planetes. En alguns casos, fins i tot, es poden observar ejeccions de material que no segueixen els eixos polars habituals, sinó que tenen forma explosiva.

Un exemple rellevant és la regió d’Orió, la més propera a nosaltres que conté estrelles massives, amb més de 700 estrelles molt joves. Actualment, estem duent a terme un gran projecte d’observació amb el Very Large Array (VLA), que cobreix no només la nebulosa d’Orió, sinó també zones adjacents. Aquest projecte, anomenat VOLS (The VLA Orion A Large Survey), encara està en curs i té assignades 306 hores d’observació. Es tracta d’una col·laboració internacional amb la participació de 44 investigadors i investigadores de diverses institucions d’arreu del món.

El nostre objectiu és mapar tota la part nord del núvol d’Orió A, que inclou la nebulosa d’Orió, amb una sensibilitat 20 vegades superior als estudis previs. Orió és un lloc ideal per estudiar la formació estel·lar, ja que hi trobem una gran varietat d’estrelles: des de similars al Sol fins a estrelles molt massives. També s’hi formen cúmuls densos i poblacions disperses, i hi ha una forta interacció amb estrelles joves de tipus O i B. A més, tenim l’avantatge que molts projectes previs, com els d’Spitzer, Herschel i altres, han observat aquesta regió amb molt de detall.

Nosaltres no podem cobrir tota la regió, però sí la part nord, que és la més rica en objectes. Fem observacions a dues freqüències diferents. Les primeres, a 6 centímetres, es van completar el 2022, amb un total de 83 hores d’observació. A la Figura 6 es poden veure els punts blancs que corresponen als objectes estel·lars joves coneguts. Per cobrir tota l’àrea, hem fet 115 apuntats, cadascun repetit dues vegades durant 3 hores, i aquestes observacions es repeteixen 26 vegades, obtenint així 26 èpoques diferents que ens permeten estudiar la variabilitat de l’emissió des d’escales d’hores fins a mesos.

A l’altra freqüència, de 2 centímetres, hem hagut de fer 752 apuntats, dividint la regió en diferents bandes. En aquest cas tenim assignades 225 hores, de les quals ja se n’han completat 170; la resta s’esperen completar al llarg de 2025.

Us avanço algunes primeres dades dels resultats a 6 centímetres. A la Figura 6, sobre un fons d’emissió submil·limètrica observat amb ALMA, es mostren els contorns en negre de l’emissió a 6 cm del projecte VOLS. S’hi pot observar material ejectat, ben col·limat, i estructures que corresponen a discs i radiojets. En alguns objectes, l’emissió és compacta; en d’altres, s’estén de manera allargada. També hem detectat una notable variabilitat: la intensitat de la radiació canvia de manera significativa entre èpoques. Això ens permet mesurar corbes de llum i estudiar l’evolució temporal de la seva lluminositat.

Figura 6. Un dels primers resultats del projecte VOLS.

Una altra de les coses interessants que podem fer amb aquests projectes és explorar molts tipus diferents de ciència. Per exemple, a M43 hi trobem una estrella de tipus espectral B, anomenada NU Ori. Amb el telescopi espacial James Webb, hem pogut observar aquesta estrella i un objecte anomenat proplyd. Un proplyd és un disc protoplanetari ionitzat externament per una estrella propera, i per això presenta una característica forma amb una mena de cua. En aquest cas, detectem emissió de ràdio tant de la regió de gas ionitzat que envolta l'estrella B com del disc que s’està fotoevaporant.

Per acabar, parlaré breument del futur de la radioastronomia, que és realment prometedor. Hi ha dos grans projectes en construcció: d’una banda, el Square Kilometre Array (SKAO), i de l’altra, el Next Generation Very Large Array (ngVLA).

Comencem pel ngVLA, del qual ja s’ha construït una antena de prova. Aquest nou radiotelescopi estarà ubicat als Estats Units, principalment a Nou Mèxic, i constarà de 244 antenes de 19 metres de diàmetre cadascuna, distribuïdes per diverses parts del país, inclòs Mèxic. Serà deu vegades més sensible que el Very Large Array actual i que ALMA. Operarà principalment en longituds d’ona centimètriques, però també arribarà fins als 3 mil·límetres. Les seves línies de base —és a dir, les distàncies màximes entre antenes— arribaran fins als 1.000 km, amb la possibilitat d’estendre’s fins als 5.000 km si s’instal·len antenes addicionals a llocs com Hawaii. Això permetrà assolir resolucions angulars de mil·lisegons d’arc, una precisió mai vista fins ara. Algunes antenes també estaran ubicades a Mèxic, i esperem que la col·laboració internacional es mantingui estable per garantir la seva inclusió, ja que són essencials per a la xarxa.

L’altre gran projecte és el Square Kilometre Array (SKA), una iniciativa global en què Espanya participa com a membre des del 2019. La seu central és al Regne Unit, però els dos grans radiotelescopis es construeixen en llocs diferents: un a Austràlia (per a observacions de baixa freqüència) i un altre a Sud-àfrica (per a freqüències mitjanes). A diferència d’altres telescopis, les antenes del SKA no són parabòliques sinó de tipus dipol. En total, hi haurà més de 130.000 antenes, amb línies de base de fins a 74 km.

Aquest passat mes de març, es va obtenir la primera imatge del SKA a baixa freqüència (163 MHz), mostrant un camp de 5x5 graus —unes 25 vegades la mida aparent de la Lluna plena— en què es van detectar 85 galàxies brillants, només amb 1.024 antenes, una petita fracció del total previst. A partir d’això, les simulacions preveuen que quan s’arribi a 17.000 antenes (cap al 2026-2027) es podran detectar unes 45.000 galàxies, i amb el telescopi completament operatiu el 2030, aquest nombre s’elevarà a més de 600.000 galàxies només en aquest camp de visió.

Pel que fa al SKA-Mid, el telescopi situat a Sud-àfrica (el que personalment em resulta més interessant, ja que cobreix les freqüències més adequades per estudiar la formació estel·lar), estarà format per 197 antenes amb una separació màxima de 150 km. Serà un interferòmetre molt flexible, que permetrà fer observacions amb només una part de les antenes, segons les necessitats. Cobrirà un rang de freqüències entre 300 MHz i 15 GHz, amb la possibilitat d’arribar fins a 24 GHz si es finança la incorporació de nous receptors, cosa que milloraria encara més les prestacions.

Per acabar, voldria fer un petit resum del passat, present i futur de la radioastronomia. Des del descobriment fonamental de Karl Jansky, que va obrir la porta a observar l’Univers amb una nova mirada, cada nova generació de radiointerferòmetres ens ha apropat a respostes cada cop més profundes. Ens permeten abordar preguntes fonamentals com: d’on venim? Com s’ha originat la vida? Poden existir altres planetes amb vida en altres sistemes?

Aquest futur pròxim, que abasta els propers 10 o 15 anys, es presenta prometedor i apassionant.

Col·loqui

Els proplyds s'acabaran evaporant o formaran un sistema planetari?
Doncs no se sap. Hauríem de prendre moltes imatges, però nostra escala de temps és molt diferent. En principi la idea és que sí, que s'acabin evaporant, donat que tenen una estrella molt propera i amb una radiació molt intensa, doncs que aquesta acabi escombrant tot. Ara, pot quedar algun residu... Clar, nosaltres quan els veiem, veiem aquest senyal característic que indica aquesta fotoevaporació externa, també per als rajos X, però és externa i no interna.

De la nebulosa d’Orió, quin seria el resultat que més estàs esperant del projecte que has presentat?
L'objectiu és estudiar de forma estadística, perquè allà podem tenir deteccions de milers d'objectes, la relació que hi ha entre els processos d'ejecció de material i d'acumulació de material. Quina relació hi ha? No ho fem només amb les observacions ràdio, sinó que també ho complementem amb observacions d'òptic, infraroig i amb altres instruments, ja sigui de treballs anteriors i que existeix a la literatura que ja hi ha les publicacions, o nostres. Llavors, és veure aquesta connexió entre l'ejecció i l'acumulació de material, quina dependència hi ha amb l'entorn, si hi ha una dependència amb el tipus d'objecte, si és menys massiu o més massiu, en l'estat d'evolució, etcètera. Aquesta seria la idea principal.

Nosaltres estem acostumats a telescopis òptics. Per mi, aquest món de la radioastronomia és completament desconegut. Com obteniu aquestes imatges a partir d'una antena? Què és el que es capta?
Hi ha tot un procés d'ordinadors, evidentment. S'ha de combinar. Primer el que tens és la senyal de moltes antenes diferents. I a més, la senyal no arriba al mateix moment a cada una de les antenes. Per tant, s'ha d'aplicar una correcció per poder-ho calibrar com si tot arribés al mateix moment. I després d'aquí es converteix aquest senyal, que seria com una potència elèctrica, en una imatge a través de tot un procés matemàtic. No vull entrar en molts detalls, però és tot un procés matemàtic que fa amb els teus punts que tu observes diferents del cel, fas una inversa de Fourier i després fas el procés de netejat –perquè s'ha de netejar la imatge– i al final queda així. No és com posar una CCD allà i captes els futons. Sí que es capten els fotons, però en aquestes longituds d’ona són molt poc energètics. Aleshores, per això també necessites tenir aquestes àrees col·lectores tan grosses i tot un procés més d'enginyeria, d'amplificadors, etc. Després tota una màquina et fa la correlació de la senyal de les diferents antenes perquè tinguis com una única senyal al final.

Els que ens dediquem a fer astrofotografia amb telescopis òptics, acumulem moltes imatges d'un mateix objecte per tenir una bona relació senyal-soroll. No sé si amb radioastronomia també això es produeix o no és necessari capturar moltes imatges per minimitzar aquest soroll aleatori que produeixen els sensors en aquest cas.

No, no és necessari. Difícilment en radioastronomia satures una imatge. En radioastronomia no cal, tu pots observar durant una hora, dues hores, tres hores, i no tens cap problema en això. Vull dir, fins i tot típicament hi ha observacions que duren tota la nit i poden durar vuit hores i estàs vuit hores observant l'objecte. Però no només el teu únic objecte d'interès científic, perquè has de calibrar-ho, llavors has d'observar també fonts properes que et serveixen de calibradors, però vas fent aquests canvis. El teu calibrador, observes la teva font durant deu minuts, quinze minuts i després tornes a observar el calibrador i després tornes a observar la font. Llavors no són vuit hores seguides sobre la teva font, perquè necessites poder-ho calibrar.

Les instal·lacions d’un observatori de radioastronomia necessiten les mateixes condicions que els òptics o no? Perquè hi ha alguns llocs que sembla que coincideixen en deserts i coses d'aquestes.

Pels radiotelescopis mil·limètrics i submil·limètrics, aquestes longituds d'ones sí que són molt sensibles a l'atmosfera i el seu vapor d'aigua. Llavors necessites instal·lar-los en llocs elevats per intentar tenir menys gruix de l'atmosfera i que sigui també més estable. Però pels centimètrics, hi ha una antena a Alemanya –i Alemanya no té muntanyes–. No requereix unes condicions especials, no requereixen que estiguin superaïllats i es pot observar de dia, per exemple, en el centimètric. En el submil·limètric no, però en el centimètric podem observar de nit i de dia. De fet, l'únic que cal és apagar els telèfons mòbils i tots aquests tipus de connexions que poden fer interferències amb les observacions. Però la resta no, és molt diferent en aquest sentit.