L'ASTRONÒMICA

Conferència de l'Astronòmica de Sabadell. Xavier Bros, 14 de maig de 2025.

Avui parlarem de l'observació amateur d'objectes insòlits. Els aficionats a l'astronomia sovint semblen predestinats a especialitzar-se en dos grans àmbits: la recerca o l'astrofotografia. Pel que fa a la recerca, trobem persones expertes en l'observació d'ocultacions d'estrelles per asteroides, un camp amb un grup força consolidat. També hi ha qui es dedica a l'estudi d'estrelles variables, com les RR Lyrae, en què es desenvolupa una tasca molt destacada. Més recentment, diversos aficionats s'han implicat en l'observació d'exoplanetes. De fet, crec que hi ha uns vint-i-cinc membres de l’Agrupació Astronòmica que hi són actius.

A més, hi ha grups de recerca amateur col·laborant amb observatoris professionals com els de Calar Alto, el Montsec i, especialment, el del Teide, amb el telescopi IAC80. Tot plegat mostra que hi ha aficionats molt implicats en projectes de recerca. Però avui no parlarem de recerca. Com també hi ha especialistes en astrofotografia, però tampoc ens hi centrarem avui, ja que les imatges que veureu no tenen, diguem-ne, un valor estètic destacat.

Avui parlarem d’una altra cosa: de l’observació per plaer, de superació personal, de reptes. Tots els aficionats comencen igual: amb un telescopi, observant la Lluna, el Sol, Júpiter, els anells de Saturn, la nebulosa d’Orió, la galàxia d’Andròmeda... Sempre els mateixos objectes. Però arriba un punt en què cal anar més enllà: un cop has vist el cúmul d’Hèrcules deu vegades, la vegada onze ja no aporta gaire cosa nova. I és llavors quan apareix la necessitat de nous reptes. Avui parlarem, doncs, de reptes aparentment impossibles per a un aficionat. Però que, sorprenentment, són possibles. Un aficionat pot fer observacions realment impressionants, no des del punt de vista de la recerca, sinó com a font de satisfacció personal.

Per exemple, parlem de les nanes marrons. És possible veure'n una amb un telescopi amateur? Sembla una proesa, però sí, es pot fer.

Les estrelles de baixa massa són les més abundants a la nostra galàxia. Entre elles hi ha les nanes vermelles, com l’Alfa del Centaure, l’estrella de Barnard, entre d'altres. Ara bé, també hi ha objectes que no són ni estrelles de baixa massa ni planetes: són massa grans per ser planetes, però massa petits per ser estrelles. Aquests són les nanes marrons.

Les estrelles —tant les de baixa massa com les de tipus solar— obtenen la seva energia de la fusió d’hidrogen o d’heli. Les de baixa massa tenen, com a mínim, una massa equivalent a 75-80 vegades la de Júpiter. Per sota d’aquest llindar, entrem en el terreny de les nanes marrons. Aquests objectes no poden fer la fusió d’hidrogen ni d’heli, però sí —encara que de manera feble— la de liti, un procés molt menys eficient i molt més rar.

La primera nana marró coneguda, Teide 1, va ser descoberta per tres investigadors: Rafael Rebolo, María Rosa Zapatero i Eduardo Martín, a l’Observatori del Teide, fent servir el telescopi IAC80. Posteriorment van recórrer a observatoris com el William Herschel, al Roque de los Muchachos, per obtenir-ne una espectrografia fiable. Finalment, van completar la seva investigació a Hawaii, al Mauna Kea, on van confirmar que aquest objecte efectivament fusionava liti.

Teide 1 es troba a uns 400 anys llum de distància, al centre del cúmul de les Plèiades. Té una massa de 55 Júpiter i només un 5,2% de la massa solar. És un objecte extremadament feble i petit.

Doncs bé, aquest objecte ha estat detectat amb un telescopi amateur. L’Albert Morral, des de l’Observatori de Sabadell, en va aconseguir la detecció i ho va publicar fa uns mesos a la revista Astrum. A la Figura 1, aquell punt minúscul assenyalat és precisament la nana marró Teide 1.

Com deia al començament: quin valor científic té aquesta imatge? Cap. Quin valor astrofotogràfic? Cap. Però quina satisfacció personal! Detectar amb el teu propi telescopi un objecte com una nana marró, que probablement és dels més abundants de la galàxia... això no té preu.

Figura 1. Imatge de la nana marró Teide-1.

També tenim el cas de les estrelles variables, algunes de les quals són extremadament ràpides. Un bon exemple són les RR Lyrae, ja esmentades anteriorment. A la nostra agrupació, hi ha un grup de recerca que en registra corbes de llum molt detallades i, sobretot, n’estudia els màxims de brillantor amb molta precisió. Gràcies a aquestes observacions, el coneixement sobre aquest tipus d'estrelles pot avançar significativament.

Ara bé, deixem la recerca de banda i centrem-nos en una experiència molt diferent: observar visualment, a través de l’ocular d’un telescopi, el màxim d’una estrella RR Lyrae. És un espectacle realment impressionant. Pots veure com, en pocs minuts, l’estrella augmenta de brillantor. Les mesures es fan comparant la seva lluminositat amb la d'una estrella de referència propera, seguint una escala subjectiva. Si les registres cada deu minuts, pots veure clarament com la llum augmenta progressivament. És una experiència que, sens dubte, omple l’ànima.

Aquest és el cas de les variables ultraràpides de tipus RR Lyrae. De vegades, ni tan sols cal utilitzar telescopi o prismàtics: a simple vista, ja es pot gaudir d’un fenomen similar.

Un exemple clàssic és Algol (Beta Persei), l'estrella eclipsant més coneguda, situada a la constel·lació de Perseu. És visible a simple vista i presenta eclipsis primaris amb una caiguda notable de lluminositat, així com eclipsis secundaris molt més lleus. A diferència d’altres sistemes eclipsants amb períodes de diversos anys, Algol té un període molt curt: només 2,2 dies. Encara que observar-la no aporti coneixement científic ni resultats astrofotogràfics destacables, el fet de veure com, a simple vista o amb prismàtics, la brillantor de l'estrella cau i torna a pujar és un espectacle fascinant. És d’aquells fenòmens que fan afició.

Canviem totalment de registre i anem molt més lluny: parlem del doble quàsar QSO 0957+561. Aquest nom tan peculiar ja ens indica la seva posició al cel (ascensió recta i declinació) i el fet que és observable des de l’hemisferi nord.

Aquest quàsar és un exemple viu de la teoria de la relativitat d’Einstein. El model és el següent: tenim un quàsar molt llunyà, amb una galàxia massiva entre ell i la Terra. Aquesta galàxia actua com una lent gravitacional, distorsionant la llum del quàsar de tal manera que veiem dues imatges del mateix objecte. Van caldre anys per confirmar que aquestes dues imatges eren, en realitat, el mateix quàsar duplicat per aquest efecte relativista.

A més, és molt llunyà: té un desplaçament al vermell de z = 1.41, cosa que significa que la llum ha trigat uns 8.700 milions d'anys a arribar fins a nosaltres. Tanmateix, l’efecte de la lent ha augmentat la seva brillantor, fins a assolir una magnitud de 16,7, fet que el fa accessible a telescopis d’aficionat.

Qualsevol que disposi d’un telescopi de 20 cm pot intentar detectar-lo. A la Figura 2, veiem una imatge del quàsar doble. Fins i tot s’hi aprecia una lleugera nebulositat, corresponent a la galàxia que actua com a lent. Visualment, amb l’Emili Capella vam fer una observació conjunta: vam veure el quàsar com un únic punt lluminós, però a la imatge, sí que es poden distingir clarament les dues imatges del quàsar.

Veure una lent gravitacional és perfectament possible per a un aficionat, amb un telescopi adequat, un cel fosc i una mica de paciència amb una càmera CMOS o CCD.

Figura 2. Quàsar doble fotografiat a l’observatori Anysllum (Xavier Bros i Jaume Zapata).

Passem al següent tema. Ja hem comentat que veure cúmuls globulars com M13 des de ciutat pot limitar-se a percebre una mena de nuvolet amb un telescopi petit. Però si disposem d’un bon cel i un bon telescopi, podem arribar a resoldre estrelles individuals i l’espectacle és majestuós.

La nostra galàxia conté una cinquantena llarga de cúmuls globulars. Però un repte apassionant per a l’aficionat és observar cúmuls globulars d'altres galàxies, com ara la galàxia d'Andròmeda. Aquesta en té molts més que la Via Làctia, i alguns es poden detectar visualment.

A la Figura 3 veiem diversos exemples. El G1 és el cúmul globular més brillant d’Andròmeda i, amb un telescopi d’aficionat, es pot veure com un petit nuvolet. També es poden detectar el G64 o el G78, tot i que visualment semblin només estrelles. El G72 és el més difícil dels quatre que he pogut observar; és molt feble, però es distingeix lleugerament difús, i això el delata com a cúmul globular.

Per tant, l’observació de cúmuls globulars extragalàctics és un repte factible. A més de l’observació visual, també se’n poden obtenir imatges que complementin l’experiència.

Figura 3. Cúmuls globulars de la Galàxia d’Andròmeda.

Passem al següent repte. Parlem de la galàxia M87, una de les més imponents del cel. Es troba al cúmul de Virgo i és aproximadament el doble de gran que la Via Làctia, cosa que ja la situa entre les galàxies gegants de l’univers.

La M87 està situada a uns 53 milions d’anys llum de distància. Encara que això sembli molt lluny, dins de l’escala còsmica no és una distància excessiva, sobretot si tenim en compte que moltes galàxies del cúmul de Virgo es troben a distàncies similars.

Al seu nucli, M87 conté un forat negre supermassiu, molt més gran que el que hi ha al centre de la nostra galàxia. Aquest forat negre emet un jet (raig) de plasma que surt projectat des del centre galàctic a una velocitat pròxima a la de la llum. Aquest jet és un dels fenòmens més espectaculars que podem observar en astrofísica extragalàctica.

Amb les imatges del Telescopi Espacial Hubble, aquest jet és clarament visible i impressionant. Però el més fascinant és que, amb equips d’aficionat, també es pot arribar a detectar! A la Figura 4, podeu veure una imatge espectacular que vam obtenir juntament amb el Jaume Zapata, on es pot apreciar clarament el jet de M87. És cert que es veu com una petita ratlla, però és un detall molt destacat, i més si pensem en la distància i la mida real d’aquest fenomen.

Qualsevol de vosaltres que tingui un telescopi d’uns 20 cm de diàmetre i una càmera CCD o CMOS, pot aconseguir-ho. La clau és fer exposicions molt curtes –de pocs segons– per evitar saturar la imatge, ja que la galàxia és molt brillant. Després, cal sumar moltes imatges i aplicar un bon processat per enfocar només el nucli. Així apareix, de manera clara, aquesta ratlleta, que és ni més ni menys que un raig de plasma de 6.500 anys llum de longitud. Impressionant, oi?

En definitiva, el jet de la M87 és perfectament observable per als aficionats amb una mica d’equip, paciència i ganes. Un repte molt gratificant!

Figura 4. Imatge del jet de la galàxia M87 fotografiat a l’observatori Anysllum (Xavier Bros i Jaume Zapata).

Ara saltem a un tema totalment diferent i ens anem a Mart, on el repte consisteix en observar les seves dues llunes: Fobos i Deimos. Cal dir-ho d’entrada: observar-les visualment és extremadament difícil, potser el repte més complicat de tots els que comentarem avui. Però, tot i així, ho hem intentat.

Fobos té un diàmetre d’uns 22 quilòmetres, i Deimos fa al voltant de 12 quilòmetres. Són objectes realment petits. Un astrofotògraf amb el pseudònim Lukeyur va aconseguir una imatge impressionant fent servir un coronògraf (vegeu Figura 5), que és un dispositiu que permet tapar la llum de Mart per tal de poder captar, ni que sigui mínimament, els seus satèl·lits.

Aquesta imatge ens serveix per entendre el principal problema: la llum enlluernadora de Mart dificulta enormement la detecció visual de Fobos i Deimos. La seva brillantor és molt baixa, i el planeta, en canvi, brilla amb intensitat, enlluernant l’ocular i eclipsant qualsevol intent de veure les llunes.

Per poder observar-les visualment, calen diverses condicions molt exigents: un telescopi ben col·limat; una òptica neta i sense dispersió de llum; un cel amb un seeing excel·lent, molt estable; que Mart estigui en oposició, és a dir, en el moment òptim per a la seva observació; i efemèrides molt precises, que ens permetin saber quan es troben les llunes a la màxima elongació angular, el punt en què estan més separades visualment del planeta.

I hi ha una sisena condició, que potser és la més important de totes: parlar amb algú expert en observació visual. En el meu cas, vaig consultar l’Emili Capella, que em va donar una estratègia molt interessant. Consistia a modificar l’ocular tapant-ne una part amb un tros d’esparadrap, de manera que deixéssim oculta la zona de Mart i poguéssim centrar-nos en l’altra meitat del camp visual, on en aquell moment es trobaven tant Fobos com Deimos, ja que casualment estaven en el mateix costat.

Amb aquest sistema i després de molta atenció i esforç, estic força convençut (diria en un 90%) que vaig poder veure Deimos. En canvi, de Fobos només en tinc una certesa d’un 30%. És a dir, a efectes pràctics podem dir que vaig aconseguir veure Deimos, però Fobos no.

Tot plegat és una observació extremadament difícil, però també un repte inaudit, d’aquells que fan afició i que omplen de satisfacció quan sembla que ho has aconseguit.

Figura 5. Mart i les seves llunes Fobos i Deimos fotografiats amb un coronògraf casolà per Lukeyur.

Què més? Doncs observar el romanent d’una explosió de raigs gamma, una de les fites més espectaculars –i difícils– de l’astronomia amateur.

Les explosions de raigs gamma són els esdeveniments més energètics de l’univers. Emeten, principalment, raigs gamma i raigs X, dues formes de radiació extremadament perilloses per a la vida. Afortunadament, la nostra atmosfera ens protegeix d’aquestes emissions. Això fa que no es puguin observar des de la superfície terrestre, sinó que cal detectar-les mitjançant satèl·lits especialitzats.

Quan es produeix una d’aquestes explosions, hi ha un sistema d’alerta global: els satèl·lits que les detecten envien un avís immediat a un centre de coordinació anomenat GCN (Gamma-ray Coordinates Network), que al seu torn alerta ràpidament telescopis professionals i observadors arreu del món.

Per què aquest desplegament? Perquè, malgrat que el fenomen principal es produeix en raigs gamma i raigs X, que ja han estat registrats pels satèl·lits, l’explosió també produeix una feble emissió de llum visible. Aquesta llum és dèbil, però molt valuosa: ens permet determinar el desplaçament al vermell i, per tant, la distància de l’objecte. Això és crucial, ja que en els primers anys no sabíem si aquestes explosions passaven dins la nostra galàxia o a milers de milions d’anys llum.

També s’hi detecta una petita emissió en ràdio, motiu pel qual el GCN informa també diversos radiotelescopis.

Doncs bé, en una ocasió vaig tenir la sort de detectar-ne una visualment. És una cosa excepcional: només una trentena d’aficionats a tot el món ho han aconseguit fins ara. I, de fet, des de la península Ibèrica només hi ha un cas documentat, que ha estat el meu. Segur que en el futur hi haurà més observadors afortunats, però per ara, és un cas únic.

La detecció va quedar registrada a la circular número 11875 del GCN, on s’hi detallaven les condicions d’observació, la posició astromètrica mesurada, la magnitud estimada (fent servir estrelles de referència), les exposicions emprades, i s’hi incloïa també un enllaç a la imatge. A la Figura 6 es pot veure la imatge captada: el romanent de l’explosió és el puntet marcat. L’astrometria obtinguda coincidia perfectament amb la mesura feta per diversos observatoris professionals.

Figura 6. Romanent d’explosió de raigs gamma observat per en Xavier Bros.

Bé, ja estem arribant al final, i voldria parlar-vos breument dels quàsars en general.

Per als que tenim una certa edat, els quàsars sempre han estat objectes fascinants. Al principi, només s’observaven des d’observatoris professionals i semblaven completament fora de l’abast dels aficionats. Però la realitat ha canviat. Hi ha quàsars que es poden observar amb equips modestos, com ara el 3C 273, un dels més coneguts i accessibles. Amb un telescopi de 15 centímetres ja es pot veure visualment, ja que té una magnitud al voltant de 13–14.

Però el més apassionant és que hi ha molts quàsars observables. Estem parlant d’objectes que ens permeten mirar al passat remot de l’univers, a distàncies absolutament vertiginoses. Personalment, n’he observat disset, però estic segur que, amb una mica de paciència, es poden arribar a veure una trentena de manera relativament fàcil.

Ara bé, vull destacar un cas especialment interessant: el quàsar anomenat S5 0014+813, situat a la constel·lació de Cefeu. Té una magnitud de 16,5, de manera que fins i tot seria observable visualment amb un telescopi prou gran. Jo, de moment, no l’he intentat observar visualment, però sí que n’he captat una imatge (Figura 7), i realment es veu brillant.

Aquest quàsar és una mica desconcertant i fins i tot ha generat cert debat entre els astrònoms. Hi ha qui defensa que és el quàsar més potent, més brillant i més massiu que es coneix fins ara. La seva llum ha viatjat durant 12.500 milions d’anys fins arribar a nosaltres, cosa que és espectacular. I el més sorprenent de tot: podem observar-lo amb un telescopi d’aficionat.

Per fer-nos una idea de la seva immensitat: la seva lluminositat és unes 10.000 vegades superior a la de tota la Via Làctia junta. Un autèntic monstre còsmic, i alhora un objectiu fascinant i inspirador per als observadors amateurs.

Figura 7. Quàsar S 0014+813 fotografiat per en Xavier Bros.

Un altre repte molt interessant és captar el moviment d’un asteroide ràpid, d’aquells que passen a prop de la Terra. Si disposem d’unes efemèrides ben ajustades i un bon telescopi, podem veure com les estrelles romanen fixes al fons mentre un puntet es desplaça lentament pel camp de visió. Ho he fet un parell de vegades, i realment és espectacular.

Fins i tot, en una d’aquestes observacions, vaig veure com l’objecte canviava de lluminositat. Per què passa això? Doncs perquè els asteroides tenen formes irregulars i giren sobre si mateixos. Això és precisament el que estudien molts aficionats: mesuren la corba de llum dels asteroides i, a partir d’aquesta variació, poden deduir-ne la forma. Us asseguro que veure com es mou i com canvia de brillantor és una experiència molt interessant.

També podem parlar de fenòmens igualment fascinants com l’ocultació d’una estrella per un asteroide. Científicament, es registra mitjançant càmeres de vídeo amb inserció precisa del temps, cosa que permet determinar amb exactitud la forma i òrbita de l’asteroide. Aquest és un tipus de recerca que duen a terme alguns membres del nostre grup d’observació.

Ara bé, mirar directament per l’ocular i veure com una estrella desapareix durant uns segons i després torna a aparèixer, perquè un asteroide li ha passat per davant, és un espectacle visual molt impactant. Ho he pogut veure en directe i és realment emocionant. Per exemple, recordo l’ocultació de Betelgeuse de fa poc: veure com l’estrella desapareix i, de cop, torna a aparèixer és un fenomen d’aquells que et fan somriure d’admiració.

Pel que fa a eclipsis solars, no cal ni dir-ho: un eclipsi total vist des de la zona de totalitat és una experiència gairebé mística. Veure com desapareix el Sol i apareixen la corona i la cromosfera és senzillament espectacular. És un dels grans esdeveniments astronòmics que tothom hauria de viure almenys un cop a la vida.

També volia comentar breument un objecte molt especial: Cygnus X-1, el primer forat negre que es va descobrir. Evidentment, el forat negre no es pot veure, però sí que es pot observar l’estrella que l’orbita, que és força brillant. Amb un telescopi d’aficionat, això es pot fer perfectament. És un objecte molt peculiar. Recordo una imatge mostrada en una convenció d’observadors on es veien les ones de xoc creades per l’emissió del forat negre en una nebulosa propera. Tot plegat, força fascinant.

Segur que molts de vosaltres podríeu afegir encara més objectes inusuals a la llista d’observació, perquè la realitat és que mai no és “sempre el mateix”, com em va dir fa anys un company de feina. Em va dir: “Ah, ets aficionat a l’astronomia? Sí, sí… Amb els nens està bé, però això és molt avorrit, sempre és el mateix.” I jo li vaig dir: no, no ho és gens! Si fas recerca, gaudeixes molt. Si fas astrofotografia, gaudeixes molt. Si observes objectes inusuals, gaudeixes molt. I si ho fas tot… encara més!

Col·loqui

No sé si alguna vegada has intentat veure Sírius B, la petita estrella que acompanya Sírius. És molt brillant i potser caldria fer servir aquella tècnica que has comentat d’ocultar la llum de l’estrella principal per poder veure la companya…
No, jo encara no ho he intentat, però us animo a fer-ho, perquè és un exercici que ja han fet molts aficionats, i amb èxit. De fet, ara mateix és un bon moment per provar-ho. Quan Sírius B està molt a prop de Sírius A, és pràcticament impossible veure-la, però l’any passat, aquest any i el que ve estan relativament separades, i per tant, es pot intentar capturar-la.

Visualment es pot fer tapant part de la llum amb algun dispositiu casolà, com un petit coronògraf “d’estar per casa”, o bé mitjançant imatges. He vist per internet algunes fotografies espectaculars de Sírius i Sírius B, especialment una feta per un aficionat japonès que ho ha captat de manera increïble. És un repte interessant i absolutament recomanable.

Conferència de l'Astronòmica de Sabadell. Andreu Valls, 21 de maig de 2025.

Aquest any se celebra el centenari del naixement de la física quàntica. Jo no en sé gaire, de física quàntica, però us parlaré de la història dels seus inicis, concretament de la mecànica quàntica. La quàntica és una teoria que explica perfectament els resultats dels experiments, però no ens diu què hi ha realment al darrere. Hem de començar per aquí: explica els experiments i els seus resultats probablement millor que cap altra teoria, però si li demanes què passa realment, et respon: «jo no ho sé».

Considero com a etapa fundacional de la quàntica el període que va des del seu naixement fins aproximadament l’any 1950, coincidint més o menys amb la mort d’Einstein. Els tres punts fonamentals d’aquesta etapa són: La diferència de comportament de les partícules quàntiques respecte a la física tradicional, la física newtoniana; les seves característiques pròpies, especialment les més rellevants; i el desenllaç d’una gran controvèrsia entre els dos pares fundadors: Einstein i Planck. Bé, Planck no ho era del tot… però Einstein, sí.

Parlarem del món de l’àtom, però primer hem de començar parlant de l’energia quàntica, que neix per resoldre un problema. Què passava, històricament, en aquella època? Maxwell havia unificat l’electricitat estàtica i el magnetisme, i Newton ja feia temps que havia unificat la caiguda de la pedra de Galileu amb la caiguda de la Lluna. Les grans unificacions estaven, per tant, molt consolidades.

I què sabíem després de Dalton? De Dalton, en realitat, en sabíem ben poc en aquella època, però ell va començar a posar-hi números i a observar que, per exemple, el nitrogen i l’oxigen no es combinen de qualsevol manera. Ho fan en proporcions definides: un a un, un a dos, un a quatre… però no un a tres. Podem tenir quatre oxígens i un nitrogen, però no tres oxígens. En sabíem molt poc, de l’àtom. De fet, fins a l’any 1930 no es va descobrir el neutró. És com l’electricitat: tota la primera revolució industrial es va fer sense Maxwell.

Imaginem que obrim una aixeta i veiem un raig d’aigua que flueix de manera contínua. Si l’observem amb una lupa, veurem que és H₂O. I si afinem molt, ens adonarem que aquest flux es forma de manera discreta. Per tant, si poséssim una placa ultrafina… bé, no ho és tant. Però en el límit, el flux fa salts equivalents al diàmetre d’un àtom.

Aquí tenim la primera gran idea: l’àtom és un grumoll de matèria, i la matèria està formada per àtoms. És discreta. Quan diem que és «discreta», volem dir que no és contínua, sinó feta d’unitats separades: els àtoms, encara que aleshores no sabéssim ben bé com eren. Però ja Demòcrit, fa més de dos mil anys, va dir: «tot està format per àtoms». I ens han calgut dos mil anys per començar a posar números a aquests àtoms.

Pel que fa a l’energia, ja sabíem en aquell moment que la radiació pot escalfar un cos. Podem escalfar un objecte a cops de puny —i acabar a la presó— o escalfar-lo amb una estufa. Les ones de ràdio, les microones amb què escalfem la llet, els raigs ultraviolats i aquella petita franja que és la llum visible —la que arriba als nostres ulls— també poden incidir sobre la pell. Disposem de dos tipus de sensors: la pell, que percep l’escalfor quan ens apropem a una font tèrmica com una estufa, i la vista, que ens permet distingir els colors.

Els raigs lluminosos, els ultraviolats… tot això es pot descriure com dues components perpendiculars (a 90 graus): una d’elèctrica i una de magnètica, que es propaguen pel buit a la velocitat de la llum. L’única diferència entre una ona electromagnètica i una altra és la seva longitud d’ona. Si la freqüència és alta, la longitud d’ona és curta; si la freqüència és baixa, la longitud d’ona és llarga. En definitiva: baixa freqüència, longitud d’ona gran; alta freqüència, longitud d’ona petita. Increïble.

La unificació que proposa Maxwell és realment extraordinària. Cal tenir en compte que Maxwell mai no va posar els peus en un laboratori: ho va fer tot amb paper i llapis, treballant amb un rigor teòric impressionant. Una idea clau: mentre que la matèria és discreta, l’energia és contínua.

Aquí apareix un problema fonamental: com interacciona l’energia amb la matèria? Per exemple, si agafem carbó i escalfem un tros de ferro, aquest tros comença a canviar de color progressivament. A mesura que s’escalfa, el color es fa més intens fins que arriba a un punt d’estabilització: el moment en què l’energia que entra és igual a la que surt.

Els artesans que treballen amb ceràmica, vidre o metall —com els terrissaires— poden estimar la temperatura del forn observant el color del material incandescent. Ho poden fer amb un termòmetre o simplement fixant-se en la llum que emet el cos escalfat.

Si representéssim això en una gràfica, situaríem la temperatura del forn a l’eix horitzontal i la intensitat o el color de la radiació emesa a l’eix vertical. A freqüències baixes apareixen els tons vermellosos; a mesura que la freqüència augmenta, passem pel groc, el verd i finalment el blau —com en l’arc de Sant Martí. En resum: el vermell correspon a freqüències baixes, el blau a freqüències altes. Aquesta distribució, ben coneguda experimentalment, rep el nom de corba de radiació del cos negre.

Per exemple, aquesta bombeta que tenim aquí és de 1.000 watts, mentre que una bombeta vermella o una altra de llum més tènue pot ser de només 10 watts. Per això aquesta llum és molt més energètica i l’associem al blau, mentre que les altres les podem representar amb colors com el vermell, el groc o el verd, segons la seva temperatura i energia.

Aquesta és la visió dels físics experimentals. Els físics teòrics, en canvi, posen tot això en forma de fórmules. La teoria consisteix a descriure fets observables amb eines matemàtiques. Es planteja una expressió que s’ajusti als resultats empírics i es comprova si realment descriu la realitat.

I al principi tot sembla encaixar. Fantàstic. La teoria s’ajusta perfectament a les observacions… fins que topem amb un problema clau: la catàstrofe ultraviolada, com se la coneix.

Aquí és on sorgeix una contradicció. Si tenim una teoria que no concorda amb la realitat observable, cal revisar-la o modificar-la. I és en aquest context que dues figures fonamentals decideixen implicar-s’hi seriosament: el senyor Planck i el senyor Einstein.

Planck és el primer que intueix una solució. Som a l’any 1900. Ell diu: «Jo vaig anar a escola i m’hi van ensenyar que, segons les lleis de Maxwell, quan un cos s’escalfa, la seva temperatura augmenta progressivament fins arribar a un punt d’equilibri, en què l’energia que entra és igual a la que surt. Això és el que m’han ensenyat.»

Però per resoldre el problema de la catàstrofe ultraviolada, Planck proposa una idea radical: en lloc de considerar que l’energia s’emet de manera contínua, suggereix que ho fa en paquets discrets, de manera discontínua.

La comunitat científica queda sorpresa davant d’aquesta proposta. I el mateix Planck admet: «Perdoneu, no sé ben bé què he fet. No sé què hi ha realment darrere d’aquests quàntums d’acció. Potser només és una entelèquia matemàtica. No ho sé. El model quadra perfectament amb les dades experimentals, però no tinc cap explicació física clara.»

Aquesta nova visió introdueix un concepte revolucionari: el quàntum d’acció. Apareix una nova constant fonamental: la constant de Planck, omnipresent a la física quàntica. I es formula que l’energia d’un d’aquests paquets és igual a la constant multiplicada per la freqüència de l’oscil·lació:

E = hν

Aquest és el quàntum d’acció.

Cinc anys més tard, un jove anomenat Einstein li diu: «Senyor Planck, jo sí que ho entenc. Vostè és un geni… i jo també.» Planck es mostra escèptic i mig en broma diu: «Ai, ai… que aquest també serà un geni perillós.» Però Einstein continua.

Einstein afirma: «Entenc què passa. L’energia surt en grumolls perquè entra en grumolls. Les ones no són contínues com pensàvem: són com un raig format per petits grans de sorra. L’energia entra, interacciona i surt en paquets. A això ho anomenarem el quàntum de llum.»

És el mateix fenomen: aquesta llum tan intensa, que Einstein associa a l’acció, ell l’anomena quàntum de llum. I vint anys més tard, algú li posarà un nom definitiu: fotó.

Quàntum de llum, constant de Planck… Aquesta constant té un valor aproximat de 6,6 × 10⁻³⁴ joules per segon. Com que l’energia es mesura en joules i la freqüència en hertzs (Hz, o s⁻¹), quan multipliquem la constant de Planck per una freqüència, obtenim una energia expressada en joules.

Així neix el quàntum de llum, o fotó, que porta associada una energia discreta. Aquesta idea trenca amb la concepció clàssica segons la qual la llum es comporta com una ona contínua. Ara sabem que pot tenir un comportament discret. Però la teoria ondulatòria de la llum està molt ben establerta, i la proposta d’Einstein no convenç ningú. Ningú. Caldran molts anys perquè la comunitat científica l’accepti.

I què implica això? Com podem fer compatibles aquests dos comportaments aparentment contradictoris: el comportament ondulatori i el comportament corpuscular?

El comportament ondulatori ja era conegut des de principis del segle XIX, gràcies al físic anglès Thomas Young. En oposició a la teoria corpuscular de Newton, Young va demostrar experimentalment que la llum es comporta com una ona.

El seu experiment més famós és el de la doble escletxa. Si fem passar una ona de llum per una escletxa molt petita, aquesta es comporta com si fos una nova font de llum. Aquesta “bombeta” arriba a una segona escletxa, que també actua com una font, i així successivament. Les ones emeses per aquestes fonts interfereixen entre si, creant les típiques franges d’interferència. Aquesta és física clàssica pura, sense cap misteri aparent.

Ara bé, què passa si provem d’interpretar aquest fenomen no com una ona contínua, sinó com si fos una escopeta que dispara projectils? Si pensem en fotons com a partícules, podem imaginar que, en un laboratori o institut, un fotó va cap aquí, un altre cap allà, potser algun no passa... I què observem? Una distribució probabilística, un núvol de probabilitats. No podem predir on anirà cada fotó, però col·lectivament, el patró que formen és precís i coherent amb el model ondulatori.

Som a l’any 1905. Einstein sí que s’ho creu. Defensa que la llum és alhora una ona i una partícula. El símil que proposa és el raig d’aigua: si llencem una pedra a un estany, hi veiem ones; però si ens acostem amb un microscopi, observem que l’aigua està feta de molècules, de partícules discretes. No és exactament el mateix, però serveix per il·lustrar el doble comportament.

Ara bé, aquesta comparació no és del tot precisa —i més endavant veurem per què. Però Einstein ho té clar, i defensa la seva idea amb convicció. Tot i això, passaran molts anys abans que la resta de la comunitat científica l’accepti. S’ha resolt un problema, però encara no sabem com encaixar-ho tot.

Mentrestant, altres camps de la física també avancen. I algú molt espavilat s’adonarà que aquest problema és fantàstic. Aquest algú és el senyor Niels Bohr.

Què ha passat mentrestant? Primer, J.J. Thomson proposa un model d’àtom conegut popularment com el model del púding de panses: l’àtom seria com una magdalena amb una massa positiva (la part esponjosa) i amb electrons negatius incrustats com si fossin panses. Aquest model té bona acollida durant un temps. Fins i tot podríem fer servir la metàfora de la magdalena de Proust, si ens posem poètics.

Però aleshores arriba Ernest Rutherford i trenca amb aquest model. Diu que l’àtom no és una massa homogènia, sinó que tota la càrrega positiva es concentra en un nucli central petit però molt massiu —com el Sol—, i els electrons orbiten al seu voltant, com si fossin planetes. Aquesta proposta la presenta a la primera conferència Solvay, cap al 1911, i ho fa ben orgullós, pensant-se que ha resolt el misteri de l’àtom.

Però durant l’exposició algú li assenyala una incoherència fonamental: segons les equacions de Maxwell, una càrrega accelerada —com un electró en òrbita— emetria energia contínuament. Si això fos cert, l’electró perdria energia i acabaria caient sobre el nucli en una fracció de segon. Però això no passa. Per tant, el model no pot ser correcte.

El senyor Rutherford, tot i defensar la seva teoria, marxa discretament, amb la cua entre cames, i torna al laboratori. Allà es troba amb un nouvingut, acabat d’arribar: Niels Bohr, que, tot i ser jove, ja apunta maneres de geni. I Bohr és molt Bohr.

Tot i no tenir-ho tot clar, fa una proposta molt valenta: Postulo —diu— que no totes les òrbites electròniques són possibles. Només aquelles en què el moment angular de l’electró sigui un múltiple enter de la constant de Planck dividida per 2π. Aquest és el primer postulat.

El segon postulat: Un electró en una òrbita permesa no emet ni absorbeix energia. I aquí és on encerta de ple. Aquests són postulats, i no cal demostrar-los: si funcionen i concorden amb l’experimentació, són vàlids.

Bohr també postula que l’electró només emet o absorbeix energia quan fa un salt quàntic entre dues òrbites. Per què es trenca tant el cap amb això? Perquè vol entendre l’espectre d’absorció i emissió de l’hidrogen, especialment les misterioses línies de Balmer.

I així proposa: Quan un electró rep energia —per exemple, mitjançant radiació electromagnètica—, pot saltar a una òrbita més externa. Si fa un salt de l’òrbita 1 a la 2, la diferència d’energia entre aquests dos nivells (E₂ - E₁), dividida per la constant de Planck, ens dona la freqüència de la radiació absorbida.

Com ja he dit abans, la constant de Planck sortirà fins a la sopa. Sempre apareix. És central. I a partir d’aquí, tot comença a canviar.

Aquesta teoria explica no només l’absorció, sinó també l’emissió: si deixem l’electró tranquil, aquest torna a baixar de nivell, i quan passa d’un estat més alt a un de més baix, emet energia en forma de llum amb una freqüència determinada. Això pot passar de forma espontània o forçada. Si el fem baixar de manera estimulada, tenim el principi del làser: un electró fa un salt i emet dos fotons idèntics, i així successivament. Bohr ho resumeix així: “Faig servir tot el que han descobert aquests genis per explicar el comportament dels àtoms, i per fi entenem coses que la mecànica clàssica no podia explicar.” La nova física comença a fer-se lloc.

Encara som a l’inici, però la visió de Bohr és genial. Mentrestant, Einstein ja ha unificat la teoria del moviment i la llum amb la seva relativitat especial. No hi ha qui el pari: deu anys més tard, unificarà també la relativitat general. La física és això: la feina de les grans unificacions. Ara ja sabeu quin és el gran objectiu pendent: unificar les tres forces de la natura (forta, feble i electromagnètica) amb la força de la gravetat. Qui ho aconsegueixi, s’endurà un premi Nobel. Aquesta és la via.

Fem una passada ràpida per un altre personatge clau, que fa una contribució extraordinària, tot i que ara només el mencionarem breument per tancar aquesta primera etapa de la mecànica quàntica: Louis de Broglie. Aquest científic fa una proposta agosarada: fa el mateix que s’havia fet amb la llum, però a l’inrevés. Si la llum, que sempre s’havia entès com una ona, pot comportar-se com una partícula, per què la matèria no pot tenir també comportament ondulatori? Postula, doncs, que a tota partícula material li correspon una ona associada. Per justificar-ho, parteix de la famosa fórmula d’Einstein i la reformula afegint-hi la constant de Planck:

Conferència de l'Astronòmica de Sabadell. Francesca Figueras, 28 de maig de 2025.

He estructurat la xerrada en dues parts. La primera part, inevitablement, està dedicada a explicar qui era la doctora Català i quin va ser el seu llegat. Per a mi, va ser la primera mestra que em va ensenyar què eren les protuberàncies solars, tal com li agradava dir. Crec que és el moment de reivindicar una figura que, com veureu, ha estat mestra de molts de nosaltres. Aquesta part de la xerrada està dedicada a la seva tasca, a la ciència que va fer, i al seu mestratge.

La segona part està centrada en el moment actual: les activitats que tenim previstes per al 2025 per a celebrar el centenari del naixement de la doctora Català. Són moltes, i dia a dia se n’hi van afegint, perquè encara estem descobrint nous materials i fets desconeguts fins ara.

Abans, la Mercè em preguntava: “Què destacaries de la doctora Català?” Doncs potser coincidirem amb els qui la vau conèixer: jo destacaria tres coses fonamentals. Primer, la seva visió de futur —i ja us ho demostraré, perquè crec que poder demostrar les coses amb fets és clau. Tenia una visió de futur impressionant. Segon, la passió per la feina. Era una treballadora incansable, sí, però sobretot una apassionada per tot el que feia. I aquesta passió l’enfocava especialment cap a l’astronomia. I tercer, el seu lideratge mitjançant l’exemple. Parlem molt sovint del paper de les dones en la ciència, i veureu com ella, entre els anys 1950 i 2000 —quan es va jubilar, una mica abans del previst—, va exercir un lideratge basat en la seva feina i la seva coherència.

Necessitem aquests models. Igual que a Sabadell ja teniu presidentes i referents, necessitem dones com ella per avançar cap a una societat més igualitària, sobretot en l’àmbit professional.

La doctora Català Poch

Començo amb la primera part. Aquí teniu una fotografia de la doctora Català amb el seu pare (figura 1) . Un home amb una mentalitat molt oberta, que va donar una carrera universitària a les seves quatre filles i les va empènyer a fer el que realment volien.

Figura 1. Assumpció Català Poch amb el seu pare

La doctora Català va néixer l’any 1925, en un context difícil, entre l’inici de la guerra civil i la postguerra. Ella explicava com, durant els seus estudis, va sentir l’explosió d’una bomba a la Gran Via. En aquell moment, just acabaven de suspendre les classes.

Hi ha una frase preciosa que és recollida en una entrevista que li van fer l’any 2009 (la trobareu sencera a YouTube), on ella diu que la seva afició per l’astronomia li venia del seu tiet, que la portava a Collserola i li feia mesurar l’ombra d’un pal per calcular l’altura del Sol. Ja de petita, tenia una curiositat immensa per tot el que feia referència a l’univers.

La doctora Català va estudiar Matemàtiques i es va convertir en investigadora. Ja el 1953, en acabar la carrera, va obtenir una beca del CSIC i va començar com a professora ajudant a la universitat. Va dirigir més de set tesis doctorals fins al 2004. Tot i jubilar-se forçosament el 1996, va continuar fent recerca fins al 2004. Va ser professora de molts de nosaltres i també representant espanyola a la Comissió d’Ensenyament de la Unió Astronòmica Internacional.

Tornem a posar-ho en context: als anys 70 i 80, una dona ja pensava en la importància de l’ensenyament de l’astronomia per a tot l’Estat. Era una científica amb una disciplina molt transversal: li agradava la història de la ciència, les matemàtiques, l’astronomia —fins i tot l’astronomia àrab. Aquesta transversalitat és un tret molt destacable.

Recollim algunes de les seves paraules: explicava que patien talls de corrent diaris mentre estudiava, que li arribaven els llibres de França, i que era l’única noia als cursos de tercer, quart i cinquè de carrera. Però va insistir, va tirar endavant i va aconseguir una beca en un context gens fàcil.

Diem que va ser una pionera perquè ho va ser de debò: va començar treballant amb òrbites, i el 1971 va ser la primera dona en obtenir el doctorat en matemàtiques per la Universitat de Barcelona. Una fita molt destacable.

La seva tesi, sobre dinàmica estel·lar i el moviment de les estrelles del disc galàctic, és plena de detalls que avui encara estem analitzant amb les dades de Gaia. N’estaria encantada.

També va ser la primera professora universitària professional d’Espanya. Va guanyar les oposicions a Madrid l’any 1974, en ple franquisme, i va tornar a Catalunya com a professora agregada.

L’any 2009 se li va fer un reconeixement per aquesta fita. Ella, però, sempre deia amb humilitat: “Jo vaig anar treballant i vaig fer la meva feina.”

Figura 2. La doctora Català mirant a través del telescopi

Un altre tret remarcable: entre 1953 i 1957, pocs anys després de graduar-se, es va integrar en l’Any Geofísic Internacional, una col·laboració global amb 30.000 científics de 67 països per estudiar les activitats solars i els seus efectes.

Ella feia quatre fotografies diàries del Sol, estudiant protuberàncies solars amb plaques fotogràfiques que ella mateixa revelava, analitzava i enviava al grup d’estudi internacional.

I finalment, sobre la seva tesi doctoral: sovint es diu que va estudiar el Sol, però va anar molt més enllà. Era una experta en dinàmica estel·lar i matemàtica.

Com a experta en dinàmica, la doctora Català estudiava el moviment dels astres. Per entendre aquest moviment, cal comprendre la dinàmica, les forces que el regeixen. També cal conèixer la distribució de massa a la nostra galàxia, ja que aquesta distribució genera un esforç sobre les partícules, i això és el que observem com a moviment estel·lar.

La doctora Català va fer la seva tesi doctoral utilitzant uns models que ella mateixa ajustava. No entraré en detall, però el que feia era observar el moviment de les estrelles properes al Sol i comparar-ho amb allò que avui anomenem la “corba de rotació” del disc d’una galàxia. Aquesta corba de rotació es pot veure tant a la nostra galàxia com, per exemple, a la d’Andròmeda. El seu objectiu era veure si els seus models s’ajustaven a les dades observacionals.

Treballava amb models complexos, però aconseguia ajustos significatius. De fet, en la seva tesi doctoral de l’any 1971, feia servir dades recollides per Vera Rubin sobre la galàxia d’Andròmeda per comprovar si el seu model encaixava. Cal tenir en compte que, en aquell moment, l’Espanya dels anys 70 estava molt allunyada del corrent europeu en l’àmbit del coneixement astronòmic. Per això, la seva feina pot considerar-se clarament d’avantguarda.

Va dirigir set tesis doctorals, cosa que mostra la seva gran polivalència. Per exemple, algunes se centraven en l’astronomia galàctica, concretament en l’estudi del moviment de les estrelles properes al Sol per entendre com gira la nostra galàxia, i si cal o no postular l'existència de matèria fosca.

Altres tesis que va dirigir tractaven temes molt diversos, com les ocultacions d’estrelles per la Lluna, que en aquell moment tenien implicacions per a l’estudi de l’òrbita lunar i les seves variacions.

També va dirigir una tesi sobre l’estructura del núvol d’Oort dels cometes. Aquest núvol, situat als confins del sistema solar, seria el lloc d’origen de molts cometes —com el cometa Halley— amb òrbites altament el·líptiques. Estudiar aquest tema en una tesi doctoral l’any 1994 demostra una gran curiositat i domini matemàtic i orbital.

Un altre exemple és la direcció d’una tesi sobre l’astronomia àrab. En aquest cas, es va treballar el concepte de “pneumònica”, l’estudi dels sistemes de mesura del temps com els rellotges solars horitzontals i declinats. La doctora Català aportava la part astronòmica, mentre que altres investigadors, com el doctor Vergés o el doctor Bernet, treballaven la part històrica. Això reflecteix una gran inquietud científica i interdisciplinar.

En el marc del centenari de la doctora Català, hem preparat una exposició impulsada per l’Institut Català de les Dones. Aquesta mostra posa en relleu els àmbits de recerca on ella va ser pionera, com el càlcul d’òrbites, un dels camps en què era especialista.

Què fem avui a Catalunya en aquest camp? Enviem nanosatèl·lits a l’espai, treballem en missions com la del nanosatèl·lit Enxaneta i en projectes que es desplegaran el 2026. En l’exposició, volem mostrar la connexió entre els camps que la doctora Català va iniciar i la recerca actual a Catalunya.

Podem parlar de càlcul d’òrbites amb grups de matemàtiques, d’objectes del sistema solar, o dels exoplanetes i les seves atmosferes, camps on ara hi ha molta recerca. Però darrere de tot això hi ha pioneres com la doctora Català. Hi ha una línia directa entre la seva feina i, per exemple, l’estudi actual de la meteorologia espacial i dels efectes de la radiació solar sobre l’atmosfera.

Ella va estudiar astronomia galàctica i la corba de rotació de la nostra galàxia. Jo mateixa, en part gràcies a ella, he tingut la sort de participar en un projecte amb més de 30 o 40 científics. A Barcelona treballem amb el projecte Gaia, que té una gran repercussió. Però sempre hi ha hagut precursors. I ella n’era una.

Per exemple, l’any 1971, ja participava en col·laboracions hispano-franceses i feia estades a l’Institut Poincaré de París. Parlem de l’any 1971, i ella sola anava a fer estades predoctorals i postdoctorals a París, a l’Observatori de París. Tenim els seus diaris, que estan a l’hemeroteca. Hi explica, per exemple, com en aquell context, el coronel Aranguren —representant d’Espanya a l’Agència Espacial Europea— dubtava sobre si Espanya estava preparada per participar en la missió Hipparcos, la primera missió espacial dedicada a l’astrometria. Ella va reaccionar: “Això no pot ser.” Va insistir que Espanya havia de formar part d’aquesta missió. I ho va fer possible. Parlem de novembre del 1979, quan va aconseguir que el catedràtic del despatx del costat li digués: “Si vostè vol fer això, escrigui als militars de San Fernando.” I ella ho va fer.

Tenim les cartes. Els militars van respondre amb entusiasme, dient que era un projecte d’interès astromètric extrem, però que superava la capacitat de l’Observatori de San Fernando. Mentrestant, la resta d’Europa ja avançava amb la missió Hipparcos. Ella ho va veure clar, i va fer que des de Catalunya s’enviés una proposta formal.

Va escriure al responsable principal del projecte i va enviar-hi dos joves investigadors, Jordi Torra i Jorge Núñez, a Estrasburg, perquè s’hi impliquessin. Això és lideratge. Encara que operés en un segon pla, això és lideratge de veritat. I mereix reconeixement. Gràcies a aquesta empenta, Espanya va acabar formant part d’Hipparcos. I d’aquí venim nosaltres.

És gràcies a projectes com Gaia, i a l'empenta de persones com la Carme Jordi, que hem pogut avançar tant en astronomia. Hem treballat i seguim treballant en aquesta missió, que continuarà oferint dades fins al 2025. I ja estem començant a preparar-nos per a GaiaNIR, la propera missió, que explorarà l’infraroig. Tot això no hauria estat possible sense una persona al darrere —i al davant— que va saber veure la importància del projecte. Com ho diríem? Va reconèixer la rellevància del que estàvem fent, més enllà de la seva pròpia recerca o especialitat.

Aquesta persona era la doctora Assumpció Català. Aquest és un petit homenatge a ella. Els qui la vau conèixer sabeu que era una dona plural, tremendament valenta i compromesa. Entre moltes altres coses, dedicava el seu temps lliure a estudiar la història de l’ensenyament de l’astronomia a Barcelona. Va deixar un treball preciós, documentat des del Decret de Nova Planta (1714), passant per l’etapa a Cervera i el retorn a Barcelona. Tot això ho va recollir en un llibre, encara inèdit, però del qual tenim tots els materials.

La doctora Català no només gaudia ensenyant astronomia o matemàtiques aplicades, sinó que trobava sentit a transmetre coneixement. Això és ser una gran mestra. Recordo unes paraules d'una altra professora, la Lisa Verde, que deia: "Cal ser molt pionera per pensar a fer divulgació científica als anys 60, 70 o 80. Ara ens paguen per fer-la, però aleshores es feia per vocació". I ella ja hi era, lluitant des del principi.

Centenari del naixement de la doctora Català

En aquest context, vull parlar-vos de les activitats que estem organitzant amb motiu del centenari del seu naixement. Un grup d’unes 20 persones —professors, estudiants i col·laboradors d'altres departaments— estem preparant un conjunt d'actes per celebrar la seva figura. Aquesta celebració ha estat impulsada per la Generalitat de Catalunya, que va encarregar-ne l’organització a l’Institut Català de les Dones. Val a dir que aquest mateix institut li va atorgar la Creu de Sant Jordi l’any 2009, un any abans de la seva mort. Ella, amb humilitat, va dir: “Tu creus que jo necessito la Creu de Sant Jordi?”, però alhora en va estar molt orgullosa.

Entre les activitats previstes hi ha exposicions, debats, activitats educatives i homenatges en diversos espais:

• El 26 de juny, l’Observatori Fabra inaugurarà una exposició permanent al costat del telescopi, on es reivindicarà la seva figura com a matemàtica, investigadora i divulgadora.
• El 14 de juliol, data del seu naixement, tindrà lloc l’acte central del centenari al Parc Astronòmic del Montsec, amb la participació de la Consellera d’Igualtat, el rector de la UB i altres representants institucionals. S’hi farà un debat sobre el paper de les dones en l’astronomia i s’inaugurarà l’Excursió Institucional de les Dones.
• També es posarà en valor el telescopi Assumpció Català, el primer telescopi a l’Estat espanyol que porta nom de dona.
• Hi haurà una exposició itinerant sobre astrònomes, pensada per ser acollida a diferents espais arreu del país fins al 2026.
• L’Institut d’Estudis Catalans, a través de la seva secció de Física i Matemàtiques, li dedicarà la inauguració del seu curs acadèmic amb una taula rodona.
• El Festival d’Astronomia del Montsec 2025 també estarà dedicat a la doctora Català.
• Una altra gran notícia: Pilarín Bayés està creant un còmic il·lustrat amb la seva biografia. El text ha estat redactat per un expert en història de l’art de la UB. Aquesta obra serà un recurs educatiu i cultural de gran valor.

També s'estan desenvolupant aplicacions interactives adreçades a estudiants de batxillerat, centrades en temes com la dinàmica de la matèria fosca, amb perspectiva de gènere i protagonitzades per cinc dones científiques. Una d’aquestes és la doctora Català, i s’hi poden veure fotografies i plaques originals que s'exposaran properament.

A més, la Biblioteca de Física i Química acollirà una exposició amb les seves plaques, instruments i documents originals, preservats i restaurats per al públic i els estudiants.

Finalment, el Departament d’Universitats i Recerca distribuirà 6.000 exemplars d’un llibret educatiu —en català, anglès i castellà— dedicat a la seva figura, pensat per a joves de batxillerat. Aquesta publicació s’inspira en les anteriors dedicades a Joan Oró.

Tot això queda recollit en una pàgina web del nostre institut, on s’anoten els actes commemoratius i tota la difusió que en fem.

Aquest és un homenatge més que merescut. La doctora Assumpció Català va ser una figura pionera i referent en molts àmbits. La seva empremta ens inspira a seguir compartint ciència amb rigor, passió i compromís.

Us mostro un parell de fotografies (figura xxx) del 15 de febrer de 1961 que hi va haver un eclipsi de Sol. La fotografia pertany a la família de la doctora Català. Realment aquesta imatge no és de l’eclipsi —això estava mal indicat—, però sí que correspon a aquell dia. Fixeu-vos que en la fotografia de l’esquerra es veu la doctora Català, mentre que en la de la dreta va quedar tapada per la columna del telescopi.

Figura 3. Fotografies de l’eclipsi de Sol del 15 de febrer de 1961

Aprofitant que l’any que ve hi haurà un altre eclipsi total de Sol, tindrem milers d’ulleres de Sol dedicades a la doctora Català, perquè creiem que s’ho mereix plenament.

Aquí acabo la meva intervenció, però voldria remarcar que qualsevol aportació, ajuda, bibliografia o informació que tingueu és molt valuosa. Estem en un moment clau per recuperar tot aquest llegat, perquè tot això enriqueix la figura d’una persona que va tenir una passió per la ciència que ara tots compartim.

També hi ha més actes previstos. Qualsevol col·laboració que vulgueu oferir serà benvinguda. I també al revés: quan surtin les publicacions vinculades a l’astronomia, esperem poder-les canalitzar a través vostre i fer-les arribar arreu de l’Estat. Són coses que han de passar i que esperem que passin, especialment amb l’exposició digital, on tots hi podem aportar el nostre gra de sorra.

Col·loqui

Nosaltres, des de l’Agrupació Astronòmica de Sabadell, comentàvem abans que vam fer visites col·lectives a l’Observatori de la Universitat, a la plaça Universitat, amb la doctora Català, per observar el Sol. Aquesta imatge de l’eclipsi és la que es podia obtenir habitualment en aquelles sessions. La doctora Català feia observacions solars diàries, i utilitzava una tècnica molt particular: mesurava les taques solars projectades sobre una pantalla de paper mil·limetrat, dibuixant-les manualment per calcular-ne la superfície coberta. Això era insòlit, no ho hem vist enlloc més.

També recordem que va ser la primera vegada que molts de nosaltres vam poder veure protuberàncies solars, gràcies a un espectroscopi manual que feia servir. Ara estem acostumats a observar-les amb telescopis més moderns, però llavors calia desplaçar manualment l’escletxa de l’espectroscopi i, amb paciència i destresa, dibuixar les protuberàncies.

La doctora Català també va ser vicepresidenta de l’Agrupació Astronàutica Espanyola. Va participar activament en congressos com el de Madrid i, a més, va impartir classes a la Politècnica. Tot això està molt ben explicat en el llibre dels Reales, però ens falta documentació, especialment les actes d’aquells congressos. Si algú en té alguna, seria ideal poder-ne fer un PDF i fer-la arribar.

Tot aquest material, com els papers mil·limetrats i les plaques fotogràfiques, acabarà a l’hemoroteca de la Biblioteca de Física de la Universitat de Barcelona, on es conservarà adequadament. És important perquè són documents molt fràgils i valuosos.

També sabem que la doctora Català va donar diverses conferències a Sabadell, segurament també a l’Agrupació Àster, tot i que no tenim gaire documentació gràfica. Una de les últimes conferències que recordem que va donar tractava sobre les escombraries espacials. Creiem que era cap als anys noranta. Si podeu recuperar aquesta informació, us ho agrairem molt.

La doctora Català havia fet conferències al Centro de Estudios Interplanetarios?

Sembla que sí, tot i que aquesta entitat va ser efímera i més centrada en la ciència-ficció. En tot cas, si algú té informació o reculls d’això, ara és el moment de recopilar-ho. Algunes coses es podran incorporar a l’exposició, altres potser no, però tot és útil.

També ens han comentat que Sabadell acollirà el 27è Congrés Estatal d’Astronomia el 2026. Seria molt bona idea portar-hi l’exposició itinerant. I sí, es pot adaptar al castellà perquè la pugui veure tothom. Es poden traduir els plafons, afegir-ne un sobre el seu paper en l’astronomia amateur, etc. Són plafons pensats per ser mòbils i adaptables.

La doctora Català va ser molt valorada també en l’àmbit estatal, com es va veure durant l’Any Internacional de l’Astronomia. És una de les nostres mestres. Però el seu paper dins l’astronomia amateur encara està poc explicat. I això és important, perquè sou molts i feu una tasca molt valuosa. Jo crec molt en la importància de donar visibilitat a aquesta faceta seva. Només necessitem la vostra col·laboració per completar-ho.

Conferència de l'Astronòmica de Sabadell. Ignasi Pérez, 4 de juny de 2025.

Avui vinc a explicar-vos una mica de què va això de la història de l’Univers. M’agradaria començar presentant-vos una petita paradoxa coneguda des de fa molts anys: la paradoxa d’Olbers. Potser a algú li sona. La idea és que ens situem en un context on es considera que l’Univers és infinit i etern, i aleshores la pregunta que planteja aquesta paradoxa és: si l’Univers és realment infinit i ha existit des de sempre, com pot ser que es faci de nit? Per què, quan mirem al cel de nit, veiem foscor en comptes de llum per tot arreu?

La idea que hi ha al darrere és la següent: si hi ha estrelles pertot arreu i l’Univers és infinit, aleshores, mirant en qualsevol direcció, hauríem de veure una estrella. Si miro just al costat, també. I així successivament. No només una, sinó que, com que l’Univers és infinit, n’hi hauria d’haver infinites. Encara que les estrelles més llunyanes brillin molt poc perquè estan molt enllà, el fet que n’hi hagi una quantitat infinita hauria de fer que ens arribés prou llum com perquè tot el cel estigués il·luminat. No hi hauria d’haver foscor, perquè sempre hi hauria una estrella en la línia de visió. És una mica com quan estem dins d’un bosc molt dens: mirem cap on mirem, sempre veiem arbres, i dóna la sensació que el bosc no s’acaba mai. Doncs, per analogia, si l’Univers fos realment infinit i etern, el cel hauria d’estar completament ple de punts brillants. Però això no és el que observem.

Aquesta concepció de l’Univers generava, per tant, un problema important. I la pregunta és: quina és la solució a la paradoxa d’Olbers? Fixeu-vos que hem donat dues condicions: que l’Univers és infinit i que és etern. Doncs bé, com a mínim una d’aquestes dues coses ha de fallar. I aquí és on entra una idea fonamental de la cosmologia moderna: l’Univers no és etern. Té un origen, una evolució i, per tant, una història. La qüestió que ens plantejarem a partir d’ara és precisament aquesta: quina és la història de l’Univers?

Llavors, avui intentarem aprofundir una mica més en quina és la història de l’Univers, com hem arribat a conèixer aquesta història i quines possibles evolucions pot tenir en el futur… o potser no. Ja ho veurem. Ens centrarem, sobretot, en el que s’anomena el model estàndard de la cosmologia. No entrarem en detalls sobre possibles variacions o alternatives.

Fixeu-vos que hem dit que l’Univers té una història, i el que volem saber és precisament això: quina és aquesta història. Per començar a entendre-la, hem de parlar d’unes observacions que va fer l’Edwin Hubble l’any 1928, i que ens van portar cap a la formulació de la teoria del Big Bang. La idea fonamental és que nosaltres som aquí, a la Terra, i mirem cap a l’Univers, observant les galàxies. Podem mesurar com s’allunyen de nosaltres aquestes galàxies, i el que veiem és que, en general, totes s’estan allunyant: les més properes s’allunyen a una certa velocitat, i les més llunyanes s’allunyen encara més ràpid.

Ara bé, a aquest resultat observacional li hem d’afegir un parell de suposicions que, si voleu, tenen un component una mica axiomàtic. La primera és que l’Univers és isòtrop, és a dir, que les seves propietats són les mateixes en totes les direccions. I la segona és que és homogeni, cosa que vol dir que l’Univers és igual en qualsevol punt: nosaltres no ocupem cap lloc privilegiat. Això implica que, si en comptes d’observar des de la Terra ho féssim des d’una altra galàxia qualsevol, veuríem exactament el mateix: les galàxies properes s’allunyarien a una certa velocitat, i les més llunyanes ho farien més de pressa. Si això passa des de qualsevol punt de l’Univers, la conclusió inevitable és que l’Univers s’està expandint.

Per nosaltres, això que l’Univers està en expansió ens pot semblar gairebé natural, perquè des de petits ens ho han explicat així. Però cal tenir en compte que arribar a aquesta conclusió no va ser gens trivial en el seu moment. De fet, el nom de la teoria del Big Bang té un origen curiós. Es veu que, quan es presentaven aquests resultats, un dels assistents, possiblement Fred Hoyle (tot i que hi ha diferents versions), va fer un comentari una mica burleta i va dir: “Ah, sí, clar, com una gran explosió… un Big Bang”, i d’aquí ve el nom. Però fixeu-vos que aquest nom pot portar a una confusió força estesa.

Quan pensem en una “explosió”, sovint imaginem una cosa que esclata des d’un punt concret i s’expandeix cap a fora. Però això no és el que passa amb l’Univers. A mi, personalment, hi ha una expressió en català que m’agrada més que “gran explosió”, i és “gran esclat”. M’agrada comparar-ho amb la primavera: de sobte, esclata la primavera i comencen a sortir flors a tot arreu. Però quan comença exactament la primavera? No hi ha un punt on es pugui dir que comença; simplement, s’escampa arreu. Amb el Big Bang passa una mica el mateix: no és que comencés en un lloc determinat de l’espai i s’escampés cap enfora. No hi ha un centre de l’Univers. O, si més no, no n’hem trobat cap. El que passa és que tot l’Univers s’expandeix alhora, a tot arreu, des del primer instant. I ja està. Així de senzill.

Això que hem explicat fins ara seria com un resum general, però, si ens hi fixem amb una mica més de detall, veurem que hi ha alguns petits problemes amb aquesta teoria. Alguns d’aquests problemes us sonaran, segurament; potser n’heu sentit a parlar, tot i que és possible que la majoria no us en siguin familiars. Us presentaré els dos o tres més importants. I el primer de tots és aquest: hem perdut massa. I això, evidentment, és un problema.

A partir de mitjan segle XX es van fer una sèrie de mesures de diferents objectes astronòmics que conduïen totes a una mateixa conclusió: falta massa a l’Univers. Un dels exemples clàssics és el de les galàxies i les seves corbes de rotació. Tenim, per exemple, en la Figura 1 una galàxia, i el que podem fer és observar les velocitats de rotació de les estrelles que la formen. Si tenim un instrument prou precís, podem mesurar a quina velocitat gira la galàxia a diferents distàncies del centre. També podem estimar quina és la massa que hi ha dins la galàxia basant-nos en els nostres models de formació estel·lar.

Figura 1. Corbes de rotació esperada i observada de la Galàxia del Triangle (M33).

És cert que aquí hi entren models, com sempre passa en ciència, i cal tenir present que aquests models introdueixen supòsits. Però el que aquests models ens permeten fer és una predicció: segons la massa que sabem que hi ha, podem calcular a quina velocitat haurien de girar les estrelles. Aquesta predicció és el que veiem representat amb aquesta línia de punts: al principi, quan hi ha més densitat de massa, la velocitat augmenta, però després hauria d’anar disminuint gradualment. Però, quan ens mirem les dades reals, el que veiem no s’assembla gens a aquesta predicció. Estarem d’acord que la corba observada és molt diferent de la que esperàvem. En lloc de disminuir, les velocitats es mantenen altes, gairebé planes.

Per poder explicar aquesta discrepància, calia afegir-hi més massa. I aquí és on entra la hipòtesi que potser els models de formació estel·lar estaven malament. Però aquests models s’havien comprovat en altres contexts, i funcionaven molt bé. De fet, aquest era l’únic cas on semblava que no quadraven. Així doncs, la solució provisional va ser dir: bé, si hi afegim una certa fracció de massa addicional, la cosa quadra. I, de moment, es va quedar aquí.

Ara bé, això no hauria passat de ser una curiositat si no fos perquè van començar a aparèixer altres experiments, completament diferents, que també detectaven aquesta falta de massa. Per exemple, aquest objecte que tenim a la Figura 2—potser a algú li sona— és la Creu d’Einstein. Quan ens hi fixem, sembla que hi ha cinc objectes molt a prop els uns dels altres. Però, quan n’agafem un espectre, veiem que no són cinc objectes diferents: són el mateix objecte, vist cinc vegades.

Figura 2. Creu d’Einstein (QSO 2237+0305), un quàsar vist simultàniament múltiples cops degut a una lent gravitacional.

Això, la primera vegada que t’ho trobes, et deixa força descol·locat. La qüestió és: com pot ser? El que passa aquí és que hi ha alguna cosa entre nosaltres i l’objecte que actua com una mena de lent, i ens fa veure cinc imatges del mateix objecte. Això és el que s’anomena lent gravitacional. Aquesta lent està causada per una concentració de massa que no veiem, però que hi ha, igual que en el cas de la galàxia anterior. I, quan es fan els càlculs, la massa necessària per explicar aquesta desviació gravitatòria és, curiosament, la mateixa que ens faltava abans.

Això ja comença a ser una pista seriosa que indica que potser realment hi ha alguna cosa que se’ns escapa. Que hi ha massa a l’Univers que no podem veure, però que hi és. I aquí és on neix la idea de la matèria fosca.

Fixeu-vos que, de les dues observacions que acabem de comentar —les corbes de rotació de les galàxies i la lent gravitacional—, se’n desprèn una propietat molt important de la matèria que ens falta: no la podem veure. És a dir, no emet llum, ni la reflecteix, ni interactua amb la llum d’una manera detectable. De fet, a dia d’avui encara no l’hem pogut detectar directament. Hi ha models que intenten explicar què pot ser aquesta matèria fosca; hi ha grups de recerca que treballen activament per identificar possibles partícules candidates, però la realitat és que, per ara, no s’ha detectat directament cap d’elles.

Una de les opcions és, precisament, que hi hagi una forma de matèria nova que no interacciona amb la llum: una matèria fosca que no coneixem i que només interacciona per gravetat. Aquesta seria una matèria amb propietats diferents de la matèria ordinària. Però també hi ha una altra possibilitat, menys comentada però igual de vàlida, que és que el problema no sigui la matèria sinó les nostres lleis de la gravetat. Vam passar de la gravetat de Newton a la relativitat general d’Einstein perquè vam veure que, en determinades situacions, la teoria de Newton no funcionava del tot bé. Doncs potser ara ens trobem en una situació similar: potser necessitem una nova teoria que vagi més enllà d’Einstein perquè les coses, tal com les entenem avui, tampoc acaben de funcionar.

Com sempre passa en ciència, aquí entren en joc els models, i cal mantenir la ment oberta. Tant la hipòtesi de la matèria fosca com la d’una modificació de la gravetat podrien explicar les observacions, i és important no descartar res d’entrada. Aquest és un dels grans problemes del model estàndard de la cosmologia: que només funciona del tot bé si acceptem l’existència d’aquesta matèria fosca, de la qual, en realitat, no n’hem vist cap rastre directe.

Un segon problema, també molt rellevant, té a veure amb l’expansió de l’Univers i la seva evolució al llarg del temps, que és el que ens ocupa avui. Hem dit que les galàxies s’allunyen cada vegada més, però aquí la pregunta clau és: quina força està actuant a gran escala per controlar aquesta expansió? Quan pensem en les forces fonamentals de la natura, tenim quatre: la gravetat, la força electromagnètica, la força nuclear forta i la força nuclear feble. Les dues forces nuclears només actuen a escala atòmica o subatòmica, i per tant, quan parlem d’escales còsmiques les podem descartar. La força electromagnètica és molt important, per exemple, en els processos dins de les estrelles, però a grans escales no té gaire efecte, perquè la majoria de cossos són neutres: les càrregues positives i negatives es cancel·len.

Per tant, l’única força rellevant a grans escales és la gravetat. I la gravetat, tal com la coneixem, és una força atractiva: tendeix a fer que les coses s’apropin les unes a les altres. Així doncs, si l’Univers s’està expandint, el que esperem és que, amb el temps, la gravetat freni aquesta expansió. A partir d’aquí s’obren diverses possibilitats pel futur de l’Univers. Una és que la gravetat acabi dominant i tot col·lapsi de nou en una mena de Big Crunch. Una altra és que la gravetat freni l’expansió, però que l’Univers tingui prou energia com per no tornar a col·lapsar mai, de manera que la seva expansió continuï per sempre, però a un ritme cada cop més lent, acostant-se a un límit asimptòtic.

Figura 3. Distància entre les galàxies en funció del temps segons diferents models.

Aquestes dues opcions s’han considerat durant molt de temps, i per intentar esbrinar quina és la correcta, es van fer mesures específiques. La idea era mirar com ha evolucionat l’expansió al llarg del temps, perquè això ens podia donar molta informació sobre el destí de l’Univers. Tenim en la Figura 3 representada una esquematització d’aquestes mesures: a l’eix vertical, la distància entre galàxies; a l’eix horitzontal, el temps. En el primer model, el de col·lapse, les galàxies s’allunyen durant un temps, però arriba un punt en què la gravetat frena l’expansió i tot torna a acostar-se fins a col·lapsar. En altres models, l’expansió continua però a ritme decreixent, fins a estabilitzar-se.

Ara bé, nosaltres, com a observadors, ens trobem en un punt intermedi: aquest punt d’inflexió on els diferents models poden donar resultats molt semblants. És a dir, ara mateix, amb una mirada ràpida, tots els models semblen compatibles amb el que veiem. Però si fem una anàlisi més fina, si fem un “zoom” i mirem amb més precisió cap enrere en el temps, veurem que no tots els models encaixen igual de bé amb les observacions.

Podem mirar objectes que estiguin molt llunyans i, a partir d’això, fer-nos una idea de com era l’evolució de l’Univers en èpoques passades. Així, quan mirem enrere, podem distingir entre les diferents corbes d’evolució que predirien els diversos models. I, per sorpresa, va resultar que l’Univers no seguia ni una opció ni l’altra de les dues clàssiques. L’Univers va decidir agafar una tercera via, com si digués que cap de les dues opcions li acabaven de fer el pes. El que es va observar és que l’expansió de l’Univers no només no s’està frenant, sinó que s’està accelerant. Cada cop s’expandeix més de pressa.

Això, evidentment, va ser un problema inesperat. D’on surt aquesta energia que fa que l’expansió s’acceleri? Els astrònoms, demostrant una gran originalitat a l’hora de posar noms, van decidir anomenar-la “energia fosca”. Fixeu-vos que tant “matèria fosca” com “energia fosca” són expressions molt elegants per dir que no tenim ni idea de què està passant. Una mica com els forats negres: hi llencem coses i ja no sabem què passa després. La foscor, en aquest sentit, representa tot allò que ens queda fora de l’abast de l’observació.

Aquesta energia fosca seria, doncs, la responsable de l’acceleració de l’expansió de l’Univers. Però, igual que abans, tornem a estar davant del mateix dilema: potser la gravetat no està ben entesa. Potser la teoria de la gravetat que tenim no és suficient per explicar el comportament de l’Univers a escales tan grans. I arribats a aquest punt, després d’haver exposat tants problemes, un podria pensar: “Doncs canviem de model, no?”. Sembla raonable: si el model no funciona, el descartem. Però el problema és que el model estàndard funciona molt bé per a moltes altres coses, si acceptem l’existència d’aquesta matèria i energia fosques. En canvi, els models alternatius que intenten modificar la gravetat no aconsegueixen fer prediccions tan precises. Així que ens trobem una mica encallats aquí, en aquest punt.

Anem, doncs, a fer un petit repàs del model estàndard de la cosmologia. Tenim en la Figura 4 una il·lustració que ens ajudarà a visualitzar-ho. La idea és aquesta: l’Univers comença amb el Big Bang, un moment en què tot era extremadament dens. Hi havia una gran concentració de matèria fosca, energia fosca, partícules ordinàries —els barions— i fotons. Tot plegat estava superjunt i superinteractuant. Tot i que en general l’Univers era molt homogeni, hi havia petites fluctuacions quàntiques que trencaven aquesta homogeneïtat absoluta.

Figura 4. Cronologia de l’Univers.

En aquest punt inicial, que anomenem moment de singularitat, no sabem exactament què passa. És el moment en què “donem al play”, però el que hi havia abans és totalment desconegut. El que sabem és que a partir d’aquí comença una expansió molt ràpida. Aquesta expansió fa que regions de l’Univers que inicialment estaven en contacte passin a estar tan lluny que ja no es poden influenciar mútuament. Recordem que la informació només pot viatjar a velocitats com a màxim la de la llum (uns 300.000 km/s). Si dues regions s’allunyen ràpidament, poden sortir de l’horitzó causal i deixar d’estar comunicades.

Aquesta expansió inicial tan ràpida ens ajuda a explicar per què avui en dia l’Univers sembla tan homogeni: mirem cap a una banda o cap a l’altra i tot sembla molt semblant. Com pot ser, si aquelles regions no han tingut temps de “parlar” entre elles? Doncs perquè al principi sí que estaven en contacte i van poder equilibrar-se, posar-se “d’acord”, abans de quedar separades per la inflació. Aquesta és la fase d’expansió ràpida inicial que soluciona el problema de l’horitzó.

A mesura que l’Univers s’expandeix, es va refredant. I a mesura que es refreda, les partícules ja no estan tan juntes ni interaccionen tan sovint: es desacoblen. És com quan tens oli i aigua barrejat, i al principi sembla tot homogeni, però al cap d’una estona es separen en dues capes. Això passa també amb els components de l’Univers: la matèria fosca comença a “anar per lliure”, mentre que la matèria bariònica i els fotons encara interactuen entre ells. La gravetat continua dominant, i allà on hi havia una petita sobredensitat, aquesta atrau més matèria, i així es formen les primeres llavors de galàxies.

En un moment determinat, els fotons també decideixen “desacoblar-se” de la matèria: és el moment que coneixem com el de la formació del fons còsmic de microones. Els fotons deixen d’interactuar amb els barions i poden començar a viatjar lliurement per l’Univers. Aquest és el moment més antic que podem observar amb la llum: és la “foto” més antiga de l’Univers. Més enrere que això, amb la llum no podem veure-hi, perquè els fotons estaven atrapats entre les partícules. És com voler mirar a través d’una paret: no es pot. Això sí, últimament podem explorar una mica més enrere gràcies a les ones gravitacionals i a models teòrics com la nucleosíntesi primordial.

Seguim amb la nostra història dins del model estàndard. Fins ara hem descrit una bona part de l’evolució. Però tranquils, a partir d’aquí anirà tot una mica més ràpid. Després del desacoblament dels fotons, comença una etapa coneguda com l’edat fosca. No és que tot estigués “fosc” literalment, sinó que, com que no hi ha llum interactuant amb la matèria, ens costa molt saber què passava. Entenem que durant aquesta etapa, les fluctuacions de densitat van continuant el seu creixement fins que, en determinats punts, s’acumula prou massa com perquè s’encenguin les primeres estrelles. Això vol dir que es comencen a produir reaccions termonuclears en els seus centres, fusionant àtoms d’hidrogen i emetent llum.

A partir d’aquí, tornem a tenir una connexió entre llum i matèria, però de forma local: en el centre de les estrelles i després en les galàxies. Aquestes estrelles s’agrupen, formen galàxies i així continua l’evolució. I en algun moment, força més endavant, entrem en una etapa en què l’expansió de l’Univers sembla accelerar-se: és quan entra en joc l’energia fosca. I així arribem fins a l’actualitat.

Aquesta seria, a grans trets, la història de l’Univers segons el model estàndard. Ara el que podem fer és mirar algunes de les prediccions d’aquest model, per entendre millor quins són els problemes associats a la matèria fosca i a l’energia fosca. Perquè, en el fons, potser algú es pregunta: quin problema hi ha, realment, si només hem d’afegir una mica de matèria i una mica d’energia? Doncs anem-ho a veure.

Tenim en la Figura 5 unes dades una mica antigues, provinents de la missió Planck, però encara ens serveixen. Segons aquestes dades, tota la matèria que coneixem —la matèria bariònica, que inclou els àtoms, els fotons, l’antimatèria… tot allò que podem detectar i descriure— només representa un 5 % del contingut total de l’Univers. Aquest és el gran problema del model: que, per tal que funcioni, ens hem d’inventar un 25 % de matèria fosca i un 70 % d’energia fosca. “Petits detalls”, podríem dir. Però malgrat això, el model sembla funcionar.

Figura 5. Composició de l’Univers.

Llavors, el que podem fer és posar-lo a prova. Com que el temps d’evolució de l’Univers és molt llarg, no podem veure-ho directament, però sí que podem fer simulacions. I de fet, se n’han fet moltes. Ara en veurem una per comentar com funciona. En aquesta simulació es representa l’evolució de l’Univers assumint l’existència de matèria fosca. Les partícules estan representades amb punts blaus —tot i que, evidentment, són valors numèrics dins la simulació, no partícules reals—, i el que observem és que formen una estructura filamentosa, amb nodes, com si fossin teranyines.

Per tant, sembla que podem reproduir les observacions. El model funciona, malgrat que ens hem “inventat” el 95 % del contingut de l’Univers. I, arribats a aquest punt, podríem començar a posar-nos una mica més tècnics. Hem dit que la simulació s’assembla molt a les observacions… però com fem aquestes observacions? Com podem estudiar aquestes estructures a gran escala?

Doncs el que necessitem és construir un mapa tridimensional de l’Univers. Sembla fàcil de fer, però, com passa sovint en astronomia, mesurar distàncies no és gens trivial. Per saber on són les coses a gran escala, nosaltres ens aprofitarem d’algunes propietats curioses i molt útils de la llum. La llum, com bé coneixeu —la veiem cada dia—, inclou no només el que anomenem “llum visible”, sinó tot l’espectre electromagnètic: des dels raigs gamma, passant per raigs X, ultraviolat, visible, infraroig, fins a les ones de ràdio. Són ones electromagnètiques que viatgen a una velocitat constant de 300.000 km/s, i gràcies a això ens poden aportar informació molt valuosa de l’Univers. De fet, la llum és pràcticament l’única cosa que ens arriba des de les regions llunyanes de l’Univers. Per tant, observant-la amb molta atenció —fent imatges, estudiant els espectres— podem extreure’n moltes dades sobre el que hi ha allà fora.

Una de les primeres coses que podem aprofitar és un fenomen conegut com a efecte Doppler. Segurament tots l’heu experimentat en el vostre dia a dia: quan una ambulància s’acosta, el so sembla més agut, i quan s’allunya, sembla més greu. Això passa perquè les ones s’estiren o s’aixafen segons el moviment relatiu entre la font i l’observador. Doncs bé, amb la llum passa exactament el mateix. Quan una font de llum s’allunya de nosaltres, la llum que emet es desplaça cap al vermell (anomenat redshift), i quan s’aproxima, es desplaça cap al blau (blueshift). Aquest efecte és molt subtil, però molt útil. Quan fem una fotografia d’una estrella, no veiem aquest canvi de color directament, però si som prou precisos, podem detectar petites variacions de tonalitat a diferents punts de l’estrella. Això ens permet, per exemple, mesurar com està rotant l’estrella, perquè un costat s’acosta i l’altre s’allunya.

A més a més, hi ha un altre fenomen fonamental: la llum no sempre viatja en línies rectes. La teoria de la relativitat general d’Einstein ja prediu que la llum es corba quan passa a prop d’un objecte massiu. Aquesta desviació va ser, de fet, una de les primeres prediccions comprovades de la seva teoria, quan es va observar la desviació de la llum d’una estrella a prop del Sol durant un eclipsi, cosa que va permetre explicar l’anomalia del moviment del periheli de Mercuri. Aquesta curvatura de la llum també explica fenòmens com el que hem vist abans amb la Creu d’Einstein. Quan hi ha una gran massa entre nosaltres i una font llunyana, la llum que ens arriba es corba i pot seguir diversos camins diferents. Així, podem veure diverses imatges del mateix objecte —no perquè hi hagi múltiples objectes, sinó perquè la llum ens arriba per rutes diferents. Això és un exemple clar de lent gravitacional, i justament és un dels indicis que ens fan pensar que hi ha massa que no veiem.

La tercera propietat fonamental que ens ajuda és que els àtoms no absorbeixen qualsevol llum, sinó només longituds d’ona molt específiques. Aquesta és una propietat clau de la física atòmica. Cada tipus d’àtom té un “codi de barres” propi: un conjunt de línies d’absorció molt característiques. Quan la llum travessa un núvol de gas, certs colors s’absorbeixen depenent dels àtoms que hi hagi. Així, per exemple, podem tenir l’espectre d’absorció d’un àtom concret, que mostra línies fosques just en les longituds d’ona que aquest àtom “s’empassa”. Aquestes línies ens permeten identificar la presència de determinats elements químics en les estrelles o galàxies llunyanes.

I aquí ve la part interessant: si fem aquesta mesura al laboratori, amb un gas d’hidrogen, per exemple, sabrem exactament en quines longituds d’ona apareixen aquestes línies. Però si després mirem una galàxia llunyana amb el telescopi, veurem que aquestes línies no estan on esperàvem, sinó desplaçades cap al vermell. Aquest desplaçament ens indica que la galàxia s’està allunyant de nosaltres. Com més gran és el desplaçament, més ràpidament s’allunya, i això ens dona informació sobre la seva distància. Aquest mètode, combinant espectroscòpia i efecte Doppler, és una eina fonamental per construir el nostre mapa tridimensional de l’Univers.

Llavors, aquí el repte principal és assegurar-nos que estem mirant el que toca. La idea és que nosaltres observem una longitud d’ona i la comparem amb la que esperem veure en repòs. És a dir, tenim una “foto” del que esperaríem al laboratori, però les línies espectrals no apareixen on tocaria. Aquest desplaçament es deu, com comentàvem abans, al redshift: el desplaçament cap al vermell provocat pel fet que l’objecte s’està allunyant de nosaltres.

Aquesta observació ens permet estimar a quina distància es troba l’objecte. Com més gran és el redshift, més lluny és. Ara bé, perquè això funcioni, hem de saber quina era la longitud d’ona original, la que l’objecte emetia en repòs. I aquí ve la dificultat: si només veiem una línia, com sabem quina és? Hi ha moltes línies que podrien ser, i confondre-les ens portaria a errors en la distància.

Per això fem servir un truc: buscar patrons coneguts. Un exemple molt útil són els doblets espectrals, que són dues línies d’un mateix element molt properes entre elles i amb una separació coneguda. Per exemple, si sabem que dues línies han d’estar separades per 50 Ångströms i trobem aquest patró desplaçat, podem identificar-lo amb confiança i, per tant, saber quin redshift hi ha.

Una altra estratègia és observar objectes com els quàsars, que mostren diverses línies de diferents elements, com l’hidrogen (amb la línia Lyman-alfa), el carboni, el magnesi… Si veiem un conjunt coherent de línies, podem ajustar-les totes a un mateix redshift i confirmar la identificació.

Amb això obtenim la tercera dimensió del nostre mapa de l’Univers. Les dues primeres, ascensió recta i declinació, ens donen la posició angular al cel —és a dir, “cap a on mirar”. Però per construir un mapa tridimensional ens falta la distància, i això ho aconseguim gràcies a l’estudi espectral.

Ara bé, obtenir espectres no és tan senzill com fer fotografies. Fer una foto del cel amb una càmera CCD és ràpid, però fer un espectre requereix molt més. Primer cal identificar l’objecte que ens interessa. Un cop seleccionat, cal col·locar-hi una escletxa per aïllar la seva llum i fer-la passar per un prisma o una xarxa de difracció, que ens separarà els colors i ens permetrà analitzar l’espectre. Tot aquest procés és lent, i fer-lo per a cada objecte de forma individual seria inassumible.

Per això, als anys 90 es va iniciar una missió revolucionària: el Sloan Digital Sky Survey (SDSS). La seva idea va ser fer espectres de mil objectes alhora. Per fer-ho, van fabricar unes plaques metàl·liques amb forats situats exactament on hi havia les estrelles o galàxies seleccionades. A cada forat s’hi connectava una fibra òptica que recollia la llum i la conduïa a un espectrògraf central.

Aquest mètode va permetre multiplicar espectacularment la quantitat d’espectres obtinguts. De fer-ne uns quants, vam passar a obtenir centenars de milers i després milions de dades. Això va fer possible construir els primers mapes tridimensionals de gran escala de l’Univers. Aquest recorregut visual ens mostra no només com és l’Univers a gran escala, sinó també com evoluciona l’expansió de l’Univers amb el temps. A mesura que ens allunyem, mirem més enrere en el temps, i podem estudiar com era l’estructura de l’Univers fa milers de milions d’anys. Això és clau per posar a prova els nostres models: podem veure com l’expansió s’ha accelerat, si ha estat constant, si ha canviat… i comparar-ho amb les prediccions que fa el model estàndard o altres models alternatius.

L’SDSS ja ha aconseguit mesurar distàncies per a més d’un milió de galàxies i quàsars, i aquestes dades són les que ens han permès començar a entendre l’estructura a gran escala del cosmos. És una feinada monumental, però totalment necessària per poder respondre preguntes com: “Com és realment l’Univers?”, “On som dins d’aquest mapa?”, o “Com ha evolucionat tot plegat des del Big Bang?”

Aquesta missió que comentàvem, l’SDSS, és una mica cosa del passat. Actualment hi ha una nova missió molt més potent anomenada DESI (Dark Energy Spectroscopic Instrument), que ens permet construir un mapa molt més precís de l’Univers. La idea és que amb les dades que teníem fins ara, com les del SDSS o del 2dF (el 2-degree Field Galaxy Redshift Survey), no teníem prou precisió per entendre amb detall com funciona l’Univers ni per discriminar entre diferents models d’evolució còsmica. El mapa tridimensional era massa poc dens per extreure’n totes les conclusions que voldríem.

DESI representa un salt qualitatiu. Podeu buscar vídeos sobre la missió a YouTube. Hi ha, per exemple, un vídeo anomenat “DESI: 5000 ulls” (versió catalana), o “DESI: 5000 eyes” en anglès. Hi expliquen com funciona el sistema i per què és tan innovador. El principal canvi respecte a l’SDSS és l’automatització. Recordeu que abans calia col·locar plaques metàl·liques i connectar manualment fibres òptiques als forats corresponents a cada galàxia o estel que volíem estudiar. Aquest procés podia trigar fins a una hora per cada camp observat.

Amb DESI, això s’ha superat gràcies a un sistema de robotets miniatura. Cada robot porta una fibra òptica i es col·loca automàticament al lloc exacte del pla focal on hi ha l’objecte que volem observar. Un cop es canvia de camp, els robots es recol·loquen ells mateixos, molt més ràpidament i amb més precisió. Això permet observar moltíssims objectes sense haver de fabricar noves plaques. Els resultats són espectaculars: en només tres anys d’observacions, DESI ja ha recollit més de 10 milions d’espectres de galàxies i quàsars. En comparació, l’SDSS va necessitar gairebé 20 anys per obtenir-ne 4 milions. La diferència d’eficiència és abismal.

COL·LOQUI:

Has dit moltes vegades que les galàxies més llunyanes s’allunyen més ràpidament. Això ho entenc. Però com que la llum d’aquestes galàxies ha trigat molt a arribar-nos, potser seria més correcte dir que s’allunyaven més ràpid, en passat, no pas que s’allunyin ara?
Bona pregunta! Aquí estem barrejant dues coses: el concepte d’expansió de l’Univers i el concepte de temps o línia temporal. És veritat que com més llunyana és una galàxia, més antic és el moment que estem observant. Estem veient-la com era fa milers o milions de milions d’anys, perquè la llum ha trigat moltíssim a arribar-nos. Per tant, el que podem dir amb certesa és que en aquell moment aquella galàxia s’allunyava de nosaltres a una velocitat determinada.

El que no sabem del cert és si ara, en el present, aquella mateixa galàxia encara manté aquesta velocitat, si s’ha accelerat o si s’ha frenat. La clau és que no podem veure el present d’una galàxia molt llunyana, només el seu passat.

Tot i això, sabem que les galàxies properes també s’estan allunyant, i a mesura que mirem objectes a diferents distàncies veiem un patró continu: totes, en cada moment del passat que observem, s’estaven allunyant, i com més lluny, més ràpid. I aquest comportament encaixa molt bé amb les simulacions i models cosmològics que tenim.

Un exemple útil per visualitzar-ho és el del globus que s’infla. Si dibuixes punts sobre la superfície d’un globus i comences a inflar-lo, veuràs que tots els punts s’allunyen els uns dels altres. Si poguéssim posar-nos dins d’un d’aquests punts, veuríem que com més lluny és un altre punt, més de pressa se separa de nosaltres.

Així doncs, és veritat que estem veient galàxies tal com eren fa molt de temps, però no és només una qüestió de perspectiva temporal. També veiem galàxies més properes amb el mateix comportament, i les simulacions confirmen aquest patró. Per això podem concloure que l’expansió no és només una il·lusió causada pel temps, sinó un fenomen real i en curs.

D’on surt la matèria i l’energia de la singularitat del Big Bang?
El Big Bang sovint es descriu com una singularitat, un punt on les nostres equacions deixen de tenir sentit. Però això no vol dir que tinguem una explicació clara de què hi havia “abans” o “al principi”. La realitat és que no ho sabem. Quan parlem de singularitat estem dient que les matemàtiques actuals no poden descriure aquell estat, i no tenim cap evidència científica sobre què hi havia abans o d’on venia la matèria i energia.

Una forma de pensar-ho, una mica més filosòfica, és que potser som dins d’una simulació feta per “algú altre” — una idea que no podem provar però que planteja una perspectiva diferent sobre per què l’Univers té un inici clar i determinat. Aquesta pregunta queda oberta a la interpretació i la reflexió personal.

En resum, la singularitat és més aviat un símbol o un “llindar” on les nostres eines ja no funcionen i, a partir d’aquí, caldrà esperar a noves teories que puguin descriure què hi ha més enllà.

Cap a on s’expandeix l’Univers?
L’exemple del globus és molt útil per il·lustrar-ho, però cal fer l’esforç de posar-nos a la superfície del globus, no fora d’ell, perquè nosaltres som a dins de l’Univers. El globus s’infla i veiem com els punts de la seva superfície es separen, però no hi ha res fora del globus que estigui creixent, simplement la superfície es fa més gran. D’aquesta manera, l’Univers no s’expandeix cap a un lloc exterior, perquè no existeix un “fora” en l’espai que coneixem. És l’espai mateix que es va creant, que s’estira i fa que les distàncies entre objectes augmentin. És com si dues persones estiguessin separades per un metre, i amb el temps aquest metre esdevingués metre i mig sense que cap de les dues es mogués; el que augmenta és l’espai entre elles. Això pot semblar un concepte molt estrany, però és la manera en què els científics entenen l’expansió còsmica. Potser existeixen altres dimensions desconegudes on l’Univers s’expandeix, però això ja és pura especulació i no tenim proves. A nivell pràctic, la majoria de científics assumeixen que l’Univers és un sistema tancat en aquest sentit, i que l’expansió és un augment intern de distàncies, no una expansió cap a fora.

Aquestes idees són difícils d’imaginar i d’entendre, però amb la pràctica i el temps un s’hi va acostumant, sobretot si es pensa des de dins de l’Univers i no des d’un punt exterior que no existeix per nosaltres. Aquesta manera de veure-ho ens ajuda a entendre millor l’Univers i el seu comportament, encara que plantegi noves preguntes que segurament mai podrem resoldre completament.

Aquí comenta un vídeo d'una simulació que va ensenyar. Jo crec que s'entèn igualment, no sé si cal canviar alguna cosa.

Conferència de l'Astronòmica de Sabadell. Carles Schnabel, 5 de juny de 2025.

Aquesta xerrada s’emmarca dins d’un conjunt de xerrades que es fan arreu de l’Estat en aquest mateix moment. Vol explicar tot el problema de la contaminació lumínica sota el nom “De Costa a Costa”. Vaig escollir aquest títol per parlar de com ens afecta la contaminació lumínica.

El primer que cal fer és definir-la: la contaminació lumínica és un problema derivat de la llum artificial nocturna i dels seus efectes sobre les persones, la natura i el cel nocturn. Què és, exactament? Hi ha diversos tipus de contaminació lumínica: resplendor del cel, enlluernament, intrusió lumínica, excés de llum artificial nocturna, mala orientació de fanals i focus, o una mala tria del color de la llum. De tot això us en parlaré una mica.

L’impacte en l’astronomia és claríssim: no ens deixa veure bé el cel. És difícil veure estrelles, galàxies o qualsevol objecte celeste una mica dèbil. Es perd el cel nocturn com a patrimoni cultural. A més, les observacions astronòmiques es veuen perjudicades, ja que disminueix la qualitat de les observacions.

Tenim, per damunt de l’atmosfera, un cel ple d’estrelles. Però, quan aquesta atmosfera està contaminada lumínicament, pràcticament no podem veure res. A més, aquesta contaminació té molts efectes ecològics, ambientals i sobre la salut humana.

Un dels primers impactes és l’enlluernament. Potser us ha passat alguna vegada, anant per una carretera o per un carrer, que un fanal us dirigeix la llum directament als ulls i no us deixa veure bé. En teoria, aquest fanal està pensat perquè hi veiem millor, però en realitat ens enlluerna.  Un dels exemples més clars és quan una zona queda excessivament il·luminada i es creen ombres als costats. Això pot amagar presències no desitjades. Una bona il·luminació no vol dir il·luminar-ho tot intensament, sinó fer-ho de manera uniforme i amb una intensitat baixa o moderada. Per exemple, si tenim un fanal molt brillant, pot provocar una zona molt il·luminada al costat d’una ombra intensa. Si hi ha algú amagat a la zona d’ombra, no el veiem. En canvi, si el fanal està ben direccionat i limitat, podem distingir molt millor l’entorn.

Un altre problema habitual és quan entra més llum de fora a casa que la que tenim dins. Pot passar que hàgim de baixar les persianes no per preservar la intimitat, sinó per evitar la llum externa. Aquesta és la intrusió lumínica, i està penada per la normativa. Es pot denunciar, i és possible aconseguir que es protegeixin millor els fanals.

També cal parlar del color de la llum. Durant el dia tenim llum solar, que es dispersa en l’atmosfera i ens fa veure el cel blau. La llum blava és la que més es dispersa, mentre que la llum vermella s’absorbeix més. Això vol dir que si utilitzem fanals amb llum blava, aquesta es dispersa molt i pot ser molt molesta, mentre que la llum vermella es queda més retinguda i no arriba tan lluny.

Això es pot veure en una diapositiva de l’associació Dark Sky (figura 1), on es relaciona el color de la llum amb diversos efectes. A l’esquerra hi ha la llum càlida (2.700 K), similar a les bombetes incandescents d’abans. És una llum relaxant. Molts ordinadors, a partir d’una certa hora, es programen perquè la llum sigui més càlida, ja que ajuda a relaxar-se i a dormir millor. Aquesta és la millor per a la nit. Després hi ha la llum blanca (entre 3.500 i 4.100 K), més energètica, indicada per a cuines o llocs de treball. Finalment, la llum diürna (entre 5.500 i 6.500 K), que ens manté desperts i alerta. És bona per llegir, però no cal al carrer durant la nit, perquè no hi anem a llegir, sinó que només necessitem una il·luminació suau.

Figura 1. Correlació entre el color de la llum i diferents efectes per la salut

Parlem ara dels efectes sobre la salut de l’excés de llum artificial. La llum excessiva pot alterar el ritme circadiari, que és el ritme biològic que alterna el dia i la nit. Una de les conseqüències és la supressió de la melatonina, una hormona que regula aquest ritme. Això pot provocar trastorns del son, estrès, ansietat i un augment del risc de malalties cròniques.

La melatonina és una hormona segregada per la glàndula pineal, situada al centre del cervell, a l’epífisi. Es produeix en absència de llum i s’anomena també l’hormona del son. Si durant la nit continuem rebent llum, els ulls envien un senyal a la pineal que atura la producció de melatonina i ens manté desperts. La inhibició de la melatonina té efectes negatius per a la salut, ja que regula el cicle son-vigília i ajuda a preparar el cos pel descans nocturn.

A més, la melatonina té un poder antioxidant notable: actua contra els radicals lliures, que poden danyar l’ADN. Aquest ADN és el “llibre d’instruccions” de les nostres cèl·lules. Si es danya, les cèl·lules poden començar a funcionar malament i fins i tot poden desenvolupar tumors. Encara que hi ha mecanismes de reparació de l’ADN, si aquests fallen, poden aparèixer malalties greus.

La melatonina també regula altres glàndules, com les sexuals, i s’ha documentat la seva incidència sobre càncers com el de mama i el de pròstata. També ajuda a regular la pressió arterial durant la nit. Imagineu-vos la cascada d’efectes que pot desencadenar la seva absència.

La llum blava, precisament, és la que més interfereix en la producció de melatonina. Com més blava és la llum, pitjor per a la salut. Per això, la llum nocturna hauria de tenir una intensitat baixa i una tonalitat càlida.

A més, la contaminació lumínica també té efectes importants sobre la resta de vida a la Terra. Per exemple, provoca desorientació en aus, tortugues i insectes. Pot interferir en els patrons naturals de caça i reproducció, així com alterar cicles nocturns naturals.

S’ha vist que insectes nocturns, com les arnes, són pol·linitzadors molt més importants del que es pensava. I la llum artificial redueix més d’un 60 % les seves visites a les flors.

Els patrons d’il·luminació diaris i estacionals determinen els cicles circadians, circanuals i circalunars dels animals. Tot i que pot sonar estrany, la lluna és un factor molt important per als animals nocturns: amb lluna plena hi veuen millor, poden caçar millor i tenen més activitat. Per tant, alterar la il·luminació nocturna també afecta aquest cicle natural.

Això també determina els canvis d’il·luminació, que al seu torn condicionen els patrons de comportament, les hores d’activitat, la depredació, la reproducció, la pol·linització i la hivernació. Ja veieu que hi ha molt més del que sembla. L’alteració d’aquests patrons naturals d’il·luminació té conseqüències adverses per a la biodiversitat en general. Aquí veieu un quadre que, sense entrar en la lletra petita, ja mostra clarament aquesta afectació (figura 2).

Figura 2. Impactes de la llum sobre la biodiversitat

Es veu, encara que sigui parcialment, la influència de la llum artificial sobre tota l’escala animal: des dels insectes, i probablement encara més enllà, fins als rèptils, aus i mamífers. Totes les espècies es veuen afectades. Les espècies nocturnes són especialment vulnerables, però també ho són les crepusculars i les diürnes. Cap se n’escapa: totes veuen alterats els seus patrons de comportament a causa de la modificació de les hores d’il·luminació per fonts artificials. Això afecta la reproducció, la relació depredador-presa, l’orientació durant les migracions (molt important per a aus migratòries i papallones), el creixement i el desenvolupament de la fauna silvestre.

Un exemple és un estudi publicat al Journal Willy Wagtail, en què investigadors australians van analitzar el comportament d’una espècie d’ocell. Van observar que, amb poca llum, els mascles, que competeixen per les femelles, tenen un cant més suau. Però quan hi ha més il·luminació, augmenten el cant per fer-se notar. No obstant això, aquesta mateixa llum inhibeix el cant general dels ocells, alterant el patró reproductiu. A més, els depredadors (simbolitzats en aquest cas per un gat) poden detectar amb més facilitat les femelles, que desapareixen. Els mascles es queden, doncs, sense oportunitats de reproducció. Aquesta interacció amb la llum pot semblar subtil, però és molt significativa.

Un altre exemple molt conegut és el de la tortuga babaua (Caretta caretta). A les nostres costes mediterrànies, de tant en tant es descobreixen nius. Les cries eclosionen de nit per evitar els depredadors i s’orienten cap al mar gràcies a la llum de la lluna. En condicions naturals, el mar és més il·luminat que la terra. Però actualment, a moltes platges, la llum més intensa és a l’interior, i el mar queda fosc. Això fa que les tortuguetes es desorientin. Per aquest motiu es fan campanyes per protegir-les, apantallant la llum artificial i facilitant el seu camí cap al mar. Però és un efecte que requereix una intervenció humana constant, i això no hauria de ser necessari si no haguéssim alterat el seu hàbitat natural.

Els ratpenats, que s’alimenten de grans quantitats d’insectes, també es veuen afectats. Són importants per controlar plagues com els mosquits. La llum artificial pot retardar la seva resposta davant situacions d’emergència, fet que en els casos més greus pot provocar la destrucció de colònies senceres. També s’ha observat que, en zones il·luminades, els individus són més petits, els naixements es retarden i la taxa de creixement és més lenta. Un estudi italià realitzat prop de rius amb presència de mosquits mostra que aquests s’atreuen cap a la llum, però els ratpenats eviten les zones il·luminades. Això provoca que hi hagi una sobrepoblació de mosquits a prop dels llums i una disminució d’aliment per als ratpenats, ja que eviten aquestes zones. Podria semblar que la llum ajuda els ratpenats a caçar, però no és així. Ells busquen insectes damunt les aigües i la llum artificial altera completament aquest entorn.

La flora també es veu afectada. Les plantes tenen una gran sensibilitat a la llum. Durant el dia fan la fotosíntesi i a la nit només respiren. A més, creixen cap a la llum, un fenomen conegut com a fototropisme. Per exemple, una planta situada al costat d’un fanal tendeix a inclinar-se cap a ell. Un cas concret és el de les flors de l’Algina de Ceylenia seibureus, de la família dels cactus, que s’obren de nit per ser pol·linitzades per papallones nocturnes. Quan s’alteren els cicles naturals de foscor i llum, es desajusten els temps de floració, i això afecta la relació amb els pol·linitzadors.

Aquesta manca de sincronia és molt greu, com també ho és amb les abelles. Ja sabem que la població d’abelles està disminuint, no només per la llum, sinó també pel canvi climàtic. L’augment de temperatura ha avançat la floració de moltes plantes, i les abelles no arriben a temps per pol·linitzar. Aquest desajust pot provocar una mortalitat molt elevada entre aquests insectes. Amb la llum passa una cosa similar: s’alteren la floració i la pol·linització, i això comporta una menor productivitat.

També es pot observar que, a prop d’un fanal, els arbres floreixen abans, i dins un mateix arbre, les parts més exposades a la llum perden les fulles més tard. És un fenomen força visible, que molts hem pogut comprovar.

Com veieu, hi ha molt a dir sobre els efectes de la llum artificial sobre la natura i, de retruc, sobre nosaltres. I no només és una qüestió ambiental, sinó també energètica. L’excés d’il·luminació representa un malbaratament d’energia. Des de l’Estació Espacial Internacional, es pot veure clarament com brilla la Península Ibèrica. Portugal, per exemple, ha fet passos importants per reduir la contaminació lumínica, però si comparem amb Espanya, especialment la zona de Madrid, la costa mediterrània, la vall del Guadalquivir i la Costa del Sol, veiem una lluminositat molt més intensa (figura 3). Fins i tot al nord d’Àfrica, on es podria pensar que hi ha menys desenvolupament, es detecten àrees altament il·luminades.

Figura 3. Península Ibèrica i nord d’Àfrica de nit

A Barcelona, una de les zones més contaminades lumínicament és el port i la Zona Franca. Si heu passat per la Ronda Litoral, ho haureu vist: una quantitat de llum desmesurada que s’escapa cap al cel. Però realment cal tanta llum? No seria suficient amb il·luminar bé el terra, sense perdre fotons cap amunt?

Cada fotó que s’emet representa energia que s’ha generat i, per tant, consum d’electricitat. Estem perdent molta energia de manera ineficient. Segons dades de l’associació Dark Sky dels Estats Units, es calcula que es malgasten entre 3.000 i 7.000 milions de dòlars anuals en llum innecessària, el que equival a 21 milions de tones de CO₂ emeses. És una dada que hauria de fer-nos reflexionar.

A la imatge de la Terra de nit es veu clarament que les zones més il·luminades són l’est dels Estats Units, Europa i tota la conca mediterrània. També l’Àsia oriental mostra una gran intensitat. Tot plegat ens demostra que la contaminació lumínica és un problema global i urgent.

La Xina, com sabeu, cada vegada està més desenvolupada. Doncs allà també hi ha una gran contaminació lumínica. He trobat interessant mostrar aquesta informació, encara que sigui antiga (figura 4). A sota s’indica que la font és del Departament d’Energia dels Estats Units de l’any 2011, però pot donar una idea clara del malbaratament energètic que suposa aquesta problemàtica.

Figura 4. Despesa energètica

Ja hem parlat anteriorment dels efectes negatius, però ara vull destacar una altra qüestió que, tot i que pot semblar menys econòmica o relacionada amb la salut, és igualment important: la pèrdua del cel com a patrimoni cultural. El cel ha estat, durant generacions i generacions d’humans, una font d’inspiració per al coneixement i la cultura. Des dels nostres ancestres, totes les constel·lacions que coneixem provenen de mites que es transmetien des dels orígens de la humanitat.

Des que Homo sapiens va sortir de l’Àfrica, ja portava històries sobre el cel. Aquestes històries han anat conformant les diferents cultures del món. Perdre el cel és perdre aquesta herència cultural. Un exemple són les Plèiades. Hi ha estudis actuals —que podem creure o no— que diuen que se les coneix com “les set germanes” encara que avui dia només se’n vegin clarament sis. Per què, doncs, aquest nom?

Segons alguns investigadors, quan Homo sapiens va sortir de l’Àfrica fa uns 100.000 anys, parlava d’un grup de set estrelles. Amb el temps, aquestes cultures es van expandir per tot el món i, en diferents punts, continuaven parlant de set germanes, tot i que una d'elles ja no es veia. Amb les dades del satèl·lit Gaia, s’ha vist que les estrelles Atlas i Pleione tenen un moviment propi i, actualment, es veuen com una de sola a ull nu. Però fa 100.000 anys estaven prou separades com per ser percebudes com dues estrelles diferents. Això podria explicar per què es parlava de set estrelles i ara sembla que n’hi ha una d’“amagada”. Aquesta llegenda podria ser un vestigi d’aquella època.

Trobo això fascinant. Potser no és cert del tot, però demostra que l’ésser humà, des de fa mil·lennis, ha mirat el cel com a font d’inspiració i de coneixement. Sense aquesta mirada al cel, com hauríem entès on vivim, com és la Terra o quina relació tenim amb l’univers? Veure el cel, com el de la fotografia (figura 5), ha estat fonamental. Però avui dia, pràcticament el 90 % de la població mundial ja no pot veure la Via Làctia. Això és molt greu.

Figura 5. Paisatge nocturn amb la Via Làctia

Llavors, com podem lluitar contra la contaminació lumínica? Des de fa molts anys, l’Agrupació Astronòmica és sòcia d’una associació que va néixer a Catalunya: Cel Fosc. Aquesta iniciativa va ser fundada per Pere Horts, que ens va deixar fa un parell d’anys. Va ser un dels grans impulsors de la lluita contra la contaminació lumínica, començant a Catalunya i estenent-se a tot l’Estat. Fa uns anys, fins i tot vam incloure en els nostres estatuts el compromís de lluitar contra aquesta problemàtica.

Aquesta diapositiva que us mostro potser té més de vint anys. Ja aleshores s’explicava com havien de ser les làmpades i fanals, com calia apagar-los a partir de mitjanit, quin tipus de bombetes i colors s’havien d’utilitzar... Tot això ja se sap des de fa molt temps, però costa fer-ho entendre i aplicar.

Aquí veieu la pàgina actual de Cel Fosc (figura 6), on es mostra que es va fer un homenatge a Pere Horts a Figueres, la seva ciutat natal. Ell va ser l’ànima d’aquesta lluita. Cel Fosc avui ja no és només de Catalunya, sinó que treballa arreu de l’Estat. També hi ha altres defensors destacats de la lluita contra la contaminació lumínica, com Enric Marco, de la Universitat de València; Fernando Jáuregui i David Galadí del planetari de Pamplona; Juan Antonio Alduncín; Alejandro Sánchez de Miguel, de la Complutense de Madrid; i Jaime Zamorano. A més de defensors, molts d’ells són astrofísics que estudien i caracteritzen aquest fenomen.

Figura 6. Pàgina web de Cel fosc

Cal recordar que la contaminació lumínica no només afecta els aficionats a l’astronomia. També és un problema greu per als professionals. Per exemple, a Xile s’està construint un telescopi gegantí de 39 metres d’obertura, però el govern xilè està considerant autoritzar un complex industrial a pocs quilòmetres de distància. Això ha encès les alarmes entre els astrònoms de l’ESO (Observatori Europeu Austral), perquè seria absurd tenir el telescopi més gran del món al costat d’un polígon industrial.

Una altra entitat molt activa és la Fundació Starlight, que va néixer a Canàries de la mà de l’Institut d’Astrofísica de Canàries. Aquesta fundació delimita àrees fosques, crea reserves i destinacions turístiques Starlight, i forma monitors per fer divulgació astronòmica.

A la nostra agrupació, tenim l’Aleix Roig, que treballa amb la Fundació Starlight en un projecte de defensa del cel fosc al Parc Astronòmic de Prades, a Tarragona. També hi ha el Parc Astronòmic del Montsec, una zona privilegiada, tot i que, com es veu en una fotografia, fins i tot allà es nota la llum provinent de l’àrea metropolitana de Barcelona. A Prades, fan activitats en què apaguen tots els llums del poble per poder contemplar el cel estrellat. És una experiència gràfica i impactant.

A la Fundació Starlight també hi participa el nostre amic i soci Josep Massalles, que n’és ambaixador, així com l’Antonia Varela, directora de la fundació, i Paul Malley, una de les persones que més eclipsis solars ha observat al món. En Josep també forma part d’aquest rànquing d’observadors d’eclipsis.

Finalment, voldria agrair l’ajuda de l’organització Dark Sky International, tot i que ells no ho saben. M’han estat molt útils per preparar aquesta xerrada. És una entitat nord-americana, amb seu a Arizona, que ofereix molts materials per lluitar contra la contaminació lumínica.

En definitiva, la contaminació lumínica té, en el fons, una solució molt senzilla: un bon disseny de la il·luminació. No hauria de ser tan complicat. I per acabar, de Dark Sky he extret una diapositiva amb una frase inspiradora, d’aquelles que tant agraden als americans:

"Només a la foscor pots veure les estrelles"

Aquesta frase de Martin Luther King resumeix molt bé la situació. La contaminació lumínica és un problema greu. En resum, sempre es podria fer molt, però realment es fa poc. Tot i així, hem de continuar lluitant perquè puguem revertir-la d'alguna manera o, si més no, evitar que empitjori.

Col·loqui

Jo volia preguntar sobre l'efecte de les pantalles, com els mòbils i similars. També em molesten per la melatonina...
Sí, sí, tens raó. Les pantalles no afecten el cel directament —excepte que n’hi hagués milions enfocades al cel— però sí que ens afecten a nosaltres. S’ha comprovat mèdicament que la llum blava inhibeix la producció de melatonina. Per això, des de fa uns anys, tots els dispositius ja porten sistemes per enrogir la pantalla a la nit.

Hi ha normativa sobre això? Els ajuntaments hi estan obligats?
Sí, sí, hi ha normatives, i fins i tot es pot denunciar. Si veus una llum que enlluerna cap amunt o pateixes intrusió lumínica a casa, tens dret a queixar-te. Ara bé, tot això va molt lent. Sovint, fins i tot els mateixos ajuntaments fan instal·lacions que no compleixen la normativa.

Sense anar més lluny, a Sabadell hi va haver una campanya per renovar l'enllumenat. A la primera fase no vam arribar a temps, i hi ha una zona que ara està excessivament il·luminada. Però a la segona fase, sí que vam poder intervenir, i es va fer amb una il·luminació més càlida, amb llums ambre i menys intensitat.

I el tema dels cotxes? Perquè hi ha llums que molesten molt. Alguns cotxes sembla que portin les llargues sempre posades!
Sí, això també és un factor important. Els cotxes són una font de contaminació lumínica considerable, sobretot a les vies transitades. Si mires una foto nocturna d’una ciutat, els fars dels cotxes són punts de llum destacats. A més, ara els fars són molt blancs, molt potents, i això fa que la llum es dispersi molt.