Conferencia de la Astronómica de Sabadell. Albert Morral, 6 de mayo de 2026.
Hoy hablaré de astrofísica amateur. ¿Y qué significa esto? Os explico qué entiendo yo por astrofísica amateur.
Soy físico de formación, y eso significa que pasé los cinco años de la carrera calculando cosas. En la universidad, los estudios son muy teóricos. La física aplica las matemáticas al universo para entender cómo es. Por ejemplo, una estrella puede describirse mediante cinco ecuaciones diferenciales, y resolviéndolas se puede conocer cómo es su interior, cómo nace, cómo vive, cómo evoluciona y cómo morirá.
Paralelamente, mientras estudiaba la carrera, me hice socio de la Agrupación Astronómica de Sabadell, y allí encontré otra forma de entender la astronomía. Nadie resolvía ecuaciones diferenciales ni hacía cálculos complejos, pero sí encontré personas expertas en el conocimiento del firmamento, de los telescopios, de las cámaras y de la astrofotografía.
Así, me formé en las dos grandes ramas de la astronomía: la teórica y la práctica. De hecho, siempre me sentí más teórico que práctico… hasta que empecé a trabajar aquí. Entonces tuve que aprender mucha más astronomía práctica: el funcionamiento del telescopio de nuestro observatorio, el uso de telescopios portátiles, la toma de fotografías, etc.
Uno de los trabajos que realizo aquí —y que más me gusta— es asesorar y ayudar a los estudiantes que realizan su trabajo de investigación de bachillerato en astronomía. Al principio podíamos hacerlo de forma individual, pero actualmente ayudamos cada año a entre 100 y 150 estudiantes, por lo que ya no es posible hacerlo de ese modo. Por eso, desde hace más de 15 años organizamos los Campus de Astronomía: cursos teóricos y prácticos de verano donde enseñamos a los alumnos la astronomía real, aquella en la que, a partir de imágenes obtenidas con telescopios, se obtienen datos científicos. Gracias a estos trabajos hemos realizado numerosos estudios sobre distintos astros. Además, desde hace más de un año, publicamos cada mes un artículo en nuestra revista Astrum sobre algunos de estos proyectos que se pueden llevar a cabo.
En definitiva, para mí, la astrofísica amateur es la unión de la astronomía más teórica (astrofísica) con la astronomía más práctica (amateur).
En esta charla quiero presentaros tres ejemplos de trabajos de astrofísica amateur que, aunque pueden parecer complicados, están al alcance de todos nosotros. Solo hace falta tomar imágenes de distintos astros y aplicar algunas leyes de la física con matemáticas sencillas: el estudio de la nebulosa del Cangrejo, el cálculo de la distancia a Andrómeda y el análisis del cuásar 3C273.
Estudio de la nebulosa del Cangrejo
El 4 de julio del año 1054 apareció una nueva estrella muy brillante en el firmamento. El fenómeno fue tan espectacular que se denominó supernova. Hoy en día sabemos que no se trata del nacimiento de ninguna estrella sino de su muerte, que pone fin a su vida mediante una explosión extremadamente violenta.
Este destello pudo observarse a simple vista durante 653 noches consecutivas y, de forma excepcional, también fue visible a plena luz del día durante 23 días.
Lo sabemos gracias a las crónicas chinas de la época, que describen la aparición de una estrella muy brillante en esa región del cielo. También existen registros en Japón y en el mundo árabe, e incluso algún dibujo realizado en Sudamérica. En Europa, en cambio, no se conserva ninguna referencia, lo que refleja el declive cultural del continente durante la Edad Media.
Con el tiempo, la luz de la explosión se desvaneció y el fenómeno cayó en el olvido, hasta que en 1731 el astrónomo John Bevis, observando esa zona del cielo con telescopio, descubrió lo que hoy conocemos como los restos de una supernova.
Poco después, Charles Messier, que se dedicaba a la búsqueda de cometas, elaboró un catálogo de objetos difusos que podían confundirse con ellos. El primer objeto de ese catálogo, M1, es precisamente este resto de supernova.
En el siglo XIX, William Parsons, utilizando telescopios de gran tamaño, observó este objeto y lo denominó Nebulosa del Cangrejo, ya que los dibujos de la época recordaban la forma de un cangrejo. Hoy en día, gracias a los telescopios modernos, disponemos de imágenes espectaculares (figura 1).
Figura 1. La nebulosa del cangrejo fotografiado por el Telescopio Hubble
La Nebulosa del Cangrejo es un caso especialmente interesante porque es el resto de supernova más cercano a la Tierra, y por ello también más brillante. Además, en su interior alberga una estrella de neutrones. Cuando la estrella original explotó, su núcleo colapsó y se comprimió formando este tipo de objeto extremadamente denso. Esta estrella de neutrones puede observarse incluso con equipos amateurs, lo que convierte a la nebulosa en un auténtico laboratorio astronómico cercano.
¿Qué podemos medir? De la nebulosa podemos determinar su tamaño real y su velocidad de expansión. También es posible intentar detectar esa expansión comparando imágenes tomadas con varios años de diferencia. En cuanto a la estrella de neutrones, podemos estimar propiedades como su magnitud aparente, magnitud absoluta, luminosidad y temperatura superficial.
Para calcular el tamaño de la nebulosa, obtenemos varias imágenes, las pretratamos y las sumamos. Una vez obtenida una imagen limpia, calculamos su tamaño angular midiendo la distancia en píxeles entre dos puntos. Dado que las imágenes digitales están formadas por píxeles, podemos calcular la diagonal mediante el teorema de Pitágoras y, conociendo la escala angular por píxel, obtener el tamaño angular total. El resultado es de aproximadamente 6,18 minutos de arco.
Si conocemos este tamaño angular y la distancia a la nebulosa, podemos calcular su tamaño real mediante trigonometría. El resultado es de unos 11,32 años luz de diámetro.
Para estimar la velocidad de expansión, consideramos el radio (5,66 años luz) y el tiempo transcurrido desde el año 1054 (unos 969 años). Aplicando la relación velocidad = espacio / tiempo, obtenemos una velocidad aproximada de 1.728 km/s, es decir, alrededor del 0,5 % de la velocidad de la luz.
También es posible intentar observar directamente esta expansión comparando imágenes tomadas en años distintos. Tenemos una imagen de 2023 y otra más antigua de 2011. Las sobreponemos y vemos pequeñas variaciones debido a la expansión del gas.
En cuanto a la estrella de neutrones, se observa como un punto muy débil. Mediante técnicas de fotometría y utilizando estrellas de referencia, podemos calcular su magnitud aparente, que resulta ser de aproximadamente 16,2 (filtro V).
A partir de la magnitud aparente y la distancia, podemos determinar la magnitud absoluta, que es de unos 4,78. Con este valor, estimamos su luminosidad, que resulta ser comparable a la del Sol.
Esto es especialmente sorprendente si tenemos en cuenta que esta estrella tiene un radio de apenas unos 10 km, frente a los aproximadamente 700.000 km del Sol. A pesar de ser muchísimo más pequeña, emite una cantidad de energía similar.
Finalmente, utilizando las relaciones físicas entre luminosidad, radio y temperatura, podemos estimar su temperatura superficial, que alcanza unos 4,8 millones de grados.
Cálculo de la distancia de la galaxia de Andrómeda
El segundo ejemplo que quiero mostraros es el cálculo de la distancia a la galaxia de Andrómeda. Para entender su importancia, conviene situarlo en su contexto histórico.
El 1 de enero de 1925, Edwin Hubble publicó un artículo que marcó el inicio de la cosmología observacional moderna. Por primera vez en la historia se consiguió calcular la distancia a una nebulosa espiral, Andrómeda, obteniendo un valor de unos 900.000 años luz.
Este resultado implicaba algo revolucionario: aquella nebulosa no pertenecía a la Vía Láctea, sino que era una galaxia independiente. Por tanto, el universo estaba formado por muchas galaxias, y la Vía Láctea era solo una más. Hoy nos parece evidente, pero en los años 20 del siglo XX no lo era en absoluto.
Figura 2. La galaxia de Andrómeda
El 26 de abril de 1920 tuvo lugar el llamado Gran Debate en Estados Unidos. En un hotel se reunieron algunos de los astrónomos más importantes del momento. Se enfrentaban dos posturas: la de Harlow Shapley, que defendía que las nebulosas espirales estaban dentro de la Vía Láctea, y la de Heber Curtis, que sostenía que eran galaxias externas. El problema era claro: había que medir distancias… y no se sabía cómo hacerlo.
Cinco años después, Hubble resolvió la cuestión gracias a un descubrimiento previo de una gran astrónoma: Henrietta Leavitt. Leavitt formaba parte de las llamadas “computadoras de Harvard”, un grupo de mujeres que analizaban placas fotográficas y clasificaban estrellas según su brillo y espectro.
Leavitt, estudiando estrellas de la Nube de Magallanes —que se encuentran aproximadamente a la misma distancia— descubrió una propiedad muy importante de un tipo de estrellas variables: las cefeidas. Estas estrellas presentan una relación fundamental entre su período de variación y su magnitud absoluta: cuanto más luminosas son, más largo es su período de variación. Leavitt estableció así una relación entre el período y la magnitud absoluta.
Esto es clave: si conocemos la magnitud absoluta de una estrella y medimos su magnitud aparente (la luz que recibimos), podemos calcular su distancia.
¿Qué hizo Hubble? Fotografió la galaxia de Andrómeda y buscó estrellas variables. En una placa de 1923 identificó tres de ellas: dos eran novas, pero una resultó ser una cefeida. A partir de su período, aplicó la relación de Leavitt para obtener su magnitud absoluta. Comparándola con la magnitud aparente, pudo calcular la distancia a Andrómeda: unos 900.000 años luz.
Aunque este valor es inferior al real (hoy sabemos que es de unos 2,5 millones de años luz), fue suficiente para demostrar que Andrómeda se encuentra fuera de la Vía Láctea. Con ello se resolvió el debate: el universo está lleno de galaxias.
¿Podemos hacer este mismo trabajo los astrónomos amateurs? Por un lado tenemos telescopios mucho más pequeños (Hubble utilizó un telescopio de 2,5 metros, el mayor de su época); pero por otro lado disponemos de cámaras mucho más sensibles que las antiguas placas fotográficas. Aun así, el reto es enorme: se trata de medir estrellas de magnitud 18 o 19, extremadamente débiles.
Sin embargo, es posible. En 2021, un astrónomo amateur consiguió hacerlo y publicó su trabajo en la revista Sky & Telescope, demostrando que este tipo de medidas no son exclusivas de los profesionales.
En mi caso, intenté observar esta cefeida sumando imágenes. Con 15 minutos no se detectaba nada; con 30 tampoco; con 45 tampoco no era visible. Solo a partir de una hora de exposición total comenzó a aparecer un punto extremadamente débil, que mejoraba ligeramente con una hora y media.
El siguiente reto fue obtener una curva de luz, lo que implicaba seguir la estrella durante muchos días. Aquí surgieron dificultades importantes: la meteorología, la Luna y la disponibilidad del telescopio.
Otro problema fue seleccionar estrellas de comparación adecuadas. Para ello utilicé cartas de la AAVSO (Asociación Americana de Observadores de Estrellas Variables), que proporcionan estrellas de referencia bien calibradas. En nuestro campo había tres estrellas de magnitud 15, mientras que nuestra cefeida estaba entre magnitud 18 y 19.
Con la colaboración de otros observadores realizamos campañas durante enero y febrero de 2023. En total obtuvimos 21 observaciones, de las cuales 17 fueron útiles. No conseguimos una curva perfecta —sería necesario repetir el experimento en mejores condiciones—, pero sí logramos identificar el mínimo y el máximo de brillo, que es lo esencial.
A partir de la curva de luz obtuvimos un período de aproximadamente 33,9 días. Con la relación de Leavitt, determinamos una magnitud absoluta media de 15,72. La magnitud aparente media fue de unos 18,75. Con estos datos calculamos la distancia: aproximadamente 783.000 pársecs, es decir, unos 2,55 millones de años luz, muy cercana a la real.
El resultado fue muy satisfactorio. A pesar de las limitaciones y de las condiciones imperfectas, con técnicas de astronomía amateur pudimos reproducir un método histórico y obtener una distancia muy cercana al valor real.
El cuásar 3C273
Y el tercer ejemplo de astrofísica amateur del que os quiero hablar es el estudio del cuásar más famoso: el 3C273. Veamos también su contexto histórico.
A finales de los años 50 del siglo XX, con antenas de radio se descubrieron fuentes puntuales que emitían ondas de radio. En los años 60 se creó el Tercer Catálogo de Cambridge, conocido como 3C, y los objetos se denominaban 3C1, 3C2, 3C3, etc., correspondientes a fuentes detectadas en radioastronomía.
Estos objetos no tenían contraparte óptica: no se sabía que lo que se veía en radio también pudiera observarse en luz visible. Pero en 1960 se encontró la primera contraparte óptica.
En 1962 se aprovechó un eclipse lunar: la Luna pasó por delante de una de estas fuentes, el 3C273. El astrónomo Martin Smith midió cuándo el objeto dejaba de emitir ondas de radio y cuándo volvía a aparecer. Como conocemos con precisión la posición de la Luna, se pudo determinar exactamente la posición del objeto. Así se identificó un punto brillante en el cielo en luz visible: el 3C273.
Con el telescopio de Monte Palomar, un instrumento de 5 metros de diámetro, se obtuvieron espectros de este objeto. Un espectro descompone la luz en diferentes longitudes de onda y muestra líneas que permiten identificar elementos químicos. En este caso, los espectros eran muy extraños y no se entendían inicialmente.
Más tarde se descubrió que aquellas líneas eran conocidas, pero estaban fuertemente desplazadas hacia el rojo. Cuando un objeto se aleja de nosotros, su luz se desplaza hacia longitudes de onda más largas: esto es el corrimiento al rojo. Por tanto, aquel objeto se alejaba muy rápidamente y, según la ley de Hubble, eso implicaba que estaba muy lejos. Los objetos cercanos presentan desplazamientos pequeños, mientras que los objetos lejanos muestran desplazamientos grandes. Esto establecía una relación directa entre velocidad de recesión y distancia.
Estos objetos brillaban como estrellas, pero estaban mucho más lejos, lo que significaba que emitían una cantidad de energía enormemente grande.
Unos años después, un astrónomo chino que trabajaba en Estados Unidos a estos objetos los denominó “quasi-stellar radio sources”, y de ahí derivó el término cuásares (cuasi estelares). Inicialmente se pensaba que todos emitían radio, pero después se vio que solo un 10% lo hacía. Así, el término se simplificó a “quasi-stellar sources”.
Fueron necesarios unos 20 años para entender qué eran realmente. Hoy sabemos que los cuásares son agujeros negros supermasivos en el centro de las galaxias, que están acumulando gas y estrellas de su entorno. Este material forma un disco de acreción, que emite una enorme cantidad de radiación antes de caer en el agujero negro. Por eso los vemos como puntos extremadamente brillantes y lejanos.
En algunos casos también se observan chorros de materia (jets) que salen del centro. Con el tiempo se descubrieron diferentes tipos de objetos relacionados: cuásares, blazares, radiogalaxias… Todos ellos se unificaron como galaxias activas con un agujero negro central muy energético.
El cuásar 3C273 es el primero y más famoso de todos, y también se puede estudiar con medios amateurs. Veámoslo.
Para ello, se obtienen imágenes del campo estelar donde se encuentra el cuásar. Aunque parece una simple estrella sabemos que es un cuásar. Sumamos y calibramos las imágenes para obtener una imagen limpia.
Con estrellas de comparación y midiendo los flujos de luz (ADU), se calcula su magnitud aparente y se obtiene un valor de 12,7 (filtro R). Esto significa que es un objeto observable con telescopios medianos.
Figura 3. El cuásar 3C273
Los cuásares son variables: su brillo cambia con el tiempo. En el momento de la observación, la magnitud del 3C273 estaba alrededor de 12,7, pero puede variar entre 12,4 y 12,9.
Para calcular la distancia, se necesita un espectro, que se puede obtener fácilmente en la literatura científica. En el espectro del 3C273 se observan líneas de emisión del hidrógeno, como H-alfa, H-beta y H-gamma. Estas líneas tienen longitudes de onda conocidas, pero en el espectro observado están desplazadas hacia el rojo. El desplazamiento se calcula con el parámetro z:
z = (λ_observada − λ_teórica) / λ_teórica
Calculándolo para varias líneas y haciendo la media, se obtiene z ≈ 0,157 (coherente con el valor real de 0,158).
Con este desplazamiento se calcula la velocidad de recesión, que resulta ser de unos 43.751 km/s.
Utilizando la ley de Hubble, se puede estimar la distancia. Con una constante de Hubble de unos 67 km/s/Mpc, se obtiene una distancia de unos 2.100 millones de años luz (su valor real es de unos 2.400 millones de años luz).
Esto significa que estamos observando un objeto cuya luz salió hace más de 2.000 millones de años, cuando en la Tierra había formas de vida muy simples, como bacterias.
A partir de la magnitud aparente y la distancia, se puede calcular la magnitud absoluta, que es de unos −26,3. Con esto se calcula la luminosidad: aproximadamente 2,75 billones de veces la del Sol. Es decir, este cuásar emite tanta energía como billones de soles, lo que hace que sea mucho más brillante que toda una galaxia entera.
Finalmente, se puede estimar la masa del agujero negro central mediante el límite de Eddington, que establece el equilibrio entre la fuerza de gravedad y la presión de radiación. El resultado es una masa mínima de unos 8,2 × 10⁷ masas solares, aunque el valor real es mayor (de 10⁹ masas solares).
Con esta masa se puede calcular el radio de Schwarzschild, que es aproximadamente de 1,2 unidades astronómicas: la zona de peligro del agujero negro es comparable a la distancia entre el Sol y la Tierra.
Según la física cuántica, a los agujeros negros se les puede asignar una temperatura teórica, dada por una fórmula sencilla. Si la calculamos para este cuásar, se obtiene una temperatura de unos 10⁻¹⁵ K, extremadamente baja.
Y si los agujeros negros tienen temperatura, significa que emiten radiación: la llamada radiación de Hawking. Se puede calcular fácilmente y, en el caso del 3C273, se obtiene un valor de 2,32·10⁻⁶⁸ W/m², también insignificante.
Y si pierden energía en forma de radiación, también se puede calcular su tiempo de vida. En el caso del 3C273, resulta que vivirá unos 10⁷⁵ años, mucho más que la edad actual del universo. Por tanto, estos objetos son prácticamente eternos a escala cósmica.
En definitiva, con esta charla quería convenceros de que con vuestros instrumentos astronómicos amateurs podéis realizar cálculos de muchos de los astros que se ven en el firmamento; es decir, podéis hacer astrofísica amateur.
Si queréis ver más ejemplos, los encontraréis en la revista Astrum, donde cada mes publicamos uno distinto.