ASTRONÓMICA

Conferencia de la Astronómica de Sabadell. Jordi Jofre, 30 de octubre de 2024

La disciplina exoplanetaria tiene 40 años de existencia. Desde entonces -y este es el último dato que tengo del mes de mayo- estamos a punto de ver los 6.000 descubrimientos de exoplanetas. La mayoría de ellos descubiertos a partir de dos técnicas, principalmente, la del tránsito y la de la velocidad radial. Sin embargo, se están incorporando nuevos métodos de detección, basados en imagen directa. No solo se han detectado muchos nuevos exoplanetas, sino que, además, a nivel de artículos científicos ha habido una gran explosión sobre todo en los últimos 10-15 años. Y el nivel de divulgación también ha crecido mucho dentro de la comunidad. Y esto es así porque el hecho de trabajar en exoplanetas o pensar en exoplanetas nos lleva a esta fascinación que tiene el ser humano desde el inicio de los tiempos por saber si existe más vida en el Universo.

Figura 1. Portada de la película “Interstellar” (2014)

Es posible que haya vida fuera de nuestro Sistema Solar y esto nos lleva a la paradoja de Fermi: nuestra Vía Láctea tiene entre 200.000 y 400.000 millones de estrellas, en la mayoría de ellas debe haber planetas, y en un tanto por ciento de ellos habrá aparecido la vida. ¿Si es así, cómo puede ser que no tengamos ningún indicio de vida extraterrestre? La intuición nos lleva a pensar que quizás sí que hay algunos rincones de nuestra galaxia donde existen exoplanetas con vida, pero no podemos asegurarlo.

De hecho, hasta los años 70, todo lo que era ciencia exoplanetaria era visto de un modo algo esperpéntico, hablaban de ello sólo personas pseudocientíficas. Fue a partir de la década del 70, con astrónomos de primer nivel como Frank Drake o Carl Sagan, que empezaron a ponerse las bases de la ciencia exoplanetaria de hoy en día. Habréis oído hablar de la famosa ecuación de Drake, que sirve para calcular el número de civilizaciones tecnológicas que pueden existir en nuestra galaxia. Para ello usa distintas variables, como por ejemplo el índice de formación estelar, la cantidad o porcentaje de estrellas que pueden crear planetas, etc. Lo que pasa que muchas de estas cantidades nos son desconocidas y de momento no puede calcularse este número. Ahora bien, esta fórmula sirvió para poner ciencia a la nueva ciencia de los exoplanetas.

Figura 2. Ecuación de Drake sobre el número posible de civilizaciones que pueden existir.

Observaciones radio

Y así es como comenzó este camino, concretamente con observaciones radio a la frecuencia de 1.420 MHz. En los años 70, Frank Drake empezó el proyecto OSMA, que fue el precursor de lo que más adelante sería el Instituto SETI. Junto a Carl Sagan, fueron dos personas líderes dentro del Instituto SETI y de la divulgación de la astronomía en la sociedad. Este instituto obtuvo financiación del gobierno de Estados Unidos a lo largo de las décadas de los 70, 80 y 90, y con el radiotelescopio de Arecibo -que ya no está en funcionamiento- se enviaron algunos mensajes hacia el espacio (mensaje de Arecibo).

Figura 3. Carl Sagan y Frank Drake, fundadores del Instituto Seti

En esa época se pensaba que seríamos capaces de contactar por radio con civilizaciones de otros sistemas estelares. La realidad, sin embargo, es que no se logró ninguna evidencia de ninguna recepción de señal extraterrestre. Lo único destacable -o de lo que siempre nos quedará la duda- es la señal “WOW”, que se captó en 1977 y que todavía hoy no se explica a qué puede atribuirse.

Observar en radio tiene ventajas respecto a otras longitudes de onda. La primera, y muy evidente, es que la atmósfera terrestre es permeable en la banda de radio. Es decir, entre 10 MHz y unos 300 GHz, las señales de radio son observables desde la superficie terrestre, lo que no ocurre en otras longitudes de onda. La segunda es que la extinción interestelar afecta menos a las frecuencias de radio. Es decir, el polvo y el gas que hay en el medio interestelar atenúan menos las señales que se encuentran en este rango de frecuencias.

En la época de Carl Sagan y de Frank Drake se creía que, si existía una civilización lo suficientemente desarrollada tecnológicamente como para poder emitir señales de radio, lo haría en la banda de radio, y más concretamente en los 1420 MHz (21 cm) porque es la emisión del hidrógeno neutro. El hidrógeno neutro es un estado de los átomos hidrógeno en el que el electrón y el protón tienen el mismo espín (el mismo sentido de giro). Cuando el electrón cambia el espín -que por cierto solo ocurre de media una vez cada 10 millones de años por cada átomo de hidrógeno- emite luz a esta longitud de onda de 21 cm. 

Condiciones principales para la habitabilidad planetaria

Estos primeros astrónomos interesados en la posible vida extraterrestre estudiaron las principales condiciones para la habitabilidad planetaria.

El primer punto a tener en cuenta es la clase espectral de la estrella en torno a la cual orbita el exoplaneta. Porque las estrellas más masivas y calientes, las que son de tipo espectral O, B y A, se cree que no pueden tener planetas, ya que son 100% radiativas, con vientos estelares potentísimos, y que fotoevaporan el disco estelar en las etapas iniciales de creación. Esto no es lo que ocurre en estrellas más frías, tipo F, G, K o M, por ejemplo.

El segundo punto importante a tener en cuenta es la distancia a la estrella, lo que se conoce como zona de habitabilidad. Un exoplaneta para que pueda tener condiciones de climatología, y sobre todo de temperatura adecuadas, debe estar a una distancia óptima, ni demasiado cerca de la estrella ni demasiado lejos.

En tercer lugar, debe haber estabilidad orbital. Es decir, la estrella no puede sufrir perturbaciones gravitatorias de otros cuerpos u objetos que se encuentren en las inmediaciones de la estrella para favorecer que haya esta estabilidad.

En cuarto lugar, debe haber agua. Sabemos que el agua es el disolvente esencial para que la química del carbono pueda surtir efecto y, con las condiciones necesarias, pueda evolucionar tal y como lo ha hecho en la Tierra, que es el único tipo de vida que nosotros hemos podido estudiar y conocer.

Y los últimos dos puntos son los más importantes para la vida, y además son los que derivan en la explicación que haremos después de emisiones radio. Son los siguientes: El planeta debe tener una atmósfera que permita las condiciones de climatología que favorezcan la evolución de la vida. Y también es muy importante la presencia de campo magnético, el cual tiene un doble efecto: por un lado, es capaz -como si fuera un escudo- de rechazar o expulsar todas las partículas cargadas del viento estelar que continuamente lo están bombardeando, y en segundo lugar preserva la atmósfera. Si no existiera un campo magnético, las partículas altamente energéticas de los vientos estelares romperían los enlaces químicos de las moléculas y todos estos elementos se evaporarían. Esto es lo que se cree que ocurrió en Marte.

Pues bien, de todos estos puntos, uno de los que parece ser clave es si un exoplaneta tiene campo magnético. ¿Cómo podemos detectar campo magnético en un exoplaneta? Enviar sondas con instrumentación para medir campo magnético no es posible, y por tanto debemos intentar realizar detecciones de manera indirecta.

Caracterización SPI (Star-Planet Interacción)

En las interacciones entre estrellas y exoplanetas nos fijaremos en dos elementos fundamentales: los vientos estelares, que son estas partículas cargadas que son expulsadas a grandes velocidades en el medio interplanetario; y los campos magnéticos planetarios. La interacción entre ambos es clave para entender la radiación ciclotrónica.

Figura 4. Viento estelar (Izquierda) i campos magnéticos planetarios (derecha).

1. Los vientos estelares

Una estrella está hecha de plasma, un estado de la materia que tiene lugar cuando ésta se encuentra en unas condiciones extremas de presión y temperatura. Los electrones son arrancados de los núcleos atómicos y fluyen libremente por la fotosfera. De la misma forma, en la fotosfera tenemos unos campos magnéticos muy intensos -estamos hablando de estrellas convectivas- que aceleran estas partículas y las expulsan hacia el medio interplanetario.

Hay muchos estudios que intentan caracterizar cómo es el viento estelar, qué intensidad tiene, qué forma tiene, etc. Os daré un pequeño apunte: el viento estelar es función de la tasa de rotación de la estrella. Si la estrella rota muy rápidamente, la estrella se allana por los polos y el viento estelar sale, sobre todo, por las regiones ecuatoriales de la estrella. Sin embargo, si la estrella rota más lentamente, el viento estelar sale de forma uniforme de toda la esfera.

1. Las magnetosferas planetarias.

Existen dos tipos de magnetosferas distintas: las intrínsecas y las inducidas. En las magnetosferas intrínsecas, la propia dinámica interna del planeta le dota de campo magnético. Algunos ejemplos conocidos son la Tierra, Júpiter, Neptuno, etc. En Júpiter, por ejemplo, parece que existe un núcleo líquido de hidrógeno, y eso es lo que le proporciona esta propiedad. El otro tipo son las magnetosferas inducidas. Hay planetas que carecen de campo magnético propio, y la interacción del viento estelar se da con las capas superiores de la atmósfera planetaria. En el caso del Sistema Solar tenemos a Venus y Marte.

En cualquier caso, lo que aquí es importante es que la configuración magnética de un planeta depende de su propia dinámica interna, pero también de la magnetosfera del sistema estelar.

¿Qué rol tiene tener un campo magnético en un planeta? Lo primero, como hemos dicho antes, nos protege contra la radiación. Si no dispusiéramos de un campo magnético, las partículas altamente energéticas nos impactarían y destruirían el tejido celular, y sería incompatible con la vida tal y como la conocemos. Por tanto, es un escudo imprescindible. Y además, el hecho de tener una atmósfera permitió tener agua líquida en la superficie terrestre, y esto facilitó la química del carbono, imprescindible para la vida tal como la conocemos en toda la Tierra.

La mayoría de planetas del Sistema Solar tienen campo magnético. Curiosamente, vemos también que sus ejes de rotación muchas veces no coinciden con sus ejes magnéticos. Júpiter es el planeta que tiene el campo magnético más potente del Sistema Solar (entre 10 y 15 Gauss) y la Tierra es el segundo (0,6 G). Así, el campo magnético de Júpiter es unas 15-20 veces más potente que el de la Tierra.

Figura 5. Campos magnéticos de algunos planetas del Sistema Solar

Cuando las partículas cargadas procedentes del Sol entran en interacción con los campos magnéticos de los planetas dan lugar el Cyclotron -Maser Instability o radiación ciclotrónica. Lo que sucede es que algunas de estas partículas cargadas son rechazadas o rebotan en el campo magnético, pero otras se cuelan, siguiendo las líneas de campo magnético, hacia dentro y se dirigen hacia los polos magnéticos en trayectorias helicoidales - en espiral-. Cuando esto ocurre, los electrones emiten luz, que es la radiación ciclotrón, con una frecuencia muy concreta. Esta frecuencia depende de la intensidad del campo magnético del planeta. Cuanto más intenso sea éste, a mayor frecuencia veremos la señal radio.

También es importante observar que las regiones en las que existe emisión radio, ésta se produce a lo largo de las líneas de campo, pero es más intensa cuando las líneas de campo se cierran sobre sí mismas, típicamente sobre los polos magnéticos. En la figura 6 lo vemos dibujado como un anillo de color azul.

 Figura 6. Máxima emisión de la radiación ciclotrón

Características de la emisión CMI

Algunas características importantes de esta emisión son:

1. Sólo entre un 1 y un 5% de las partículas del viento solar son las que provocan este efecto. Es decir, una porción muy pequeña realmente de las partículas del viento estelar.
2. El máximo de emisión coincide con la región en la que las líneas de campo magnético se cierran.
3. La frecuencia de esta emisión vale 2,8*B (Mhz) donde B es el campo magnético del planeta.
4. Esta radiación es perpendicular al eje magnético. Según el punto de vista en el que vemos el planeta, la radiación apuntará hacia nosotros, como si de un faro se tratara.
5. Este tipo de radiación está caracterizada por ser polarizada circularmente, la cual la hace fácil de detectar.
6. Y en lo que se refiere a la intensidad, está modulada según la ley de radiometría de Bode, que básicamente nos dice que depende de la intensidad del campo magnético de la estrella y también del planeta. Es decir, cuanto más intensos sean ambos más luminosa será esta emisión.

A lo largo de la órbita del exoplaneta, cuando éste apuntaría hacia la Tierra, nos llegaría esta radiación ciclotrón, es decir en cada órbita nos iluminaría como con una linterna. Veríamos una especie de pulsaciones, como un faro marino.

Ejemplos de emisiones CMA

Vamos a hablar de diferentes ejemplos. El primero es Tau Bootis b, exoplaneta descubierto en 1996 en la constelación del Boyero. Es un Júpiter caliente, es decir, un planeta gaseoso muy cerca de su estrella (menos de 0,05 unidades astronómicas), con un período de traslación de sólo 3,3 días. Se estima que este planeta tiene un campo magnético de entre 5 y 11 Gaus, más o menos similar a Júpiter, y el hecho de que esté a esta distancia de la estrella a la que orbita, junto con este campo magnético, hace que tenga una frecuencia ciclotrón entre 10 y 40 MHz. Si desde la Tierra fuéramos capaces de observar este exoplaneta deberíamos escuchar en la banda de entre 10 y 40 MHz.

El segundo ejemplo es el de YZ Ceti b, planeta rocoso que también está en una órbita muy cercana a la estrella a la que orbita, una estrella de tipo espectral M muy magnética. Fue descubierto en 2017, tiene un radio similar al de la Tierra y tiene una masa también algo más pequeña que la de la Tierra. En este caso, se estima que este exoplaneta tiene un campo magnético de 0,3 G, similar al de la Tierra, y debe emitir una radiación ciclotrónica de unos 5 MHz.

Modelos de interacción entre flujos de plasma y obstáculos

¿La radiación ciclotrón que se genera como consecuencia de la interacción entre una estrella y un planeta es el único escenario en el que puede haber este tipo de emisión radio? La respuesta es que no, y en el Sistema Solar tenemos un ejemplo muy interesante y que ha sido muy estudiado desde hace años: la emisión que se genera en los polos magnéticos de Júpiter.

Como hemos dicho antes, Júpiter es un planeta con un campo magnético potente y con distintas lunas que lo orbitan. Estas lunas, aunque carecen de campo magnético, inducen un flujo de partículas hacia las regiones polares de Júpiter, provocando este mismo fenómeno. El satélite Io no tiene campo magnético propio, pero sí tiene una muy fuerte actividad volcánica que le produce una pequeña atmósfera a su alrededor. Cuando las partículas de esta atmósfera reciben radiación, se ionizan y aparecen electrones libres. Al girar en torno a Júpiter, cruza las líneas de campo magnético del planeta y se produce el fenómeno que hemos descrito anteriormente: los electrones son acelerados a través de estas líneas y están dirigidos hacia el polo magnético de Júpiter. Durante este camino van emitiendo radiación ciclotrónica, con un máximo cerca de los polos magnéticos del planeta. Y todos estos electrones, a través de interferencia constructiva, están en fase y se produce una emisión coherente.

Detección de emisión CMI extrasolar: exoplanetas orbitando estrellas magnéticas tipo M

El estudio de este tipo de interacción en el caso de Júpiter y su satélite Io ha sido muy importante porque nos ha permitido proyectar este caso fuera del Sistema Solar. Y se ha visto que, a día de hoy, con la instrumentación de la que disponemos, no es posible detectar radiación ciclotrón que provenga de un planeta como Júpiter que se encuentre a la distancia que está Júpiter del Sol. Ahora bien, los investigadores han calculado a qué distancia debería estar un planeta como Júpiter de su estrella para poder detectar su radiación ciclotrón, y el resultado es que no puede ser mayor que 0,05 UA, es decir, muy cercana a la estrella. Un ejemplo de exoplaneta candidato que cumple estas características es próxima Centauri b, el exoplaneta más cercano a nosotros.

Habitabilidad en exoplanetas orbitando estrellas magnéticas

Lo que ocurre es que, si un planeta tiene que estar muy cerca de su estrella y además en su zona habitable, significa que la estrella tiene que ser fría, de tipo M, y aquí surge la siguiente pregunta: ¿Es posible que existan exoplanetas habitables con planetas que están orbitando estrellas de este tipo? Pues existen dudas serias. Estas estrellas de tipo M, tan magnéticas, tienen una actividad fotosférica muy violenta y turbulenta, y eyectan una gran cantidad de masa al medio interplanetario. Hay dudas muy serias de que un planeta que está muy cerca de una estrella de este tipo pueda tener las condiciones de estabilidad atmosférica, mantener la magnetosfera, y por tanto que pueda tener vida.

Observaciones radio CMI con LOFAR

Para estudiar la emisión ciclotrón de los exoplanetas en Europa tenemos el proyecto Low Frequency Array. Este proyecto empezó a operar en Países Bajos en mayo de 2012, y rápidamente se expandió con miles de antenas distribuidas en distintos países de Europa. A través de técnicas de interferometría, somos capaces de observar en estas longitudes de onda emulando antenas de grandes proporciones y podemos obtener resoluciones angulares muy significativas. Se está observando entre los 10 y 240 MHz, y si bien es cierto que a día de hoy todavía no se ha detectado ninguna emisión CMI de un exoplaneta, sí que existen diferentes exoplanetas candidatos y se espera que en los próximos meses o años realmente se pueda detectar.

El telescopio James Webb recientemente ha empezado a estudiar exoatmósferas con detalle gracias a su instrumentación infrarroja. El estudio de exoatmósferas es muy interesante para saber qué gases contienen y ver si nos indican la presencia de vida o no. Estudiar cómo funcionan los campos magnéticos en exoplanetas será otra pieza clave del puzzle que todavía nos queda por entender.

Conclusiones

Las conclusiones de la charla serían:

1. Las observaciones radio aportan claros beneficios en la exploración exoplanetaria.
2. A día de hoy no podemos detectar tierras ni júpiteres en órbitas mayores que 0,05 UA.
3. La primera detección más plausible es de júpiteres calientes orbitando estrellas enanas magnéticas.
4. Son observaciones muy complejas. Son imprescindibles unos buenos moldeados SPI para las primeras detecciones dada la naturaleza de la emisión CMI (aniotrópica, haz estrecho, dependencia con la órbita, alineación con la Tierra, etc.)

Coloquio

Las antenas que intentan detectar esta radiación parecen planas, en contra de éstas que existían en Arecibo. ¿Nos puedes contar un poco más cómo son estos telescopios?
Son telescopios de gran apertura. Algo que sí sabemos es que cuanto más corta es la longitud de onda, menores pueden ser las antenas. Por eso, las antenas de nuestros teléfonos móviles son super pequeñas, de hecho, están incrustadas dentro del teléfono, porque están escuchando a frecuencias de varias GHz. En cambio, cuando tenemos frecuencias bajas, necesitamos más apertura para ser capaces de poder albergar lo que es un ciclo de la señal dentro de la antena, poder tratarlo después digitalmente a partir de los receptores, etc. Sí que tenían cierta curvatura, no eran completamente planas.

Las señales WOW, ¿se sabe alguna otra cosa, alguna hipótesis de qué podían ser?
Realmente no se conoce a qué se debió aquella señal. Cabe pensar también, que en aquella época había mucha competición tecnológica entre las dos grandes potencias: Estados Unidos y la Unión Soviética, y se ha especulado mucho sobre si esta señal pudo ser producida por la Unión Soviética.

¿Para que haya campo magnético es necesario que haya un núcleo de hierro grande?
Lo que sabemos es que cuando tenemos un núcleo con electrones en movimiento, éstos generan un campo magnético. Entonces necesitamos que haya rotación. Evidentemente, cuanto más masa -o cuanto mayor volumen de electrones estén en rotación- mayor será el campo magnético que se producirá.

Conferencia de la Astronómica de Sabadell. Joan Carles Carles, 6 de noviembre de 2024

El 19 de octubre del año 1989 se produjo un incendio en la parte convencional de la central nuclear de Vandellòs. Lo que en principio era un incendio en la parte externa del edificio del reactor acabó con unas consecuencias graves e importantes para el resto de la instalación. Este incendio en la escala internacional de clasificación de incidentes y accidentes nucleares de la OIE se clasificó como nivel 3 y hasta el momento ha sido el incidente más grave de las centrales nucleares españolas.

Antecedentes

En los años 50 el estado español inició el desarrollo y la apuesta por la energía nuclear. Inicialmente se creó un organismo, la Junta de Energía Nuclear, que provenía de estamentos militares, y que se encargaba de efectuar la investigación y el desarrollo de posibles proyectos nucleares en el Estado español.

En 1964, con la ley 25.64 de energía nuclear, se establecieron las bases para el desarrollo de este tipo de energía en el estado español. Y este organismo, que inicialmente se había creado con un carácter más de investigación y desarrollo, se le otorgó también la función de la inspección y la emisión de informes sobre la seguridad de las instalaciones nucleares y radiactivas. Esta ley todavía está en vigor, con muchas modificaciones, incorporaciones y desarrollos posteriores. Como consecuencia de todo ello, el estado español decidió la creación, construcción y puesta en marcha de las tres primeras centrales nucleares, la primera generación de estas centrales. Hoy en día, todas ellas ya están cerradas, no hay ninguna que esté en funcionamiento.

La primera fue la central nuclear de José Cabrera, situada en Zorita, en la provincia de Guadalajara. Era una central de tecnología de agua ligera, de agua a presión, y el fabricante fue Westinghouse, tecnología americana. Producía 160 MW y estuvo en funcionamiento desde 1968 hasta 2006.

La segunda fue la central nuclear de Garoña. Era una central también de agua ligera, pero en lugar de agua a presión, esta era de agua en ebullición. Y la tecnología también era americana, de la empresa General Electric. Producía una potencia eléctrica de 460 MW y estuvo en funcionamiento desde 1971 hasta 2017.

Finalmente, la tercera fue la central de Vandellòs 1. Era una tecnología totalmente diferente a las dos anteriores, ya que era de uranio natural y grafito gas, con una potencia eléctrica de 500 MW. Se puso en funcionamiento en 1972, y fue productiva hasta 1991, cuando se decidió su parada definitiva.

Los planes energéticos posteriores, que se desarrollaron en el estado español durante los años 1972, 1975 y 1979, pusieron en marcha una segunda generación de reactores de agua ligera. Es decir, con esta segunda generación de reactores se optó por la tecnología de Westinghouse o de General Electric. Ya no hubo otra central con la tecnología de Vandellòs 1.

En 1979 hubo en Estados Unidos un accidente nuclear importante, el accidente de Fremont Island 2, en el que se produjo una pérdida de refrigerante del reactor. Esta central era de agua a presión, y fue un accidente con consecuencias graves, tanto para la instalación como por la emisión de radioactividad hacia el exterior. En la escala internacional de los accidentes, se clasificó como nivel 5. Esto supuso que el programa de expansión de la energía nuclear que había en aquellos momentos en todo el mundo, sobre todo en dos países, Francia y Estados Unidos, se detuvo. Terminaron de construirse algunas centrales que estaban en proceso de construcción, se siguió manteniendo las que estaban en marcha, pero en Estados Unidos no se construyó ninguna más. Por el contrario, Francia continuó con su programa de desarrollo de la energía nuclear y fue completando su parque de centrales nucleares.

En 1980 se produjo otro accidente nuclear importante, esta vez en la central francesa de Saint Laurent des Eaux. Este accidente tuvo un impacto directo sobre Vandellós 1, ya que era una central con la misma tecnología y con el mismo tipo de desarrollo. Este accidente se clasificó como nivel 4.

Como consecuencia de estos accidentes y de otros problemas, en 1984 en España se decretó una moratoria nuclear. En aquel momento se estaban construyendo y se habían ya puesto en marcha algunas otras centrales, por ejemplo, la de Ascó, y supuso el paro definitivo de las dos centrales que se estaban construyendo en Valdecavalleros, en Extremadura, y de las dos que ya estaban en fase avanzada, en Lemoniz, en el País Vasco. Esta moratoria nuclear, finalmente, la terminamos pagando todos nosotros con el recibo de la luz.

Central nuclear de Vandellós 1

Vamos a ver un poco como era la tecnología de la central de Vandellòs y porque era tan diferente de las demás centrales que son las que han continuado en funcionamiento en todo el mundo, que básicamente son las centrales de agua ligera.

La central de Vandellòs era una central de tecnología de uranio natural y grafito gas. Sus características eran que el combustible que se utilizaba para la producción de la reacción nuclear dentro del reactor, era de uranio natural. En las demás centrales, el combustible es uranio enriquecido (235).  El moderador era el grafito, y el refrigerante, el que extrae el calor que se producía durante la reacción nuclear, era anhídrido carbónico a presión dentro del edificio del reactor. Tenía una potencia aproximadamente de 500 MW, aunque por algunos problemas de diseño se limitó su potencia a unos 400-420 MW.

Mientras que las otras centrales de agua ligera disponían de tres barreras de protección, ésta sólo tenía dos. La primera era el propio elemento combustible, la vaina de uranio natural; la segunda era el edificio del reactor; y la tercera era el edificio de contención. En el caso de Vandellós 1 este último era un edificio meramente de protección contra los fenómenos atmosféricos, pero no tenía la capacidad de contener gases radiactivos ni otros productos que se pudieran liberar del núcleo del reactor. Por lo tanto, vemos una primera singularidad importante en esta central, que sólo tenía dos barreras. 

Figura 1. Descripción del reactor de Vandellòs 1

Otra característica importante -que jugó un papel relevante durante el accidente- era que este tipo de centrales tenían una proporción de quemado de combustible muy baja comparada con los reactores de agua ligera. Estamos hablando de una proporción de prácticamente una décima parte. Esto, por un lado, hacía que la evacuación del calor generado, sobre todo cuando se llegaba a la parada, fuera mucho más fácil que en los reactores de agua ligera, pero, por el contrario, los costes de este tipo de centrales eran más altos porque, para conseguir una potencia similar, se necesitaba más volumen, y los núcleos de este tipo de reactores eran mucho más voluminosos que los de agua ligera. De ahí también la dificultad de situar un reactor de este tipo dentro de un edificio de contención.

La central de referencia que tenía Vandellòs 1 era la central francesa de Saint Laurent des Eaux, donde había dos unidades como ésta. De hecho, los franceses fueron los que desarrollaron y llevaron esta tecnología a la fase de explotación. 

Otra característica que tenía esta central era que su mantenimiento, ya que se podía hacer en funcionamiento, no había que pararla. En la imagen (figura 2) podemos ver una fotografía del edificio del reactor donde había una máquina, importante desde el punto de vista de ingeniería, porque podía realizar una serie de misiones complicadas: situarse sobre la losa del reactor, abrir los canales que había por encima del reactor, mantener la refrigeración y extraer el combustible gastado. Todo ello con el reactor en funcionamiento.

Después se movía a través de unos raíles para extraer el combustible gastado para llevarlo al edificio de las piscinas donde se almacenaba. Al cabo de un tiempo, y después de haberse enfriado, este combustible se transportaba a Francia en tren, el llamado tren nuclear. En Francia se hacía el reprocesado del combustible, se separaban las partes de los elementos radiactivos de las partes metálicas más convencionales. Esta era otra singularidad de este tipo de centrales.

Figura 2. Edificio del reactor

Quien puso en marcha y explotó esta central durante todos los años que funcionó fue HIFRENSA, que era un consorcio de empresas de las que había cuatro catalanas (Vallès, GIV, FECSA, SEGRE) junto con el socio mayoritario: Electricité de France, que tenía el 25% del consorcio, y era también la que explotaba las dos centrales de Saint Laurent des Eaux.

Se inició su construcción en 1968 y comenzó la explotación comercial en 1972, con un permiso de explotación provisional. La experiencia operativa durante todos estos años fue muy satisfactoria, sobre todo si se compara con las centrales de referencia de Saint Laurent des Eaux, que tuvieron dos accidentes bastante graves. El 17 de octubre de 1969 -unos 20 años antes- un error en la máquina de recarga del combustible produjo daños en cinco elementos combustibles de la central SLA1, lo que implicó que se tuviera que parar y estuvo un año parada para poder sacar todos estos elementos de dentro del reactor y poderla volver a poner en funcionamiento. Y el 13 de marzo de 1980 se produjo el otro accidente ya mencionado, en la central SLA2, donde dos elementos combustibles se fundieron y la central estuvo parada durante tres años para extraer todo el material radiactivo. Fue un accidente de nivel 4 porque hubo la liberación de una parte de productos de fisión a la atmósfera.

Estas dos centrales se pararon definitivamente en los años 1990 y 1992, pero hay que decir que, a finales de los años 60, con lo que los franceses llamaron la "guerre des filieres", la tecnología de los reactores de agua ligera ganó la batalla sobre los reactores de grafito graso. Aunque los franceses habían sido los que habían desarrollado la tecnología de los reactores de grafito gas y que la tecnología del agua ligera venía de Estados Unidos, los franceses optaron por esta segunda tecnología, sobre todo por un tema de costes económicos. Es decir, que ya a partir de los años 70 se puede decir que esta otra tecnología había quedado totalmente al margen. Se habían construido algunas centrales en Francia y en el Reino Unido, en total seis o siete centrales, pero se fueron parando todas ellas.

Sin embargo, el 29 de abril de 1982 se concedió el permiso definitivo de explotación a la central de Vandellós 1. Es un hecho bastante excepcional y que no se explica muy bien cómo se produjo, sobre todo en estas fechas.

Consejo de Seguridad Nuclear

Continuando con este repaso de memoria histórica de la energía nuclear en nuestro país, os explicaré un poco la historia del Consejo de Seguridad Nuclear, que era el organismo al que yo pertenecía como inspector y en el que estuve trabajando hasta el año 1991.

El Consejo es un organismo independiente, que fue creado por la ley 15.80. Se le encargaron las funciones de vigilancia y control de las instalaciones nucleares y radiactivas. Anteriormente esta vigilancia la realizaba la Junta de Energía Nuclear (posterior FIEMAT), pero siguiendo un poco el modelo americano de separación del poder ejecutivo con las tareas de vigilancia, se creyó oportuno hacer esta separación y crear este organismo, que es independiente del Ministerio de Industria y sólo informa directamente al Congreso de los Diputados y cuando la comisión de industria y energía del Congreso se lo pide.

En 1982 se incorporaron los primeros funcionarios, que venían de la Junta de Energía Nuclear, y se organizó el Consejo, con un presidente y cuatro consejeros. Después hay un cuerpo técnico estructurado en varias direcciones técnicas, una de las cuales es la de tecnología nuclear.

Es sorprendente que el Consejo se creó el 22 de abril del año 1980 y justamente el 29 de abril de 1982 se concedió el permiso definitivo de explotación a la central de Vandellós 1, cuando prácticamente el organismo no estaba todavía en marcha. No sé qué tipo de evaluación se hizo para conceder este permiso. De hecho, este permiso marcaba una serie de condiciones que tenían que mejorar la seguridad física, la protección perimetral de la central, y la protección contra incendios, pero era un permiso muy genérico y único. Fue la única central nuclear española a la que se le concedió un permiso definitivo de explotación. Al resto de ellas se les fueron concediendo permisos de explotación provisionales, con más o menos duración, pero siempre con un proceso de reevaluación continua de la seguridad que no se produjo en el caso de Vandellòs 1.

En 1985 se crearon las primeras oposiciones al cuerpo técnico y yo entré como funcionario en el Consejo de Seguridad Nuclear. Durante todo este periodo de inicio de los 80, se puso en marcha la segunda generación de centrales nucleares españolas. Cuando yo me incorporé, no había conocimiento, no había expertos en la tecnología de la central de Vandellós en el organismo, sí en la tecnología de agua ligera de las nuevas centrales, tanto de las de agua a presión como las de agua en ebullición. Por ello, a mi se me destinó a Francia, al Institute de Radioprotection et de Surete Nucléaire, para ver qué es lo que habían hecho los franceses con este tipo de tecnología. La sorpresa que me llevé, y que expliqué a mi regreso de Francia, fue que los franceses habían llevado a cabo un programa de mejoras de estas centrales nucleares, a raíz de los dos accidentes graves que habían tenido.

Funcionamiento de una central nuclear

Vamos a ver cómo funcionaba una central nuclear de este tipo, de agua a presión y de agua en ebullición (figura 3). Una central nuclear es como una central térmica, pero en lugar de producirse una combustión de carbón o de fuel, tiene un reactor nuclear que produce vapor de agua, el cual sale por unas tuberías, pasa por una turbina y produce electricidad, que se evacua a través de la red eléctrica hacia el exterior. Se complementa con un condensador, que hace que este vapor, que ha servido para mover las turbinas, se condense, se vuelva líquido otra vez, y se vuelva a inyectar hacia el circuito para volver a producir este vapor de agua y volver a cerrar el circuito.

Figura 3. Funcionamiento del reactor nuclear

En este tipo de centrales también había un edificio de piscinas, donde se depositaban los elementos radiactivos; y un circuito terciario, donde se condensaba el agua, que en este caso se refrigeraba con agua de mar. Había un circuito abierto de agua de mar que entraba y salía y servía para condensar el agua del circuito interior. Finalmente estaba el edificio exterior, que en este caso sólo servía para proteger la central de las inclemencias meteorológicas, pero no para contener cualquier problema interior.

Para evacuar el calor que se producía en el reactor nuclear se usaba dióxido de carbono a presión (28-29 bares), que se inyectaba a través de cuatro turbosoplantes (ventiladores gigantes). El funcionamiento normal era en sentido contrario al funcionamiento en termosifón, es decir, se hacía circular el aire frío que entraba en el reactor hacia abajo, se pasaba por el intercambiador, se enfriaba y se volvía a inyectar hacia arriba.

Esta central no tenía que parar para hacer la recarga del combustible, como pasaba con otras centrales, sino que paraba solo para realizar tareas de mantenimiento. Cuando se paraba la central, los ventiladores seguían funcionando durante unas semanas para extraer el calor residual, ya que las centrales nucleares, al tener elementos radiactivos, generan calor continuamente durante días. Al cabo de unos días se paraban los turbosoplantes, el dióxido de carbono pasaba por unos filtros con yodo y era expulsado al exterior, porque entraban en funcionamiento otros componentes.

Este tipo de centrales tenían cuatro turbosoplantes. En una parada normal del reactor, con un único turbosoplante era suficiente para refrigerar el reactor. Por lo tanto, a nivel de redundancia podemos decir que prácticamente estaba todo cuadruplicado. En cambio, a efectos de separación física de componentes, era una central que tenía graves carencias, como por ejemplo que todos los cables que alimentaban los diferentes componentes refrigerantes pasaban por la parte inferior del grupo principal.

Primeras dos horas del incendio

 El 19 de octubre de 1989 el reactor funcionaba con normalidad. Se producían 400 MW, la temperatura de entrada al núcleo del dióxido de carbono era de 230 grados, la de salida de 400 grados, y su presión era de 29 bares.

A las 21:39 h se produjo una alarma por vibraciones anormales en la turbina 2. Seguida, en cuestión de segundos, por un incendio y varias explosiones que se produjeron en este grupo 2.

A las 21:40 h se produjo la parada manual por parte de los operadores del reactor. Y en paralelo, según el análisis del accidente, se produjo una parada automática. Aunque los operadores no hubieran parado el reactor, se habría parado automáticamente. Y se produjo una rotura de todas las tuberías de lubricación del grupo 2, y de pérdida de hidrógeno de refrigeración del alternador. Todo esto hizo que este incendio fuera devastador y muy importante.

Como consecuencia se produjo la pérdida de corriente continua que servía para el control y mando de los equipos, también se produjo una pérdida de estanqueidad y de engrase de los turbosoplantes y la pérdida de alimentación de un cuarto del cambiador de calor principal.

A las 22 h se detectaron indicios de nivel de agua en la cava del reactor, pero se atribuyó al agua que se había utilizado para apagar el incendio. A esa hora también llegaron los primeros bomberos externos de la central nuclear, procedentes de L’Hospitalet de l’Infant.

Yo era inspector residente y había sido jefe de proyecto de Vandellòs 1, pero en 1987 se puso en funcionamiento la nueva central nuclear Vandellòs 2 y me enviaron allí. En ese momento llevábamos unos buscas de localización, y desde el Consejo me dijeron que me dirigiera a Vandellós 1 porque había un incendio importante y para que evaluara la situación de lo que estaba pasando. Yo llegué hacia las 22 h y durante los primeros instantes ya me di cuenta de la magnitud del problema, sobre todo de la magnitud del incendio. Esta central tenía muchas singularidades, pero una de las más espectaculares era que la sala de control, que estaba en un tercer o cuarto piso, tenía unos magníficos ventanales, por un lado de los cuales veía el incendio y por el otro veía el mar. Normalmente las salas de control de las centrales nucleares son salas bunquerizadas, cerradas, y sin ventanas, no se ve nada del exterior. De hecho, en ciertos momentos de aquella noche, la sala de control estuvo inundada de humo. Era difícil comunicarse porque había mucha gente y había nervios. Se instalaron unos ventiladores, justamente, para extraer ese humo y poderla hacer más o menos habitable, con lo que también era muy difícil poder hablar con los diferentes operadores que había en ese momento en la central.

El intervalo más crítico fue entre las 22:00 y las 00:20h. Básicamente se puede resumir en que la refrigeración del reactor estuvo mantenida sólo por un turbosoplante y por un cuarto de estos cambiadores de calor, que eran los que evacuaban el calor que el dióxido de carbono iba sacando del núcleo del reactor y lo trasladaban hacia la turbina. Las turbinas estaban paradas y, por lo tanto, este vapor evacuado se lanzaba a la atmósfera. También se perdió el aire comprimido y la regulación automática. No había iluminación de emergencia. Fue una situación realmente muy complicada que, gracias a la actuación profesional, y a veces heroica, por parte del personal de la planta, se pudo salvar. En algunos momentos se produjo una regulación manual y en local de alguno de esos componentes que se habían perdido y que se fueron recuperando durante el incendio.

Figura 4. Evolución de las temperaturas y presiones del CO2 en el reactor durante el accidente.

Con esta gráfica (figura 4) nos damos cuenta de los problemas de refrigeración que hubo durante aquella noche. Básicamente se representan tres magnitudes principales: la presión del dióxido de carbono dentro del reactor y las temperaturas de entrada y salida del reactor. Antes de la parada (en funcionamiento normal), la temperatura de salida del reactor era de 400ºC, la temperatura de entrada del reactor era de 230ºC y la presión de unos 29 bares. En el momento de la parada las temperaturas de entrada y salida cayeron en picado, para volver a remontar hacia las 22:00 h. La temperatura de entrada remontó un poco y eso no fue peligroso, pero la temperatura de salida subió mucho, hasta los 310 grados. Cabe pensar que a unos 315 grados se podía perder estanqueidad de la turbosoplante. La presión del dióxido de carbono también subió y estuvo a punto de llegar a 30,1 bares, punto en el que hubiera activado un sistema de protección automático para rebajar la presión, se hubieran abierto unas válvulas de seguridad que hubieran emitido el dióxido de carbono directamente hacia el exterior, es decir se habría producido un escape de este gas hacia fuera del edificio del reactor.

Si estas válvulas se hubieran abierto automáticamente hubiéramos tenido un problema grave porque se tendrían que haber cerrado de forma manual, ya que el incendio había dañado el sistema de cierre automático. Por suerte no se abrieron.

Figura 5. Caudales de alimentación en los cuartos de cambiador nº1 y nº2.

Como se puede ver en la siguiente imagen (figura 5) se llegó a mantener alguno de los cambiadores de calor de los cuatro que había, con unos caudales mínimos para poder liberar el calor residual del núcleo del reactor durante estas dos horas críticas. Después se recuperaron unos caudales más importantes, y por lo tanto se volvió a poder refrigerar de una manera correcta el reactor. Por lo tanto, estas dos primeras horas fueron los momentos más críticos de refrigeración del reactor.

Como inspector de Vandellòs 2, yo tenía unas funciones encomendadas por el plan de emergencia nuclear de Tarragona, que eran el control y la vigilancia radiológica en caso de accidente. Por lo tanto, mi función principal fue pedir al explotador que en todo momento tomaran muestras, tanto del interior como del exterior del edificio para ver si había impacto radiológico o no. Durante toda la noche yo no tuve conocimiento de la situación tan crítica en la que estábamos. Por parte del explotador, se informó que había habido un incendio, que se estaba trabajando en su extinción y que se estaba en situación de parada segura. Como podéis ver, una explicación que no era del todo real con la situación de riesgo que había.

De las dos a las ocho horas

 Desde media noche hasta las 6 de la mañana se recuperó el agua de alimentación auxiliar, y por lo tanto se fue refrigerando el reactor, pero el personal de planta detectó otro problema añadido grave: en la cava del reactor había hasta un metro de agua. Esto fue una sorpresa por parte de todos porque ya se veía que tanta agua no podía provenir sólo de la extinción del incendio. 

Finalmente, los operadores de planta detectaron que había una junta que estaba perdiendo agua y que provocaba esta inundación. Se produjo la parada de las bombas de circulación y a partir de ese momento los esfuerzos se centraron en sacar el agua que había y que comprometía el funcionamiento mínimo y precario de los equipamientos de evacuación del calor del reactor.

Se mantuvo la refrigeración con dos turbosoplantes, aunque los auxiliares estaban inundados. Y había un grave riesgo de que los sistemas de engrase que inyectaban la grasa a las turbosoplantes para que pudieran funcionar, se quedaran sin agua, se bloquearan y que se produjera la parada de estas turbosoplantes.

A la 1:30 h se controló el incendio. Se intensificaron las tareas de bombeo de agua con equipos externos. Y a las 4:00 h se declaró el incendio extinguido, con una refrigeración precaria pero mantenida.

Y aquí quiero poner de manifiesto la dificultad de todas estas operaciones y tareas por parte de los operadores. No había megafonía, por lo tanto, cada vez que tenían que recibir un orden tenían que subir a la sala de control y volver a bajar; no había iluminación, los ascensores estaban fuera de servicio, etcétera. En todo momento, las medidas de comprobación radiológica se efectuaron manualmente porque, aunque también había algunos instrumentos automáticos, estaban fuera de servicio por falta de alimentación eléctrica. Todas las medidas que se efectuaron durante esa noche fueron medidas manuales (los operadores bajaban con sus equipos y tomaban medidas).

De las ocho horas hasta dos días

Desde las 6 h de la mañana hasta dos días después es el tiempo que costó recuperar los sistemas de parada segura, los sistemas del cambiador de parada y los sistemas de ventilación de parada. Se llevaron generadores eléctricos y se buscaron fuentes de alimentación para poderlos volver a poner en servicio.

El accidente causó graves daños en la planta, en todos sus componentes, pero no hubo daños en el combustible, ni emisión de radiación hacia el exterior. Finalmente el accidente se clasificó como nivel 3, es decir, no llegó al nivel 4, como incidente importante en la escala internacional de sucesos nucleares. Y hasta hoy ha sido el accidnte nuclear más grave ocurrido en España.

Conclusiones

El incendio fue originado en un edificio convencional de la central debido a un problema de corrosión bajo tensión en el rotor de la turbina principal, no detectado por el explotador.

Este incidente importante afectó a sistemas de seguridad nuclear, pero sin repercusión radiológica ni a las personas ni al medio ambiente.

El Plan de Emergencia Interior no se aplicó en ningún momento por parte del explotador, y por tanto el PENTA (plan de emergencia nuclear de la provincia de Tarragona) no dispuso de la información necesaria para la adopción de otras medidas establecidas en el plan.

De las cinco modificaciones que se habían realizado en la central nuclear de referencia de Saint Laurent des Eaux, y que el Consejo de Seguridad Nuclear había solicitado al explotador en 1986, sólo se habían implementado tres. Las dos que no se habían implementado justamente eran unas mejoras en la separación física del sistema de protección contra incendios y con el cambiador de parada, que tuvieron una relación directa con las consecuencias del incidente. El incidente propiamente no se hubiera podido evitar, pero sí sus consecuencias.

Consecuencias

Las consecuencias y lecciones aprendidas de este incidente fueron:

En 1989 se suspendió el permiso de explotación definitivo de Vandellòs 1.  HIFRENSA inicialmente mostraba voluntad de poder llevar a cabo las modificaciones necesarias para devolver la explotación de la central. El Consejo de Seguridad Nuclear elaboró un informe con unas medidas de reevaluación y de implementar antes de un nuevo arranque muy duras. También se pedía una reevaluación genérica de la seguridad, previa a un posible arranque de la central. Además, la parada de las dos centrales francesas de referencia dejaba huérfana a la central de Vandellòs 1.  Y finalmente hubo una evaluación de costos por parte de gobierno que se consideraron excesivos y que, además, no se reconoció la posibilidad de implementar estos costos dentro del marco de energía, lo que significaba que al final se hubieran acabado pagando estos costos a través de la factura de la luz. Todo ello produjo que, durante el año 1990, el explotador HIFRENSA decidió el paro definitivo.

Ese mismo año se produjeron varias querellas y acusaciones por delitos de riesgo nuclear, contra los directivos y dirigentes de HIFRENSA, y también contra el director de la central, y por omisión contra la dirección técnica del Consejo de Seguridad Nuclear por no haber presionado o no haber exigido esta implementación de estas modificaciones de la central.

A los diez años se celebró un juicio oral en los juzgados de Reus con una sentencia absolutoria para todos los acusados. No se reconoció el delito de riesgo nuclear al no existir "peligro concreto" ni de incumplimiento de normas de seguridad. Tampoco se puso en peligro concreto a los bienes protegidos, pues se mantuvo la refrigeración del núcleo y estuvo lejos del inicio de daños en el combustible nuclear.

Escenario agravado de pérdida de refrigeración

Muchos son los periodistas o la gente que se ha preguntado qué hubiera podido pasar. Y esta pregunta es muy compleja de responder, y prácticamente el único que hizo un cierto ejercicio para saberlo fue el comisariado de la energía atómica, que eran los que tenían el conocimiento y el expertísmo de este tipo de centrales, e hicieron una simulación con un programa informático. Hicieron un cálculo de qué hubiera pasado si a los 80 minutos se hubiera añadido la pérdida total de agua al cambiador (de calor principal), pero se hubiera mantenido en funcionamiento y haciendo circular dióxido de carbono a los dos turbosoplantes a esta velocidad de régimen de parada. El resultado fue que al cabo de dos días y tres horas se hubiera llegado a la temperatura crítica de 600ºC, en el que se hubieran empezado a producir daños en las vainas del combustible, y al cabo de unas horas más se hubiera llegado a los 650ºC.

Así, se concluyó que, dadas las características del diseño de este tipo de centrales con una tasa de producción de energía muy baja y, por lo tanto, una potencia de calor residual también muy baja, se tenía un margen de unos tres días para recuperar estos componentes si se hubieran llegado a perder. Por lo tanto, se hace difícil pensar que hubiera podido llegar a ser otro Chernóbil, porque la gravedad del accidente de Chernóbil era de naturaleza muy diferente, pero sí se habría podido llegar a un accidente con daños en el combustible y por lo tanto se habría podido llegar a un accidente de nivel 4 o 5 en la escala de clasificación de accidentes nucleares.

Coloquio

Quería saber su opinión sobre la sentencia del juicio.

La sentencia se basa en que no hubo peligro concreto ("peligro concreto"). Sí es cierto que no hubo ni daños en el núcleo ni en el exterior de emisión radiactiva. Y, por lo tanto, eso era una querella criminal. A nivel administrativo, hubo una sanción por parte del Ministro de Industria, que quizás se ajustaba más a lo que pasó, porque lo trataron más como incumplimientos administrativos.

¿La tecnología que había en Vandellós 1 era la misma que había en Rusia?

No, la tecnología rusa era bastante diferente. El reactor de Chernóbil también era un reactor moderado con grafito, pero era un reactor refrigerado con agua, y el combustible era enriquecido. Era una tecnología que sólo lo tenían los franceses y los ingleses.

¿Actualmente, las piscinas que hay todavía contienen material radiactivo?

No, la central de Vandellòs 1 se dejó en una situación de parada y desmantelamiento en fase 1. Se sacó todo el combustible que había dentro del reactor y de las piscinas, se evacuó y se desmontaron todas las partes convencionales, la máquina de recarga se desmontó, en el reactor se hizo como una cubierta que tapa el edificio esperando que en toda la parte interior decaiga su radiactividad y se pueda proceder su desmantelamiento.

El problema que hay con el combustible de las plantas de agua ligera es que a nivel español no se ha resuelto el tema del almacén definitivo de combustible nuclear. Por lo tanto, se está almacenando en las piscinas de las centrales. El caso de Vandellòs 1 era diferente porque había un convenio con Francia que se lo llevaba y lo reprocesaba.

Conferencia de la Astronómica de Sabadell. Imma Garrofé, 13 de noviembre de 2024.

Conceptos previos

En esta charla compararemos los cielos de tres lugares diferentes: Mollerussa, Àger y Namibia, desde donde he fotografiado los mismos objetos: la Vía Láctea y las nebulosas M16 y M17, eso sí, en diferentes épocas del año.

La contaminación lumínica se define como el aumento de brillo del cielo nocturno natural debido a la luz artificial. La escala que mide esta contaminación es la escala Bortle (figura 1), que está enumerada desde el 1 hasta el 9, siendo el número 1 el valor más bajo y 9 el valor más alto. Como veremos, Namibia tiene valor 1, Àger 3 y Mollerussa 5. Con esta escala podemos comparar las mismas imágenes entre los lugares diferentes.

Figura 1. Escala Bortle

Otra cosa que debemos tener en cuenta es la turbulencia atmosférica, que se produce por las variaciones de la temperatura y densidad a diferentes alturas de la atmósfera, que hace que se distorsionen las estrellas (seeing).

La transparencia atmosférica también nos afecta. Esto es su capacidad de dejar pasar la luz, y lo que le afecta es el polvo en suspensión o el vapor de agua. En Namibia hubo un día que tuvimos una tormenta de viento muy fuerte que levantó tanta arena que se podía mirar el Sol directamente.

Hay una diferencia entre turbulencia atmosférica y transparencia, pero las dos cosas mejoran muy en altura. Cuanto más altos estemos, menos capas de aire nos afectarán y menos turbulencia tendremos, y menos partículas en suspensión tendremos y también tendremos más transparencia atmosférica. Podemos tener las dos cosas buenas, que sería lo ideal, pero también nos puede pasar que tengamos muy mala turbulencia pero muy buena transparencia. En estas condiciones sí podremos hacer fotos de cielo profundo pero las estrellas nos saldrán borrosas y afectará al resultado final. O al revés, puede pasar que tengamos la turbulencia muy buena y la transparencia mala. Entonces podremos fotografiar la Luna y planetas muy bien pero los objetos de cielo profundo, tipo nebulosas, ya no nos saldrán tan claras.

La humedad también puede afectar a las lentes del telescopio, aunque nosotros no sufrimos por ello ya que en Namibia era invierno y allí los inviernos son muy secos, y en Àger y Mollerussa estábamos en el mes de verano.

Otro problema que podemos sufrir es el ruido térmico que se produce por la energía generada (calor) dentro del sensor de la cámara, especialmente en exposiciones largas. Las cámaras refrigeradas como la ASI 2600MC ayudan a reducir este ruido.

Y la Luna también debemos tenerla en cuenta, porque su brillo es como una contaminación natural del cielo. Por ejemplo, en una foto de 300 s con un 11% de Luna se puede apreciar un poco la luz lunar, en cambio con un 82% se nota mucho más. Por lo tanto, necesitamos tener días de poca luna.

Equipo utilizado

Para fotografiar la galaxia y las nebulosas, usé un telescopio modular Askar V 60 mm, con 270 mm de focal y de f/4,5. Esto quiere decir que es muy luminoso, por lo tanto, con poco tiempo de exposición puedo captar mucha luz, pero en contra tiene un gran campo. Si tiene mucho campo detectará mucha nebulosa, pero no se podrá fijar en detalles pequeños.

La montura que usé fue la AM5, que es una montura relativamente nueva y es muy práctica, es una montura armónica que no necesita un contrapeso. Por lo tanto, me llevé un equipo ligero, muy práctico para viajar. 

Utilicé dos filtros Askar de color mágico: el de Ha-OIII, por las nebulosas y las franjas de las galaxias, y el de SII-OIII para dar profundidad a las nebulosas. Y además, ambos van bien también para sacar un poco de contaminación lumínica.

En cambio, por la Vía Láctea usé una cámara Canon RP (Full-frame), con un sensor más grande para captar más luz, y me llevé dos objetivos: uno de 12 mm, para captar muy bien la Vía Láctea, y el otro de 24 mm, para captar más detalles. En Namibia sí que utilicé los dos, y en Mollerussa también, pero en Àger por el tema del clima voy a descarté el de 24 mm.

Ubicaciones de captura y condiciones del cielo

Yo soy de Mollerussa, que está en El Pla d'Urgell, en Lleida. Es una zona con una altitud de 250 metros de altura. Tiene un Bortle 5, por lo tanto, sí tiene contaminación lumínica. Los inviernos son muy fríos y húmedos, con mucha niebla y, por lo tanto, no disponemos de todos los días de observación; en cambio, los veranos son muy calurosos y secos, y eso hace que tengamos mucho polvo en suspensión y que tengamos dificultad para hacer las imágenes. Tenemos una transparencia moderada.

El campo de observación de Àger, de la Agrupación Astronómica, es donde están los observatorios. Es una buena zona, con un clima mediterráneo continental, pero el valle en el que está situado tiene un microclima especial óptimo para la observación astronómica. Tiene un Bortle 3 y una buena transparencia atmosférica.

Este verano tuve la oportunidad de ir a Tívoli Astrofarm (Namibia), en medio del desierto del Kalahari, a una altitud de unos 1400 m y sin nada alrededor, por lo tanto, no hay contaminación lumínica. Era invierno y el clima era muy seco, con una muy buena transparencia atmosférica. Es un lugar ideal para la observación astronómica.

Hay que decir que el día que obtuve las fotografías que os mostraré desde Àger, que fue el pasado 10 de agosto, se llegó a los 37,5º, un día muy caluroso, y a las 23:00 h todavía estábamos a 27º. Esto hizo que tuviera todas las cosas en contra para fotografiar el objeto porque había un poco de contaminación lumínica y la calima subía. Podría haber sacado este objeto de la investigación y sólo comparar Namibia y Mollerussa, pero lo he querido poner porque aunque tuviera malas condiciones, sale mejor que en Mollerussa. Por lo tanto, aunque tenga muy malas condiciones, si tenemos un muy buen cielo, el resultado es bueno.

Vía Láctea

La Vía Láctea, nuestra galaxia, tiene un diámetro de 100.000 años luz. En el hemisferio norte y en el hemisferio sur lo vemos diferente. Mientras que, en el hemisferio norte, el centro galáctico está situado relativamente bajo sobre el horizonte sur para observadores en latitudes medias, en el hemisferio sur, en latitudes meridionales como Namibia, el centro galáctico de la Vía Láctea se eleva casi al cenit. También es visible el Saco de Carbón, una región oscura cerca de la Cruz del Sur, muy destacada en los cielos del hemisferio sur.

Os muesto una sola foto de la Vía Láctea con el objetivo de 12 mm, desde Mollerussa, desde Àger y desde Namibia. Desde Mollerussa no se ve la Vía Láctea, desde Àger se ve bien, se empiezan a ver las estructuras, y desde Namibia se ven muchas estructuras (figura 2).

Figura 2. Vía Láctea desde Mollerussa, Àger y Namibia

Si luego sumamos 15 imágenes, ya se distingue todo mucho mejor, incluso desde Mollerussa. Desde Àger no digamos, y desde Namibia el resultado es espectacular. En esta última imagen ya podemos ver muchos detalles: el saco de carbón, la cruz del sur, la nebulosa de La Laguna, Rho Ophiuchus, etc. (figura 3).

Figura 3. Suma de imágenes de la Vía Láctea desde Namibia

Y Rho Ophiuchus también la fotografié con más detalle y os enseño el resultado (figura 4). Los colores dependen del material, el azul quiere decir que es la luz por reflexión de las estrellas jóvenes, el amarillo viene de la estrella Antares y el rojo es del hidrógeno ionizado, del hidrógeno alfa.

Figura 4. Rho Ophiuchus

Captura y preparación de las imágenes

Por la galaxia de Andrómeda, desde Namibia, hice unas 45 imágenes de 30 segundos, 11 imágenes de 300 segundos sin filtro y 6 imágenes con el filtro HA-OIII. En total 1h 47min 30 s. En cambio, de la M16 y de la M17 dediqué un total de 8h de exposición.

El software utilizado ha sido AstroPixelProcessor (APP), que permite seleccionarlas y apilarlas en un solo frame. Después he utilizado Pixinsight para procesar los másteres generados con la APP, recortar, reducir el ruido, mejorar el fondo, calibrar el color y saturar los tonos (separando estrellas de los objetos, nebulosas o galaxias). Y finalmente, para el procesado final he utilizado el photoshop para dar los retoques finales.

M31 Galaxia Andrómeda

En Àger-Mollerussa tenía muchas horas para fotografiar la galaxia de Andrómeda, mientras que en Namibia se veía en el cielo muchas menos horas, y además, tuve que descartar algunas fotos porque se veía bajita y aparecían palmeras y un almacén que había.

Desde Mollerussa, al juntar en un solo máster las imágenes de la galaxia de forma lineal, aparece una imagen verdosa, que quiere decir que hay contaminación lumínica. Desde Àger también se ve un poco verdoso, pero no tanto, y desde Namibia mejora bastante. Al pasarlo por el Pixinsight las imágenes mejoran mucho más.  Después de haberla procesado y haberla pasado a Photoshop, esta es la imagen que tengo desde Mollerussa, y la podemos comparar con la obtenida desde Àger y desde Namibia (figura 5). Como veis, aparece una imagen espectacular donde se puede ver el núcleo galáctico, donde está el agujero negro supermasivo, la zona de al lado en la cual se aprecia muy bien el hidrógeno alfa, se ven zonas azules que indican que son zonas de creación de estrellas, y también se pueden ver las dos galaxias satélites M32 y M110. 

Figura 5. Fotografías de la Vía Láctea desde Mollerussa (derecha), Àger (centro) y Namibia (derecha)

Si estimamos el ruido por canales, es engañoso porque mi cámara es de color y usa un sistema que utiliza dos píxeles verdes, uno azul y uno rojo. La zona verde siempre se ve más grande, y si tengo un número bajo es que la cosa va bien, la imagen saldrá buena.

Otros parámetros que podemos mirar son la función de estimación puntual de ruido, la relación señal-ruido, la anchura completa a media altura y la excentricidad.

La función de estimación puntual del ruido (PSF SNR) mide la nitidez y definición de las estrellas. Si los valores son más altos, la señal será más fuerte y habrá mejor separación del ruido de fondo.

La relación señal-ruido (SNR) mide la calidad general de la imagen.  Si esta señal es más alta, habrá menos ruido y la señal será más útil.

La anchura completa a media altura (FWHM) mide la nitidez de las estrellas en la imagen. Indica la anchura de la distribución de la luz estelar a media altura de su intensidad máxima. Cuanto más estrecha sea, la estrella será más puntiaguda y más clara saldrá la estrella, mientras que cuanto más ancha sea, la estrella saldrá más borrosa.

La excentricidad mide como de "redonda" es una estrella, con valores cercanos a 0,4 considerados ideales. Valores superiores a 0,5 indican distorsiones. Por valores de 0,7 ya tenemos problemas de seguimiento o problemas de la lente.

Comparamos las tres imágenes y se ve claramente las diferencias (figura 6).

Figura 6. Diferentes parámetros de las imágenes obtenidas desde Mollerussa, Àger y Namibia

Vemos que la excentricidad de las estrellas en Namibia es de 0,36, en Àger es de 0,41 y en Mollerussa de 0,45. A pesar de no tener buenas condiciones atmosféricas en Àger, sale mucho mejor que en Mollerussa. El valor de 0,70 en Namibia salió muy mal porque ese día hacía viento, y con grandes exposiciones de 30'', las pequeñas vibraciones se acumularon y las estrellas no salieron bien redondas.

En cuanto a la nitidez de las estrellas, tener un FWHM entre 1 y 2 es muy difícil sin observatorio. En Àger se consiguió 1,92, mientras que en Namibia se alcanzó 3,1 el día que hacía viento.

Y también podemos comparar la relación señal-ruido de las imágenes. Para señales muy altas, la calidad de la imagen será más buena. Pero salen valores muy bajos, debido al poco tiempo de exposición. Como los filtros hacen reducir la cantidad de luz que se capta, la relación señal-ruido es baja. 

Finalmente hice un experimento: cogí todas las imágenes que tenía de Andrómeda hechas desde Mollerussa, que en total son 9 h, las procesé todas iguales y las uní (figura 7). El resultado es que la imagen no es mejor que la obtenida desde Àger, ni mucho menos desde Namibia. Por lo tanto, por muchas fotos que hacemos desde Mollerussa, nunca llegaremos al nivel de imagen de un lugar más oscuro.

Figura 7. Imagen de la galaxia de Andrómeda suma de 9 horas de exposición, desde Mollerussa.

Las nebulosas M16 y M17

También hice fotografías de las nebulosas M16 y M17 desde los tres lugares. En Mollerussa, este objeto lo teníamos hacia el sur y era muy bajo, y en cambio en Namibia lo teníamos hacia el Cenit y era muy alto.

En lugar del color amarillo característico que salía a M31, en las nebulosas destaca el color rojo, debido a que tienen mucho hidrógeno alfa. Si comparamos las imágenes en bruto obtenidas desde los tres lugares, las de Mollerussa se ven como borrosas, en las de Àger todavía no se distinguen mucho las estructuras, y en las de Namibia se ven muchas más estrellas. Limpiamos las imágenes de la misma forma que antes. En las de Mollerussa no podemos captar tantas estrellas porque realmente están borrosas, y curiosamente, en las de Namibia, aparecen tantas estrellas que dan la sensación también de imágenes borrosas. Y las estructuras se ven muy bien en los tres casos. En Àger hemos pasado de 19.000 estrellas en las imágenes sucias a 41.000 en las imágenes limpias, mientras que en Mollerussa y en Namibia no han aumentado tanto. En Namibia ya aparecieron muchísimas con las imágenes en bruto.

Aquí podéis ver la imagen de las nebulosas hecha desde Namibia (figura 8). M17 se encuentra a unos cinco o seis mil años luz de nosotros, y en M16 se pueden ver los pilares de la creación, famosos porque ya en 1994 el Telescopio Espacial Hubble obtuvo imágenes con mucho detalle, y hace dos años el telescopio James Webb también los fotografió en infrarrojo.

Figura 8. Nebulosas M16 y M17 desde Namibia.

Si nos fijamos en la relación señal/ruido aquí ha bajado mucho, en todos casos está por debajo de 50, porque aquí hay más tiempo de exposición.

Si miramos la excentricidad de las estrellas, en Namibia es de 0,39, y las estrellas salen bien redondas, en Àger es de 0,46 y en Mollerussa es de 0,43. A Àger nos debería haber salido 0,40, pero debido al mal tiempo no fue posible.

La nitidez de las estrellas en Namibia es de un valor como si estuviéramos en un observatorio fijo, con un valor de 0,93. En cambio, en Àger sale un valor de 5, que es una cantidad muy baja debido, nuevamente, a las malas condiciones climáticas.

Conclusiones

En Mollerussa, tenemos muchas limitaciones debido a la contaminación. Allí los detalles siempre serán menos visibles. Con más exposición y filtros podemos mejorarlo, pero nunca llegaremos al nivel de las imágenes obtenidas desde Àger o desde Namibia. En Àger, hay una calidad muy buena porque la contaminación lumínica es leve. Los detalles son buenos. Y en Namibia el cielo es óptimo, con mínima contaminación lumínica. La captura de galaxias y nebulosas es clara y profunda, con una alta relación señal/ruido y una máxima visibilidad de detalles.

Como conclusión, deciros que para hacer astrofotografía necesitamos una serie de condiciones favorables: un cielo oscuro, una meteorología óptima, mínima humedad, poco calor, mínimo brillo de la Luna, un buen material y muchas ganas de disfrutar del cielo.

Coloquio

¿Cómo medís la excentricidad?

Las medidas las hace el programa Pixinsight. Se cogen las imágenes y se pasan por las estadísticas. 

¿El tema de los colores es un tema que está estandarizado?

Hay diferentes maneras de procesar. Sale diferente con cámara de color que con cámara mono, este necesita más días de exposición.

¿Qué parámetro afecta más a que salga peor la imagen, la humedad o la polución lumínica?

Yo creo que es peor la humedad porque la contaminación lumínica con la ayuda de los programas se puede reducir. Para reducir la humedad utilizamos unos calefactores, unas cintas calefactoras alrededor de los tubos de los telescopios.

Conferencia de la Astronómica de Sabadell. Juan Fabregat, 20 de noviembre de 2024

Sabemos que las galaxias son objetos cosmológicos y que las primeras se formaron a principios del universo, con lo que su edad es de miles de millones de años. Hace 100 años que sabemos lo que son las galaxias. Antes no se sabía lo que eran y se les llamaba nebulosas. En esta charla os explicaré el proceso histórico que nos llevó a descubrir qué son las galaxias y todos los procesos que hubo que desarrollar para llegar a este conocimiento, que fue una discusión que se mantuvo durante más de 200 años.

Origen de la palabra “Galaxia”

 La palabra “galaxia” es una palabra de origen griego, de la Grecia clásica, y quiere decir lo mismo que la Vía Láctea. “Galaxia” y Vía Láctea son lo mismo.

Figura 1. Cielo oscuro donde se ve con claridad la Vía Láctea.

Si somos lo bastante afortunados para encontrar cielos oscuros, libres de contaminación lumínica, vemos esto que llamamos la Vía Láctea: una banda luminosa que cruza el cielo de parte en parte. Es un nombre latino que quiere decir “camino de leche”. De hecho, antiguamente, este concepto de Vía Láctea era puramente observacional y no se asociaba a ningún astro, no se sabía lo que era. Se le llamaba Vía Láctea en latín y galaxia en griego.

La Grecia clásica

En la antigüedad en el cielo se veían dos tipos distintos de astros: estrellas y planetas. Había pensadores y científicos, en particular los atomistas como Epicuro, que decían que esas estrellas eran mundos exactamente iguales que el nuestro, donde había animales, plantas y todos los otros seres que observamos. No obstante, esta idea no fue la mayoritaria en la antigüedad clásica, y no se recuperó hasta el siglo XVI, porque lo que imperó fueron las ideas de Aristóteles.

La idea del Universo que triunfó fue desarrollada por Eudoxo y después elaborada por Aristóteles. Estos filósofos dijeron que el universo estaba formado por una estructura de esferas concéntricas. Los únicos mundos que podía haber eran los planetas, pero las estrellas no se consideraban como astros independientes, sino que eran algo que formaba una estructura alrededor de los planetas.

Figura 2. Representación medieval del universo como esferas concéntricas.

En la figura 2 vemos este universo formado por esferas donde la Tierra está en el centro, y alrededor de ella hay una serie de esferas de cristal transparentes.  En cada una de estas esferas hay engarzado un astro: el primero es la Luna, luego Mercurio, Venus, el Sol, Marte, Júpiter, Saturno... Y todo eso estaba encerrado por la esfera de las estrellas fijas. Y de hecho Aristóteles a esas esferas les dio una naturaleza física. Para él eran esferas de cristal y no representaciones geométricas.  A Aristóteles no le gustaba el vacío y en la Edad Media tampoco gustaba el vacío (horror vacui), porque el vacío era el “no ser” de Parménides. Esta representación (figura 2) es medieval y tiene elementos cristianos como la inscripción más externa que habla del habitáculo de Dios. También había pensadores que proponían que esa esfera de las estrellas fijas era también una esfera sólida, opaca, y que tenía agujeros a través de los cuales se veía la luz del más allá.

El Universo heliocéntrico

Al principio de la edad moderna, Copérnico propuso una gran modificación, según la cual la Tierra no estaba en el centro del universo, sino que era el Sol el astro central. Al principio solo era un modelo matemático, pero después ya se pensó como un modelo físico real.

Figura 3. Modelo Copernicano del universo

En este modelo había dos centros del movimiento: el del Sol y el de la Tierra, y esto en una visión aristotélica o platónica no se entendía muy bien pero, en cualquier caso, todo seguía cerrado por la esfera de las estrellas fijas.

Edmund Halley (1656-1742)

La idea de las estrellas fijas se abandonó definitivamente en tiempos de Halley. Edmund Halley, conocido por predecir el retorno del cometa que lleva su nombre, pudo apreciar el movimiento propio de una estrella, en particular de la estrella Arcturus. Halley fue un astrónomo real inglés del siglo XVII, cuya tarea era medir posiciones de estrellas con mucha precisión para su uso en la navegación, para implementar las técnicas de la navegación astronómica (que no se consiguió hasta mitad del siglo XVIII).

Halley comparó la posición de su época de la estrella Arcturus con la posición que aparecía en catálogos antiguos del periodo helenístico, casi dos mil años antes, y descubrió que se había movido en el cielo prácticamente un grado, el doble del tamaño de la luna llena. Arcturus es una estrella relativamente cercana y por eso tiene un movimiento propio relativamente rápido, aunque no es la más rápida del cielo (la más rápida es la estrella de Barnard). Halley demostró que no había tal esfera de las estrellas fijas, sino que las estrellas eran astros independientes que se movían en el cielo, aunque en su época esa idea de las esferas de las estrellas fijas ya estaba prácticamente abandonada.

Giordano Bruno (1548-1600)

Había muchos pensadores, entre ellos Giordano Bruno, que recuperaron la idea de los atomistas, y volvieron a considerar los astros y las estrellas como soles. De hecho, en su libro “De l’infinito, universo e Mondi”, decía que las estrellas son soles iguales que el nuestro y por ello deben tener planetas a su alrededor con animales, plantas y seres inteligentes. Es curioso notar que las estrellas son astros independientes, pero Bruno hablaba de infinitos astros en un universo infinito. Esto provocó cierta discusión porque esta idea del infinito siempre se ha considerado con bastante precaución.

La paradoja de Olbers

La idea de infinito fue abandonada pronto por argumentos que resumió de una forma bastante precisa Olbers, con la conocida paradoja que lleva su nombre. En esta discusión sobre si el universo era una extensión infinita poblada de infinitas estrellas o bien tenía un tamaño limitado y la extensión de estrellas era limitada, la paradoja de Olbers presentó un argumento en contra del universo infinito. Lo que propuso Olbers fue que, si a nuestro alrededor hubiese infinitas estrellas, allá donde mirásemos, nuestra visual siempre se encontraría con una estrella, y no podría haber noche oscura. Allá donde mirásemos siempre veríamos una estrella y, por tanto, el cielo nocturno debería ser tan brillante como la superficie de una estrella.

Matemáticamente es fácil formalizar esta paradoja de Olbers. Si consideramos ese espacio infinito y lo dividimos en coronas esféricas, el volumen de cada una de ellas es proporcional a su radio al cuadrado. Por lo tanto, en cada corona esférica, el número de estrellas que hay es proporcional al radio al cuadrado. Por otra parte, el brillo aparente de las estrellas disminuye con el cuadrado de la distancia. Entonces, considerando estos dos argumentos, concluimos que el brillo global de cada corona esférica es el mismo. Si hubiese una infinita distribución de estrellas, las infinitas coronas esféricas brillarían exactamente igual y el brillo del cielo sería una suma infinita de números finitos cuyo resultado sería infinito. El brillo del cielo debería ser infinito.

Argumentos de este tipo llevaron a los astrónomos a pensar que el universo no podía ser infinito. El universo debería ser una extensión de estrellas que ocupaban un volumen finito en un espacio vacío.

William Herschel (1738-1822)

Hacía falta determinar la forma de este universo finito, y uno de los primeros astrónomos en ocuparse de este tema fue William Herschel. Este astrónomo era famoso por muchas cuestiones como el descubrimiento del planeta Urano, y fue también el mejor constructor de telescopios de su época, por lo que tenía mucho prestigio.

Figura 4. Telescopio construido por Herschel

Para estudiar cuál sería la forma de esa distribución de estrellas finita, se dedicó simplemente a contar estrellas. Con sus telescopios él ya pudo profundizar en la naturaleza de esa Vía Láctea. Un siglo antes, con el advenimiento del telescopio, Galileo se había percatado de que la forma lechosa de la Vía láctea se debía a que había muchas estrellas muy débiles. Herschel se dedicó a contar cuántas estrellas había en diferentes regiones del cielo. Seleccionó unas 800 regiones del cielo distribuidas a lo largo del cielo e iba contando cuantas estrellas había en cada una de ellas. Se dio cuenta que donde había más densidad de estrellas era en la Vía Láctea, y a medida que se alejaba de ella cada vez había menos. Con estos datos llegó a proponer que la distribución de estrellas debía ser aproximadamente plana.

El primer modelo que propuso consideraba que el universo consistía en una distribución de estrellas en un volumen infinito (figura 5). Si nos encontramos en el interior de esta distribución y miramos en dirección longitudinal veremos muchas estrellas, sin embargo, si miramos en la dirección perpendicular veremos muy pocas.

Este modelo tan geometrizado fue substituido pronto por el propio Herschel por otro modelo que pervivió durante prácticamente un centenar de años (figura 5). En este modelo la galaxia tenía una distribución irregular de estrellas, ocupaba un volumen finito en un espacio vacío, y por supuesto el Sol se encontraba en el centro. Ya que la Vía Láctea se ve por todo el cielo alrededor del observador, Herschel consideró que el Sol se encontraba en el centro de esta distribución.

Figura 5. Primer modelo (izquierda) y segundo modelo (derecha) del universo según Herschel

Este modelo de Herschel fue aceptado por la mayoría de los científicos. Si en tiempos de Aristóteles el universo era una esfera de las estrellas fijas que contenían en su interior otras esferas, Herschel propuso que el universo era una distribución de estrellas en un espacio vacío con el Sol en el centro.

En la época ya se sabía que, además de estrellas, había otras cosas llamadas nebulosas, y sobre estas nebulosas se fueron proponiendo diferentes hipótesis.

Charles Messier (1730-1817)

Muchas de estas nebulosas fueron catalogadas por Charles Messier, quien creó su famoso catálogo tan bien conocido por todos los astrónomos aficionados. Messier era un buscador de cometas y en su búsqueda se encontraba con objetos difusos que le confundían y por ello hizo su catálogo. Cuando Herschel tuvo conocimiento de él, se dedicó a observar las nebulosas del catálogo e incluso él mismo descubrió muchas más.  

Figura 6. Dibujo de Herschel de nebulosas de diferentes tipos

Con sus potentes telescopios, Herschel se dio cuenta de que la mayoría de los objetos del catálogo de Messier eran cúmulos de estrellas, sin embargo, en otros no podía discernir estrellas y pensó que serían también sistemas de estrellas pero que podían estar tan alejados que las estrellas no se pudieran percibir de forma aislada. Entonces, Herschel propuso que en realidad se trataban de sistemas estelares parecidos a la Vía Láctea pero que se encontraban muy alejados fuera de ella. Si estaban muy alejados es que eran muy grandes, y por tanto debían ser galaxias como la nuestra. Ahora bien, a medida que iba progresando su trabajo científico fue cambiando radicalmente de opinión, sobre todo al estudiar nebulosas planetarias.

Herschel encontró una nebulosa planetaria que no estaba en el catálogo de Messier, de la cual identificó claramente su estrella central y una nube de gas a su alrededor. El propio Herschel bautizó a estas nebulosas como nebulosas planetarias (quizás porque su apariencia redonda le recordaba un planeta o quizás porqué pensó que en ese gas alrededor de las estrellas se debían formar planetas).

Herschel concluyó que las nebulosas planetarias, de forma inequívoca, eran nubes de gas y no sistemas estelares, y pensó que todas las demás nebulosas también debían serlo. No concebía que podría haber diferentes tipos de nebulosas, unas formadas por gas y otras por sistemas estelares, y de esta manera propuso que las nebulosas con forma espiral debían ser también nubes de gas dentro de nuestra propia galaxia.

Immanuel Kant (1724-1804)

Quién también participó en este debate fue el filósofo Immanuel Kant, contemporáneo a Herschel. Kant, en su libro de astronomía “Historia general de la naturaleza y la teoría del cielo”, lanzó varias hipótesis, una de las cuales era que las nebulosas espirales eran otras vías lácteas. Sin embargo, este libro de Kant fue prácticamente olvidado porque contiene otras ideas como una teoría de la gravedad que no sobrevivió al paso del tiempo.

Kant estaba convencido de que todos los planetas estaban habitados y discutió en su libro cómo vivían los habitantes de Venus, de la Tierra y de Marte. Él suponía que los habitantes de Júpiter eran mucho más inteligentes que nosotros porque pensaba que la inteligencia iba creciendo a medida que los planetas se alejaban del Sol, y le preocupaba el hecho que en Júpiter el día solo duraba diez horas (cinco de día y cinco de noche) ya que sus habitantes solo tenían cinco horas al día para resolver todos sus negocios.

Ahora bien, una de sus ideas que sí fue brillantemente confirmada fue la hipótesis nebular para la formación de los sistemas planetarios, según la cual las estrellas y los sistemas planetarios se forman a partir de nubes de gas en rotación. Esta hipótesis fue reforzada matemáticamente por Laplace, y pasó a llamarse la hipótesis nebular de Laplace-Kant. Además, esta hipótesis nebular también cuadraba con lo que se veía, con la forma que se veía de las nebulosas espirales.

Entonces, a finales del siglo XVIII el debate estaba servido entre los astrónomos que afirmaban que las nebulosas espirales eran galaxias como nuestra Vía Láctea -universos islas como también las llamaba Kant- o galaxias exteriores a la nuestra.

William Huggins (1824-1910)

William Huggins fue un astrónomo aficionado inglés. Tenía una empresa textil y a la edad de 30 años leyó un libro de astronomía que le fascinó. Entonces decidió dedicarse a la astronomía, vendió su empresa y se compró instrumentación astronómica, y en particular se interesó mucho por la espectroscopia. Empezó a obtener espectros de estrellas y de nebulosas. Y tomando el espectro de una nebulosa planetaria, vio que ese espectro era muy diferente al de las estrellas.

Figura 7. Espectro de la nebulosa planetaria con pocas líneas, observado por Huygens.

Los espectros de las nebulosas planetarias tenían muy pocas líneas y eran espectros característicos del gas caliente en emisión. Entonces, Huygens concluyó que estas nebulosas realmente eran nubes de gas, y dedujo igual que Herschel, que las demás nebulosas también debían ser nubes de gas. Por lo tanto, este era un argumento contra la existencia de las galaxias exteriores.  

Otra pieza del debate en favor de las nubes de gas fue una supernova que estalló en la nebulosa de Andrómeda en 1885, y llegó hasta la magnitud 6. En esa época se conocían y se había estudios varias novas que había en nuestra galaxia, y todas ellas tenían magnitudes parecidas o incluso menores, pero todavía no se conocían las supernovas y fue considerada como una nova que brillaba igual que las demás novas de nuestra galaxia. Por lo tanto, la nebulosa de Andrómeda no podía ser algo muy alejado, porque si fuese una cosa muy lejana, este objecto brillaría extraordinariamente, varias órdenes de magnitud más que las novas normales que vemos en nuestra galaxia.

Con todos estos argumentos, a finales del XIX y a principios del XX, la mayoría de la comunidad astronómica creía que las nebulosas espirales eran nebulosas dentro de nuestra galaxia y, probablemente, eran sistemas estelares en formación.

James Keeler (1857-1900)

A finales del siglo XIX comenzaron a producirse trabajos muy relevantes en el estudio de las nebulosas espirales con el uso de la fotografía y de los nuevos telescopios reflectores. James Keeler fue uno de los primeros en darse cuenta del potencial de los telescopios reflectores, sobre todo para obtener fotografías con mucha profundidad, fotografías del cielo profundo, que permitían detectar objetos muy débiles.

Keeler fue director del Observatorio de Lick y uno de los primeros abanderados del uso de los telescopios reflectores. Él mismo usó un telescopio reflector de 90 cm que compró en Inglaterra. Comenzó a tomar fotografías de nebulosas espirales y se dio cuenta de un par de hechos que hasta ese momento habían pasado un poco desapercibidos. En primer lugar, lo abundantes que eran estas nebulosas espirales. Cada vez que hacía una fotografía de una nebulosa conocida, en el campo aparecían muchas otras, mucho más débiles.  Dijo que había miles de nebulosas espirales y llegó a catalogar prácticamente más de mil. Y en segundo lugar, se dio cuenta también de que esas nebulosas espirales se encontraban todas ellas fuera del plano de la galaxia, fuera de la Vía Láctea en el sentido observacional.

Así como las nebulosas gigantes, como la nebulosa de Orión, se encontraban todas en el plano de nuestra galaxia, y las nebulosas planetarias se encontraban un poco por todas partes, no había ni una sola nebulosa espiral en el plano galáctico. Ahora bien, él siguió pensando que las nebulosas espirales eran nubes de gas de nuestra propia galaxia.

Vesto Slipher (1875-1969)

Quien también se interesó por estas nebulosas fue Vesto Slipher, astrónomo del Observatorio Lowell, en Arizona. Este observatorio fue construido por Percival Lowell, sobre todo para sus dos intereses principales: el estudio de los canales de Marte y la búsqueda del noveno planeta del sistema solar. Precisamente Plutón fue descubierto allí por Clyde Tombaugh en 1930.

Lowell se interesó por la espectroscopía, adquirió un espectrógrafo y encargó su uso a Slipher, quien resultó ser muy hábil técnicamente. Los espectrógrafos de la época eran muy difíciles de utilizar, pero Slipher pudo ponerlo en marcha y hacerlo funcionar.

Slipher se interesó también por el problema de las nebulosas, y empezó a hacer espectros de ellas. Se dio cuenta de que el espectro de las nebulosas espirales era compatible con una población estelar. No era el espectro de líneas como el que había observado Huygens en una nebulosa planetaria, sino que tenían un espectro compatible con una población estelar. Y además, hacia 1915, se dio cuenta de que todos sus espectros presentaban un corrimiento al rojo importante. Esto significaba que se estaban moviendo a velocidades muy superiores a las velocidades de las estrellas normales en nuestra galaxia, lo que llevó a Slipher a proponer que efectivamente se trataba de universos isla, de galaxias exteriores a la nuestra, que además la mayoría de ellas se alejaban de nosotros.

Figura 8. Corrimiento al rojo de los espectros de distintas nebulosas

Herber Curtis (1872-1942)

También en el observatorio de Lick, Herbert Curtis siguió observando con el telescopio reflector de 90 cm y se dio cuenta de que muchas de estas nebulosas presentaban regiones oscuras en su plano ecuatorial. Ya Barnard había propuesto que en nuestra propia galaxia había muchas de esas nubes oscuras, y dedujo que se trataba de nubes de gas que tapaban las estrellas de su alrededor. Entonces Curtis concluyó también que estas nebulosas en realidad eran galaxias exteriores a la nuestra.

Curtis observó también novas en distintas nebulosas espirales y se dio cuenta de que esas novas no eran tan brillantes como la observada años anteriores en Andrómeda, sino que eran más débiles y sus brillos eran compatibles con los de las novas. Concluyó -además de forma acertada- que esa nova de magnitud 6 que se había observado en Andrómeda era  muchísimo más brillante que las novas normales -lo que hoy llamamos una supernova-. Sin embargo, en estas nebulosas sí que había explosiones de objetos cuyo brillo era comparable con el brillo de las novas de nuestra galaxia si estas nebulosas espirales se encontrasen muy alejadas, fuera de nuestra propia galaxia. Un argumento más acerca de la hipótesis extragaláctica de estas nebulosas.

Adriaan van Maanen (1884-1946)

También fueron apareciendo argumentos en contra de los universos-isla. Adriaan Van Maanen, del Observatorio de Monte Wilson, publicó una serie de artículos donde se veía cómo una nebulosa espiral estaba girando. Si giraba, significaba que se trataba de un objeto cercano, porque si fuese un objeto muy lejano y grande, en los giros que observaba Van Manen -con periodos del orden de 80.000-100.000 años- implicaba que las zonas más externas giraban a mayor velocidad que la de la luz. Y Albert Einstein con su teoría de la relatividad ya había demostrado que eso era imposible.

El gran debate

En el año 1920 hubo un gran debate acerca de la naturaleza de las nebulosas que no tuvo mucha repercusión en su día, pero que luego, históricamente, cuando se publicaron las contribuciones tanto de Harlow Shapley como de Herbert Curtis, sí que se le dio mucha fama. Herbert Curtis era partidario de que efectivamente las nebulosas espirales eran galaxias lejanísimas, mientras que Shapley consideraba lo contrario, que las nebulosas espirales eran pequeños objetos pertenecientes a nuestra propia galaxia. El problema que se vio en este debate era que no había forma de medir la distancia de estas nebulosas.

Henrietta Leawitt (1868-1921)

El debate se resolvió cuando apareció una técnica que permitió medir distancias cosmológicas, que es algo realmente difícil. Esta técnica la desarrolló una astrónoma del Observatorio del College de Harvard.

Figura 9. Grupo de astrónomas del Observatorio de Harvard a finales del siglo XIX.

En aquella época el trabajo técnico, relacionado con todas estas investigaciones astronómicas, era muy costoso y meticuloso. Los grandes telescopios obtenían muchas placas fotográficas y sobre esas placas había que ir posicionando las estrellas una tras otra y medir sus coordenadas. También había que clasificar una gran cantidad de espectros estelares. Era un trabajo rutinario pero muy costoso, con una gran cantidad de trabajo, y Charles Pickering se dio cuenta de que las mujeres tenían exactamente la misma capacidad para hacer este tipo de trabajo, y además cobraban tres o cuatro veces menos que los hombres, por lo que empezó a contratar mujeres (figura 9).

La primera mujer que contrató fue Williamina Fleming, que tuvo una contribución importante a la astrofísica. Después contrató a otras muchas mujeres, algunas de las cuales fueron muy relevantes, sobre todo en el desarrollo de la clasificación espectral, pero en particular la que nos ocupa es Henrietta Leavitt.

Henrietta Leavitt, observando estrellas variables en la nube grande de Magallanes, descubrió que había un tipo de variables, las Cefeidas, que eran estrellas pulsantes, y se dio cuenta de que había una relación entre sus periodos de pulsación y sus brillos intrínsecos. Como todas estas estrellas estaban a la misma distancia, se podía saber que la diferencia de brillo intrínseco era la misma que la diferencia de brillo aparente. De esta manera, midiendo el periodo de pulsación se podía saber el brillo intrínseco, y comparándolo con el brillo aparente se podía calcular su distancia.

Figura 10. Relación entre el período y la luminosidad

Harlow Shapley (1885-1972)

Esta relación la utilizó Shapley para determinar distancias a cúmulos globulares. Se dio cuenta de que todos estos cúmulos globulares se encontraban en la misma dirección en el cielo, hacia la constelación de Sagitario. Pudo estimar también sus distancias con la escala Cefeida y concluyó, con bastante buen criterio, que estos cúmulos globulares se distribuían con una simetría esférica alrededor del centro de la galaxia. Por lo tanto, si desde la Tierra se veían todos en la misma dirección en el cielo, quería decir que el Sol no estaba en el centro de la galaxia, como pensaba Herschel, sino que se encontraba hacia un lado de la misma.

Figura 11. Distribución globular del clúster de Shapley

Si en tiempo de los griegos, se pensaba que la Tierra era el centro del universo, y luego se pensó que era el Sol el que estaba en el centro, Shapley demostró que el Sol también estaba bastante alejado de ese centro.

Edwin Hubble (1889-1853)

Y ya para acabar, quien cerró todo este desarrollo fue Edwin Hubble, que al terminar sus estudios de doctorado, empezó a trabajar con el nuevo telescopio de dos metros y medio instalado en Monte Wilson, y su principal tema de interés fue, precisamente, las nebulosas espirales.

El primer trabajo que realizó fue el estudio de estrellas novas en la nebulosa de Andrómeda. Observó varias novas en ella, y en una de las fotografías que tomó el 6 de octubre de 1923, la comparó con otras fotografías anteriores, y se dio cuenta de que en realidad una de ellas era una estrella pulsante de tipo Cefeida. Prosiguió con este trabajo y encontró dos cefeidas más.

Figura 12. Curva de luz de una de las fotografías

En la figura 12 podemos ver la curva de luz de una de esas cefeidas a lo largo de 22 días. Con estas cefeidas fue capaz de calcular la distancia de la nebulosa de Andrómeda y obtuvo que se encontraba a casi un millón de años luz. Como el tamaño de nuestra galaxia se creía que era de unos 30.000 o 40.000 años luz, estaba claro que esa nebulosa no estaba dentro de nuestra galaxia, sino que estaba muy lejos, y además, comparando su tamaño aparente con esa distancia, calculó que era un objeto tan grande como nuestra propia galaxia. También midió la distancia a la nebulosa del triángulo, estudiando cefeidas que encontró allí, y también se dio cuenta que era un objeto extragaláctico.

Hubble obtuvo estos resultados entre 1923 y 1925. En febrero de 1924 ya estaba seguro de ellos y se los mandó a Harlow Shapley, quien era un astrónomo de gran prestigio, director del Observatorio del College de Harvard, y que mantenía una opinión contraria. Finalmente, Shapley acabó dándole la razón.

En noviembre de 1924 le hicieron una entrevista en el New York Times donde dijo que el Universo había multiplicado su tamaño porque se había pasado de un universo con una sola galaxia a un universo poblado de galaxias. Ahora bien, no quería publicar sus resultados porque era muy meticuloso y quería asegurarse mucho antes de publicarlos. Los astrónomos, por su parte, le insistieron en que debía publicar, y en particular, el presidente de la American Astronomical Society le pidió que durante la asamblea anual de 1925 hiciera una charla explicando sus resultados. Hubble no acudió a la asamblea, pero sí mandó un correo con un artículo donde presentaba sus resultados. Dicho artículo fue leído el 1 de enero de 1925 y puede decirse que aquel día fue el que se demostró definitivamente que el Universo estaba repleto de universos islas o galaxias. Pronto se cumplirá el centenario.

Coloquio

¿Desde qué momento más o menos se es consciente de que la Tierra forma parte de la Vía Láctea y cómo se llega un poco a esa conclusión de que formamos parte de ella?

Se llega a la conclusión porque la Vía Láctea la construimos alrededor del sistema solar. Nosotros observamos desde el sistema solar.

En principio, se pensaba que el universo se acababa en la esfera de las estrellas fijas, que englobaba prácticamente el sistema solar. Cuando cae la idea de las estrellas fijas, aparece la idea de los infinitos mundos, y esos infinitos mundos luego se ve que no son infinitos, sino que son finitos y que tienen una distribución. Todo eso lo vemos desde nuestra posición en el sistema solar y lo vemos alrededor nuestro.

Entonces en el momento mismo en que se tiene este concepto de Vía Láctea como sistema estelar, este concepto de universo isla, nosotros estamos dentro de ese universo porque fuera no hay nada, solo hay espacio vacío. El concepto de que el sistema solar está dentro de la galaxia nace con el mismo concepto de galaxia porque es algo que intelectualmente se construye alrededor del propio sistema solar.

¿Las RR Lyrae son igual de buenas para medir distancias que las Cefeidas?

En principio sí, pero tienen dos inconvenientes. Parece ser que hay mucha dependencia de la relación brillo-periodo con su metalicidad, entonces tiene que meterse otro parámetro relacionado con la metalicidad para poder usar la relación. Y el otro inconveniente es que intrínsecamente son menos brillantes y no nos permiten llegar tan lejos como con las Cefeidas.

Conferencia de la Astronómica de Sabadell. Eduard Farré, 27 de noviembre de 2024

(El video de esta conferencia no está disponible por problemas de derechos de autor)

Orígenes (I)

La máquina de Anticitera es muy conocida ya que se ha hablado mucho de ella últimamente y se ha puesto de moda. No es una máquina para encontrar la Atlántida como dice un libro, ni para viajar al pasado como dice el señor Indiana Jones. Tampoco es extraterrestre, como también se ha insinuado alguna vez, y sobre todo no cayó casualmente dentro de un barco hundido en época moderna, como también se ha especulado con ello. Dejemos pues la parte de la fantasía.

Todo empieza en el año 50 a.C. cuando un barco romano - en aquel momento Roma ya dominaba el Mare Nostrum- de unas medidas considerables, pasa o sale de Pérgamo y de Efeso, en la actual costa de Turquía, cargado con muchas mercancías, sobre todo toneladas de estatuas de mármol y bronce. En Rodas, el barco se sobrecarga con muchas ánforas de vino, que pesan mucho, con destino a Roma. La aventura se acaba en el punto amarillo (Figura 1), en la isla de Anticitera, quizás por una tormenta.

Figura 1. Mapa de las ciudades griegas de Pérgamo, Rodas y Éfeso.

Descubrimiento

En 1901, unos pescadores de esponjas, descubren el barco hundido y se llevan unas cuantas cosas. Avisan al museo arqueológico y encuentran algo que pesa más de la cuenta porque está hecho de metal. Supongo que muchas de estas piezas pequeñas se han ido rompiendo a lo largo de los años, a medida que se han estudiado (figura 2).

Figura 2. Piezas que se encontraron del hundimiento.

Estudios del mecanismo

Durante los años 1905-1906, el filósofo alemán Albert Rem se interesa por el objeto. No hace nada más que mirar lo que se ha sacado del agua, es decir, no incide mucho en el tema. Pero aun así, ya se hace la idea de que se trata de un conjunto de engranajes con varias capas, con una manecilla para accionarlos y dos agujas que identifica como la aguja del Sol y la de la Luna.

Deben pasar 30 años para que otro personaje, en este caso relacionado con el Museo Arqueológico de Atenas, se fije en la máquina y haga una primera maqueta, con la aguja del sol y de la luna (figura 3). Alrededor de aquellos anillos, que ya se sabía que eran graduados, piensa que probablemente hubiera el zodíaco y un calendario.

 Figura 3. Anillos graduados

Pasan 20 años más y se interesa por la máquina Derek John De Solla Price. Este señor de la Universidad de Yale pasa 20 años estudiándola -entre 1953 y 1974- hace muchas reproducciones y maquetas, y aporta una herramienta nueva: la radiografía. Con ayuda de Karakalos, radiografían las piezas y empiezan a concretar más en su interior. Descubren más ruedas y dientes (figura 4). 

Figura 4. Pieza limpia y radiografiada.

Con todo ello, ya hace una primera propuesta de números de dientes, disposición de los engranajes, y llega a unas ciertas conclusiones. No es un reloj autónomo porque todavía no se había inventado un mecanismo que funcione solo, pero con una manecilla se mueven dos ruedas, las cuales mueven otras.  Habla de un mecanismo diferencial, que al final se demostrará que no es diferencial. Con esto, ya nos podemos hacer un poco la idea de la complejidad de esta máquina. Estamos en el año 1974 (figura 5).

Figura 5. Diagrama sectorial del sistema de engranaje completo.

En 1989 aparecen Michael Wright con su socio Allan Bromley. Uno es inglés y el otro australiano. Y en un año vuelven a hacer radiografías, corrigen todo lo que Price había dicho y obtienen un número de dientes diferentes. Tienen un poco más definido el ciclo del Sol y de la Luna; hablan del Saros y de una aguja auxiliar que aún no saben muy bien qué marca, pero proponen que los anillos marcan eclipses, o sea que encuentran que posiblemente la máquina era un indicador o una calculadora de eclipses de sol y de luna (figura 6).

Figura 6. Maqueta de Michael Wright.

Cuando Allam Bromley muere, Michael Wright continúa con su investigación. Wright no le ha puesto fecha de finalización porque todavía hoy sigue estudiando la máquina. Ha hecho muchos prototipos de maquetas, de estudios, de proposiciones, de publicaciones, etc. Era conservador del Museo de la Ciencia de Londres y en sus horas libres la estudiaba, convirtiéndose en el verdadero experto en esta máquina.

En la parte de arriba de la máquina hay un espacio vacío, y él está convencido de que no podía estar vacío, sino que no hemos encontrado las piezas que llenaban ese espacio. Coge la idea de Albert Rem según la cual probablemente también estaban los indicadores de los planetas. Por lo tanto, hace su réplica, corrige los anillos que hay en la parte trasera de la máquina (ya no son concéntricos, sino que tienen forma en espiral) y pone tres agujas auxiliares y sus brazos. Ahora la máquina indica la posición del Sol, de la Luna y de los cinco planetas conocidos en la época.

Naturalmente, para que las agujas marquen unas esferas con espiral, estas agujas deben ser telescópicas. Después, otros investigadores, estudiando mejor los restos, demostrarán que efectivamente, los brazos son telescópicos.

Writght afirma que en esta máquina los planetas no solo giran alrededor de la eclíptica y marcan el calendario, sino que además tienen velocidades irregulares. Recordemos que en aquella época no se sabía que los planetas describen elipses, pero sí se sabía que giran a velocidades irregulares, y además retrogradan. La retrogradación está implícita en el mecanismo. Para hacer esto, al girar la rueda, hay una biela conectada con un botón. Se trata de un mecanismo bastante elemental para imitar el movimiento de retrogradación de los planetas.

Es posible que Michael Wright se hubiera inventado todo este sistema de bielas y ruedecitas porque en ninguna radiografía se ha visto nada similar. Lo que sí se ve es el mecanismo de la velocidad angular variable, que está probado. Para conseguir esto, hay que poner dos ruedas, la principal que gira regularmente y la secundaria que no está centrada con la otra -es excéntrica- y su velocidad cambia, se acelera y se frena sucesivamente. Y si esta excentricidad la regulamos, podemos imitar las diferentes velocidades irregulares de cualquier planeta.

También descubre en las radiografías un engranaje con ángulo recto que está en medio de la aguja del Sol y de la Luna, de manera que cuando estas dos agujas giran, permite ver las fases de la luna. Cuando la luna está lejos del sol, la Luna se verá blanca, y cuando está cerca del Sol se verá negra. Es un engranaje bastante elemental, pero efectivo (figura 7).

Figura 7. Mecanismo de las fases de la luna.

Michael Wright se pregunta cómo los griegos hacían todo esto porque hay dientes muy pequeños, propias de relojería, y a los griegos no se les conoce ningún reloj tan pequeño. Hace una demostración y muestra cómo se puede hacer una ruedecita con el material que tenían los griegos: lima, cincel y compás. En una hora hace una ruedecita de unos 50 dientes. En este mecanismo la rueda con más dientes tiene 224 y la que tiene menos tiene 12.

Toni Freeth

En 2005 aparece Toni Freeth, quien se rodea de un gran equipo de expertos en diferentes materias y le da un nuevo impulso al conocimiento de la máquina. Él es quien populariza la máquina.

Lo primero que hace es llevar escáner tomográfico de entre 8 y 16 toneladas al Museo Arqueológico de Atenas. El resultado obtenido es espectacular porque ahora ya prácticamente todos los dientes se pueden contar perfectamente. Y hace una reconstrucción del diseño de los engranajes de la máquina.

Llena todos los vacíos que quedaban. Se ven los mecanismos de las velocidades irregulares, todos los engranajes para el Saros: el exeligmos para predecir eclipses, el metónico, el calípico, el calendario lunisolar, y arriba la Luna y el Sol con el engranaje de 90º para obtener las fases lunares (figura 8).

Figura 8. Reconstrucción del diseño de engranajes interior por Freeth.

Y también dice que, probablemente, en medio de la máquina falta algo, quizás un mecanismo planetario. Por lo tanto, todo lo que se quiera inventar, se puede inventar. Y también dice que seguramente había una aguja para marcar las Olimpiadas, que en Grecia era muy importante (una olimpiada es un periodo de 4 años).

Michael Wright no está dentro del equipo de Freeth, no quiere entrar porque considera que Freeth le está robando las ideas, y de hecho todo lo que dice Freeth ya lo había dicho antes Wright.

En la máquina también aparece un poco de texto, y ya en 1974 Price había tenido problemas para leerlo. Hizo fotografías con iluminación oblicua y directa, pero resulta bastante ilegible. Freeth se lleva un fotógrafo muy especial: utiliza un multi-flash, que es una cúpula con 50 flashes y de cada texto hace 50 fotografías desde 50 direcciones diferentes. No se trata de leer cada una de las 50 fotografías, sino de sobreponerlas y obtiene un resultado al máximo de definido. Que haya texto significa que, quien fabricó la máquina no la hizo para sí mismo, sino que la hizo para otros porque lleva las instrucciones. Y aquí llegamos a la conclusión que seguramente sí estaban los planetas porque, precisamente, todos los textos identificados tienen que ver con los nombres de los planetas.

El trabajo de Freeth tiene mucho mérito, pero para mí Wright tiene más, por sus contribuciones sobre las agujas de los planetas con retrogradaciones y velocidades irregulares, la aguja del sol, la de la luna con las fases y el engranaje con ángulo recto.

John Hugh Seiradakis

Cuando Freeth muere, aparece el griego Seiradakis, relacionado con el Museo Arqueológico de Atenas. Hace también su interpretación, pero no aporta mucha cosa más (figura 9).

Hay que pensar que esta máquina de engranajes tiene un error de sólo dos milésimas de error en los dientes contados de la máquina. Por lo tanto, los griegos no sólo sabían filosofía, sino que también sabían matemáticas y sabían de manecillas.

Figura 9. Esquema de los trenes de engranajes de la máquina de Antikythera, visto desde la parte posterior.

En la esfera trasera está el ciclo metónico, de 19 años, con 235 meses lunares; el ciclo de la olimpiada, de 4 años; y el ciclo calípico, que es el mismo que el ciclo metónico pero multiplicado por 4, es decir, de 76 años.

El ciclo Metónico viene de Metón de Atenas, que era un sabio matemático del siglo V a.C. Es el ciclo común múltiple aproximado entre el sol y la luna. 19 años solares son 235 meses lunares casi exactamente (con una diferencia de solo dos horas). Por lo tanto, es un ciclo bastante cerrado, lo que significa que cada 19 años, las mismas fechas del año se corresponden con las mismas fases de la luna.

El Saros (palabra babilónica) es un periodo de 6.035,32 días (algo más de 18 años y 10-11 días) en el que el sol y la luna vuelven a estar en la misma posición en el cielo, y eso es lo que nos permite calcular el ciclo de los eclipses. Por definición, un Saros son 223 meses lunares. Conocido desde hace miles de años, es una manera de predecir futuros eclipses. La máquina de Anticitera quizá es un reflejo de lo que ya se conocía, convertido en máquina.

X. Moussas

En 2021, Moussas pone dos agujas en lugar de una, en el espacio de las olimpiadas. Si este señor piensa que aquí había más de una aguja, también puede ser verdad porque los Juegos Olímpicos no sólo se hacían en Olímpia, sinó también en Delos y en Atenas, y no coincidían en el tiempo. Nosotros conocemos sólo unos Juegos Olímpicos, pero en Grecia había muchos juegos, llamados panhelénicos (juegos para todos los griegos). Si se hacían unos juegos en Olímpia y otros en Delos ¿por qué no podía haber varias agujas?

Máquina de Anticitera en la actualidad

En el Museo Arqueológico de Atenas hay una máquina de Antikyhera a escala 1:4. Y además hay una realidad virtual que nos permite navegar por dentro de los restos de la máquina. Y en la Universidad de Sonora, en México, han hecho una réplica a escala 1:10, impulsada por un reloj de campanario. Esta máquina funciona automáticamente, siguiendo los ciclos que debe marcar. 

 Figura 10. Réplica de la máquina de Anticitera en el Museo Arqueológico de Atenas

Orígenes (II)

¿De dónde sale esta máquina? Algunos estudiosos han sugerido que el autor podría haber sido Posidonio de Rodas (Apamea 125 aC – Roma 51 aC), un científico y académico de intereses universales como la historia, geografía, física, meteorología, astronomía, matemáticas...

Lo que sí es cierto es que la máquina de Anticitera no debió ser única, porque si nosotros la hemos encontrado, lo lógico es pensar que no hemos encontrado una pieza única. Y, además, al tener instrucciones, se debían construir más. 

Lo que sí sabemos, porque nos lo explica Cicerón (106 aC – 43 aC), es que el cónsul Marcelo, cuando conquistó Siracusa en el año 214 a.C. (con la muerte de Arquímedes), volvió a Roma con un botín entre el que había al menos dos máquinas astronómicas hechas por Arquímedes. Debemos aclarar que la máquina de Anticitera no es de Arquímedes, aunque las que fabricó este sabio debían ser precedentes de ella.  

La máquina de Anticitera reproduce los movimientos de los astros y el ciclo de los eclipses para que sea fácil de calcular. Pero Cicerón dice que la máquina que hace Arquímedes es una nueva clase de globo, en el que constan los movimientos del sol, la luna y de las cinco estrellas errantes. Wright también hizo una posible reproducción de esta esfera de Arquímedes con todos los engranajes necesarios para mover el Sol, la Luna y los planetas. Son, más o menos similares de los que construyó para hacer la máquina de Anticitera.

No podemos dejar de decir que Tales de Mileto (625 aC. – 548 aC.) ya preveía los eclipses. Explica el historiador Heródoto (484 aC. – 425 aC.) que en la guerra entre los lidios y los medos, en el quinto año de la guerra, en una batalla que tuvo lugar de día, se hizo repentinamente de noche. Tales de Mileto ya había anunciado a los jonios aquel eclipse para ese día. Seguramente lo hizo con los mismos cálculos que también hacían los babilonios.

También se dice que el primer globo de aquella clase había sido construido por Tales de Mileto. Seguramente era un globo fijo, sin engranajes. Después vendría la máquina de Arquímedes y luego la máquina de Anticitera. Hay una evolución lógica de estas máquinas.

Y después de Anticitera la evolución continuó. En el siglo VI, 650 años más tarde, encontramos máquinas parecidas a la de Anticitera, con textos en griego, pero quizás habían más de por medio que no nos han llegado.  El saber griego pasó a manos de los árabes, y ya en el año 1000 encontramos una máquina llamada la Caja de la Luna, hecha por Al Biruni. En 1200 encontramos un astrolabio con engranajes, y en 1300 apareció una especie de máquina de Anticitera porque hace lo mismo: proporciona las posiciones de los planetas, del sol y de la luna, pero ya de una forma automatizada, porque el reloj ya estaba inventado.

Coloquio

¿Qué energía utilizaba la máquina de Anticitera?
La máquina de Anticitera se movía con una manivela a mano, no estaba automatizada. Cada día, o cada varios días había que mover la manecilla.

¿Por qué Michael Wright no se conforma en hacer solo un prototipo, sino que hace muchos?
Porque en cada prototipo descubre alguna nueva función de la máquina. Por lo tanto, cada máquina que construye es más evolucionada. 

¿Podríamos decir que la máquina de Anticitera es el primer ordenador analógico conocido?
Es una calculadora. Si un ordenador es una calculadora, entonces sí. Analógico también, evidentemente, porque no es electrónico, no tiene chips. Es una máquina de calcular porque tú le das un movimiento a la manivela y él te va dando resultados.