ASTRONÓMICA

Conferencia de la Astronómica de Sabadell. Hans Ulrich, 4 de diciembre de 2024

Introducción

Esta charla necesita una introducción especial y cual mejor que las últimas palabras de la charla de Charlie Chaplin en su épica película ‘El Gran Dictador’ del año 1940: “Vamos a luchar para un mundo en que la ciencia y la razón nos guíen a la búsqueda de la felicidad”. Vivimos en un momento de la historia en que la fase de iluminación se quiere revertir, y con esta charla quiero hacer algo en contra.

Los negacionistas, los escépticos, los falsos profetas y toda esta gente, gracias a los modernos medios de comunicación tienen un gran altavoz. Hoy en día cualquier idiota con su idiotez tiene seguidores. Para mucha gente un video TikTok de Bolivia tiene más valor y credibilidad que el trabajo y las declaraciones de un catedrático especializado. La pseudo-ciencia o “hechos alternativos” son presentados en los medios de comunicación casi como algo relevante. Como ha dicho Christian Drosten, este mismo año: LA CIENCIA NO ES UNA OPINIÓN! Poner en duda la ciencia es una herramienta política de los ultra-liberales para destruir los estados como conocemos y valoramos, y por eso las palabras “soldados de la democracia” de Charlie Chaplin parecen muy adecuadas.   

Ciencia vs Pseudo-ciencia

Este es un modelo simplificado de cómo funciona la ciencia, del método científico (figura 1): Tenemos una pregunta, se realiza una investigación o una observación más a fondo, se construye una hipótesis. Esta hipótesis se debe testear con experimentos o con observaciones, y después vamos a analizar los resultados. Si nuestra hipótesis inicial es cierta se publica el resultado, pero si no es cierta debemos seguir con más investigación o acabar rechazándola.

Figura 1. Modelo simplificado de las etapas del método científico.

Los pseudocientíficos, al contrario, tienen una persona, un profeta, que en un sueño o en un momento de lucidez, sale de la esfera de la ignorancia en que vivimos nosotros, y él ve la verdad absoluta y nos la explica al resto de los mortales.  Y os pongo un ejemplo: Rudolf Steiner, en 1905, fundó la “Antroposophia” que iluminó la humanidad solo con su intuición.

Siempre que hago una charla quiero agradecer el suporte de la gente que pagan impuestos porque la ciencia tiene un precio, y quiero convencerles que la ciencia también tiene valor. Utilizando cuestiones de la astrofísica quiero explicar lo complicado y a veces laberíntico que puede ser el camino para responder cuestiones fundamentales como: ¿Nuestro Sol es una estrella? o ¿Como funcionan las estrellas? Y quiero hacerlo sin cifras.

¿Qué hace un astrónomo?

Si hablamos de la astronomía, mucha gente tiene ideas muy raras sobre nuestro trabajo. En el medievo y en el Renacimiento, la gente pensaba que los astrónomos perdían su mente porque lo que hacían era encontrar la voluntad de Dios.

Sabemos qué hace unos 20.000 años o más, nuestros ancestros descubrieron y observaron los ritmos de los movimientos del cielo. Lamentablemente no tenemos pruebas escritas, pero sí evidencias arqueológicas. Por ejemplo, esta foto (figura 2) fue tomada de una cumbre en la selva negra mirando en dirección a Francia y a una distancia de 70 kilómetros de la montaña. Vemos la puesta del Sol en el día del equinoccio, momento en el cual empieza el verano o el otoño.

Figura 2. Puesta de Sol.

Después se inventó la escritura y en seguida encontramos textos de astronomía. Por ejemplo, en Babilonia, en 1700 aC un astrónomo escribió una tablilla sobre 21 años de observaciones de Venus. Ya sabían que había una repetición de la posición de Venus en el firmamento cada 584 días. También usaban piedras para marcar el límite de los imperios y encontramos una con motivos astronómicos, lo que indicaba que este conocimiento era muy importante para ellos (figura 3).

Figura 3. Apuntes de las observaciones de Venus (izquierda) y piedra para marcar el límite del imperio.

En aquellos primeros años la astronomía era un elemento imprescindible para gobernar. Como sabemos, todos los dioses viven en el cielo, y todas las jerarquías, las monarquías, las dictaturas y dinastías que existen hasta hoy día, existen gracias a Dios. Si los monarcas no entendían lo que pasaba en el cielo, se podía perder rápidamente el control sobre los plebeyos. Además, la astronomía también sirve para cosas prácticas importantes como las fechas de la siembra y de la cosecha, para hacer mapas, para la navegación, para elaborar calendarios, etc, lamentablemente, también sirve para la astrología.

Este disco (figura 4), conocido como el disco de Nebra, es un disco de bronce encontrado en el norte de Alemania y datado del año 1000 aC.  Es el resultado del comercio entre Europa Central y el Medio Oriente, Mesopotamia para ser más precisos. Y este disco ha servido para cosas prácticas: para saber las fechas de la siembra y la cosecha, pero también para establecer un calendario. Sin embargo, los astrólogos llegaron y modificaron el disco poniendo la barca del Sol. Según la mitología el barco era necesario para transportar el Sol al otro lado de la Tierra durante la noche. Es decir, con el tiempo el conocimiento astronómico se perdió y utilizaron este disco para fines astrológicos.

Figura 4. Disco de Nebra

Los llamados reyes magos de la Biblia no eran reyes, sino astrólogos de Babilonia. En aquellos años se pagaba muy bien a los astrólogos, y eran tan ricos que la gente pensaba que eran reyes. Podemos imaginarnos el poder que tenía la astrología. La astrología que tenemos hoy en día proviene de Babilonia.  

Los griegos iniciaron la astrofísica unos 300-200 años aC. y ya hicieron algunas de las preguntas esenciales y lógicas: ¿Cuál es la distancia a la Luna y al Sol? ¿Cómo podemos describir sistemáticamente los movimientos en el cielo? ¿Qué pasa en los eclipses solar y lunar? ¿Cuál es la fuente de energía del Sol? La respuesta a esta última pregunta llegaría casi 2.000 años después. Vamos a ver cual ha sido este recorrido.

Aristarco de Samos (310-230 aC) en su tiempo fue un verdadero revolucionario. Postuló las siguientes ideas:

• El cielo no se mueve, sino que es la Tierra que va haciendo revoluciones.
• El Sol y las estrellas son iguales. Las estrellas están situadas solamente un poco más lejos. Esta hipótesis necesitó casi otros 2.000 años para ser confirmada.
• El Sol y no la Tierra es el centro del universo. Unos 1.700 años después, la iglesia de Roma siguió amenazando a los astrónomos con la hoguera por eso.
• El Sol y la Luna parecen tener el mismo diámetro, pero sus observaciones durante los eclipses lunares indicaban que el sol está 30 veces más lejos, eso quiere decir que como mínimo es 30 veces más grande.
• Observando eclipses lunares dedujo que la Tierra es 4 veces más grande que la Luna.

Es impresionante que, en esta fase, el pensamiento ya estuviera tan avanzado.

Otro gran astrónomo griego fue Eratóstenes de Cirene (276-194 aC). No solamente fue astrónomo, sino que también fue escritor, filósofo, historiador y jefe de la Biblioteca de Alejandría. Hizo un catálogo de estrellas fijas, un ensayo sobre la circunferencia de la Tierra, y es el padre del calendario Juliano, que fue decretado en Egipto en 238 aC. por Ptolemaios III y fue introducido para el imperio Romano por Julio César en el año 47 a.C. Este calendario estuvo en vigor en el occidente católico hasta el siglo XVI y en el mundo cristiano ortodoxo hasta hoy en día, es a decir, 2250 años después.

Erastóstenes sabía que, en la ciudad egipcia de Assuan había un pozo en que, durante el solsticio, el sol se veía en el fondo y se podía ver su reflejo. Es decir, en el mediodía, el sol estaba exactamente encima de este pozo. Y en el mismo momento en Alejandría, había un obelisco y se podía ver un poco de sombra. Esto sólo podía ocurrir si la Tierra no era plana, sino esférica, y conociendo la distancia entre las dos ciudades, pudo calcular el radio terrestre. ¿Cómo pudo saber la distancia entre las dos ciudades? Había señores que se llamaban contapasos, que usaban ruedas y medían las distancias entre las distintas ciudades del Imperio de Alejandro Magno, y por eso sabía que esa distancia era de 225 mil estadios, lo que pasa es que no sabemos exactamente a qué equivalía un estadio.

Figura 5. Primer intento de cálculo de la circunferencia de la Tierra.

Después de los griegos, durante más de mil años no pasó casi nada. Ptolomeo (150 dC.) escribió unos libros donde recopiló todo el conocimiento astronómico de su tiempo, y gracias a los árabes estos conocimientos se conservaron. Para el Vaticano estos libros eran la verdad y cualquier duda era un sacrilegio.

Por otra parte, Ptolomeo también escribió libros en los cuales transmitía los “conocimientos” babilónicos de la astrología, y es uno de los culpables que la astrología ha sobrevivido hasta el siglo XV.

En el siglo XV, gracias a los portugueses y otros navegantes, se produjo un renacimiento de la astronomía como ciencia. Los portugueses descubrieron cómo llegar a la India y Colón encontró el Caribe. Los portugueses y españoles se repartieron el mundo en el tratado de Tordesillas en 1494. Podemos ver un mapa de la época (figura 6) pero que es solo orientativo ya que nadie sabía calcular distancias más allá del Atlántico. Era muy fácil medir distancias de norte a sur, pero muy difícil de este a oeste, y por eso los astrónomos invirtieron muchos esfuerzos para solucionar este problema.

Figura 6. Primer mapa elaborado en la época.

Uranienborg era uno de los ejemplos de los palacios de la ciencia de la época, construido por Tycho Brahe en Dinamarca. Para construirlo gastó el 10% del presupuesto anual danés, lo que generó mucha envidia. Cuando su mecenas, el rey Federico II, murió, Brahe fue expulsado del país enseguida. Viajó hasta Praga donde se encontró con Johannes Kepler, el último astrónomo que también trabajó como astrólogo. Brahe había hecho observaciones de Marte durante 30 años, y cuando murió, estas observaciones pasaron a manos de Kepler, quien publicó las primeras tablas celestes fiables en muchos años, las ‘Tabulae Rudolphinae’.  Era la primera vez que alguien podía explicar y calcular con alta precisión las posiciones de los planetas.  

En 1608, en los Países Bajos, el señor Lippershey construyó el primer telescopio. Dos años después, Galileo Galilei construyó una copia del telescopio de Lippershey, y fue el primer científico que dirigió un telescopio hacia el cielo. En el año 1610, observando Júpiter, descubrió cuatro pequeñas ‘estrellas’ que acompañaban a este planeta, a las que bautizó como ‘estrellas Medici’, en honor a su mecenas. Y al observarlas durante muchos días descubrió un mini sistema solar alrededor de Júpiter. Las cuatro ‘estrellas Medici’ circulaban con una regularidad extraordinaria, superando a los mejores relojes de su tiempo.

Con este descubrimiento, Galileo hizo enemigos en el Vaticano porque ahora había descubierto evidencias de que el Sol era el centro del Universo y no la Tierra, pero también hizo amigos, los marineros, que vieron en este reloj del cielo una oportunidad para calcular el tiempo con fiabilidad, y de esta manera saber en qué longitud estaban.  

Figura 7. Lippershey con su telescopio.

En esta época los navegantes tenían el grave problema de no saber calcular la longitud en la que se encontraban, para ello necesitaban relojes fiables que todavía no existían. Si no sabes la longitud en alta mar, puede ser muy trágico. Por ejemplo, en 1641 unos piratas de Inglaterra perdieron la mitad de la tripulación porqué no sabían dónde estaban y se quedaron sin agua fresca, o en 1707 la marina británica perdió 21 buques de guerra y 1450 marineros en La Mancha al naufragar por error en la longitud. Por eso, muchos gobiernos ofrecieron premios para quien encontrara la solución. El British Parliament en 1714 llegó a ofrecer dos millones de libras para la solución de este problema, que era entre el 10-20% del presupuesto anual del país. Por eso, toda Europa se puso a trabajar en este tema.  

En el año 1670, Romer, estudiando los eclipses del satélite Ío con Júpiter, descubrió que la luz no tiene una velocidad infinita, y fue capaz de calcularla, lo que supuso otra gran revolución. Hay que tener en cuenta que casi todos los científicos y filósofos estaban en contra. Es importante también recordar que, hasta la revolución francesa, todas las universidades en Europa tenían solamente cuatro facultades, que en orden de importancia era: teología, medicina, jurisprudencia y filosofía. No era fácil llegar con nuevos descubrimientos de física o de astronomía. Solamente después de 50 años y otras pruebas, la velocidad de luz fue aceptada por casi todos.

Hasta este momento de la charla, en el siglo XVII, ya se conocían muchas cosas, pero todavía no se sabía dónde se encontraban las estrellas (a qué distancia), ni cuál era la fuente de energía del Sol, ni la edad de las estrellas, ni cómo era su vida.  

El problema de la longitud y su solución con las posiciones de los satélites de Júpiter funcionaba muy bien en tierra firme, pero no en un barco. Por eso la solución no llegó de la mano de los astrónomos, sino de un relojero autodidacta, lo que provocó mucho enfado y envidia por parte de los astrónomos.

En el año 1838, Friedrich Wilhelm Bessel encontró la primera distancia de una estrella. Para ello usó una idea de Galileo: el método de la paralaje. Bessel estudió muy bien los catálogos estelares para encontrar las estrellas más cercanas, y escogió la estrella 61 Cyg. Aplicó este método, midió el ángulo de la paralaje y calculó su distancia. Encontró una distancia enorme. Era tan enorme que el propio Bessel se inventó la unidad de medida del año luz, así la luz de esta estrella tardaba 10,28 años en llegar hasta nosotros.

Podemos retomar la pregunta de si el Sol y las estrellas son animales similares. Si cogemos el Sol y lo situamos a la distancia de 61 Cyg, se vería unas 10 veces más brillante que esta estrella. En conclusión, el Sol produce la misma energía que las estrellas, por lo tanto, el Sol y las estrellas pueden ser exactamente lo mismo, pero todavía no se sabía.

¿Las estrellas tienen colores? La respuesta es que sí. ¿Y para qué sirven estos colores? Los colores nos dicen cuál es la temperatura de la superficie de una estrella, es la manera para medir su temperatura. Por ejemplo, os enseño una fotografía de la estrella μ Cephei (figura 8), que recibe el título de estrella granate debido a su intenso color rojo, especialmente si se la observa a través de prismáticos o telescopios pequeños.

Figura 8. μ Cephei

¿De dónde viene la energía de las estrellas? En 1874, el joven alemán Max Planck estaba buscando una especialidad para estudiar y consultando con unos catedráticos le dijeron que el conocimiento de la física estaba llegando a su fin y que sólo quedaban algunos detalles por descubrir, uno de los cuales era el concepto de la energía. Planck, con sus descubrimientos, es considerado el padre de la física cuántica. Con la llegada de la cuántica y la relatividad, toda la física cambió radicalmente, por lo tanto, ¡cuidado con las afirmaciones del futuro de la ciencia que han hecho a veces los propios científicos!

Hay una diferencia fundamental entre la astrofísica y otras ciencias como la química o la biología, porque los astrofísicos no podemos hacer experimentos, no podemos, por ejemplo, doblar el peso del Sol y ver lo que pasaría. Y en este contexto, la estadística juega un papel muy importante.

Para saber más de las estrellas, dos astrofísicos: Hertzsprung (1873-1967) y Russel (1877-1957) usaron la estadística. Elaboraron un diagrama luminosidad-temperatura (figura 9), y pusieron las estrellas conocidas en el diagrama, desde las más frías con 3.000 grados hasta las más calientes con algo más de 30.000 grados. La mayoría de estrellas fueron a parar en la diagonal, algunas en la parte superior derecha y algunas en la parte inferior izquierda. ¡Hacía falta saber el porqué!

Figura 9. Diagrama luminosidad-temperatura de las estrellas.

Todavía no se sabía cual era la fuente de energía de las estrellas. Este conocimiento no llegó de la mano de la astronomía ni de los telescopios sino de dos sitios inimaginables: los aparadores de la gente rica y la cámara oscura del físico francés Antoine Henri Becquerel.

A la gente rica le gustaba tener vidrio de uranio, un material conocido desde la época de los romanos. Se trata de óxido de uranio y sirve para producir pinturas, esmaltes y vidrios extravagantes y extremadamente fluorescentes. Becquerel quiso entender y explicar el secreto del uranio, y en 1896, totalmente por casualidad, encontró manchas en sus placas fotográficas, aunque no había luz que hubiera velado las placas. Buscando la causa, se dio cuenta que lo había provocado unas muestras de uranio cercanas.

La ironía es que Claude Félix Abel Niépce de Saint-Victor ya había descubierto entre 1857 y 1861 que los minerales de Uranio emitían unos “rayos invisibles” que destrozaban las placas fotográficas, pero era demasiado tímido para publicar el resultado.

Este descubrimiento representó una verdadera revolución. Supuso el nacimiento de la física nuclear, y poco tiempo después ya estaba claro que la desintegración radioactiva del uranio era un proceso que producía energía casi 100 millones de veces más potente que las reacciones químicas como la quema del carbón. De esta manera en la década de 1920 ya se tenía el conocimiento para entender porque brillaba el Sol. Ahora bien, mientras que la radioactividad fue un gran descubrimiento para muchas ciencias, la astronomía no le hizo ni caso.

Tres grandes físicos: Hans Bethe, Friedrich von Weizsäcker y Rudolf Kippenhahn descubrieron que, para algunos elementos como el carbón, el oxígeno, hasta el hierro, no se producían desintegraciones, pero sí fusiones, que eran más potentes que las desintegraciones.  Pero, lamentablemente, la fusión necesitaba condiciones muy extremas, de temperatura y presión muy altas. Y calculando las condiciones que podía tener el centro del Sol, se vio que no se llegaba a estas condiciones tan extremas, y que por lo tanto la fusión no podía ser la fuente energética del Sol.

Pero estos tres físicos también descubrieron otra cadena de reacciones nucleares que empleaba el carbono, el nitrógeno y el oxígeno como catalizadores (cadena CNO), y con esta cadena ya era posible la fusión del hidrógeno para formar helio en el centro del Sol.

Faltaba la última etapa, descubierta por Rudolf Kippenhahn. En 1960 tuvo acceso a los computadores más avanzados de Alemania y empezó a simular estrellas. Gracias a la bomba nuclear, el conocimiento en la física nuclear había crecido enormemente. Pudo explicar el diagrama HR y confirmar la relación entre la masa de una estrella y su luminosidad, además de calcular el camino de las estrellas en el diagrama y el ciclo de vida de las estrellas (figura 10).

Figura 10. Evolución de las estrellas en el diagrama HR

Las estrellas nacen y se sitúan en la diagonal principal del diagrama HR. Cuando se agota su hidrógeno central se convierten en gigantes rojas y van hacia la zona de las gigantes. Explotan y se convierten en enanas blancas, moviéndose hacia la zona de las enanas.

En resumen, hemos hecho un viaje de más de 2000 años y hemos respondido la pregunta fundamental de porqué brilla el Sol, y hemos confirmado también la hipótesis de que el Sol es una estrella. Recordando a Charlie Chaplin, espero haberos convencido de que el camino para llegar a soluciones en la ciencia puede ser largo, con muchas curvas y fatigoso. La ciencia no es una opinión y a pesar de que a veces los científicos hacen faltas, mienten, son corruptos, etcétera, no hay espacio para pseudociencias ni falsos profetas.

Coloquio

¿Estamos solos en el firmamento?

No lo sabemos, pero sí sabemos que hay una innumerable cifra de galaxias que contienen un innumerable número de estrellas con sus planetas, y por lo tanto hay muchos lugares candidatos a albergar vida. Por eso estoy absolutamente seguro de que se ha formado vida como la del planeta Tierra en muchos sitios. Lo que no sabemos es si esta vida es inteligente o no.

¿Cómo se retroalimenta la energía de las estrellas?

No se retroalimenta. Lo que hacen es fusionar elementos ligeros en elementos más pesados. Al final, quien gana es la gravedad que acaba colapsando los centros estelares. Todavía no sabemos bien cómo se formaron las primeras estrellas que no tenían metales.

Conferencia de la Astronómica de Sabadell. Rafael Clemente, 11 de diciembre de 2024

Quienes más o menos hayáis seguido mi trayectoria, sabéis que en el año 2019, coincidiendo con el 50 aniversario de la llegada a la Luna, publiqué “Un pequeño paso para un hombre”. Era un resumen de toda la historia de los programas Mercury, Gemini y Apollo, hasta culminar con la llegada de Armstrong al Mar de la Tranquilidad. Al cabo de un par de años, me fui animando y me pareció que, así como se había escrito mucho sobre el Apollo 11, no se había escrito prácticamente nada -en castellano al menos- sobre el resto de los otros vuelos a la Luna. Ese fue el objetivo de publicar una segunda parte de esta aventura y escribí “Los otros vuelos a la Luna”. Finalmente, se me ocurrió que podíamos sustituir a los astronautas por sus enviados al espacio, y así nació la idea de escribir “Más allá de la Tierra”.

“Más allá de la Tierra” es una historia de los robots que prolongaron los sentidos y las sensaciones del hombre más allá de la órbita de la Luna. La intención fue que, puesto que no se había escrito prácticamente nada al respecto en castellano, esta obra reuniese de alguna manera todo lo que se ha hecho en términos de exploración robótica desde sus primeros intentos, en el año 1959, hasta ahora. Y, en fin, la intención era hacer una obra prácticamente enciclopédica que presenaste todas las misiones, no solamente las más conocidas, sino aquellas que, por otra razón, se han olvidado de alguna forma.

El libro está estructurado por destinos: la exploración de Venus (la primera que se realizó), la exploración de Marte, la exploración de Mercurio, la exploración de los planetas exteriores y al final de los pequeños cuerpos del sistema solar. Vamos a hacer una rapidísima visión del contenido del libro.

Exploración de Venus

La Venera (figura 1) fue un primer intento soviético por lanzar una sonda hacia Venus en un momento en el que el programa soviético era el asombro de Damasco. Prácticamente no cosechaban fallos, acertaban prácticamente en todo lo que intentaban. Venera era una sonda demasiado ambiciosa que simplemente pasó frente a Venus.

Figura 1. Sonda Venera, del programa soviético.

Poco después se lanzó la Mariner 2 (figura 2). Este fue el primer grandísimo éxito de la NASA en exploración interplanetaria. Era una sonda derivada de las sondas lunares Rangers, que también pasó frente a Venus. En aquella época no se hablaba todavía de aterrizar, se hacían solo flyby, pasadas ante el planeta. Llevaba unos pocos instrumentos, uno de los cuales era una parábola, que era un radiómetro con unas antenas para detectar radiación infrarroja.

Al pasar frente a Venus, la Mariner 2 hizo tres barridos: sur-norte, norte-sur y sur-norte otra vez, cubriendo todo el disco del planeta y midiendo su temperatura. En aquella época, había teorías que hablaban de que Venus, al ser un gemelo de la Tierra, sería poco menos que un paraíso tropical. Había quien decía que a lo mejor hasta existían allí dinosaurios como en la tierra primitiva. La Mariner fue la primera sonda que contribuyó a deshacer esta idea romántica ya que la temperatura que detectó era muy alta, de unos 400-500º, lo cual impedía todas las teorías de que Venus fuera una segunda tierra. En aquel momento se dijo que había sido un error, que las mediciones no eran correctas, pero años después, y gracias a una serie de teorías -una de ellas planteada por Carl Sagan- se empezó a hablar del efecto invernadero.

Figura 2. Sonda Mariner 2, de la NASA.

Las sondas soviéticas empezaron a descargar cápsulas instrumentadas (figura 3) en la atmósfera de Venus. De hecho, las primeras que se enviaron a Venus no llegaron al suelo, sencillamente caían en paracaídas y dejaban de transmitir mucho antes de tocar tierra. Lo que pasaba era que la cápsula era cocida y aplastada a medida que se iba introduciendo en una atmósfera muy densa que correspondía a temperaturas del orden de 400-500°C en superficie y presiones del orden de 90-95 atm.

Figura 3. Cápsula de aterrizaje en la superficie de Venus de las sondas soviéticas

Sin embargo, una de las sondas Venera sí que llegó al suelo de Venus y consiguió transmitir información desde allí. Fue entonces cuando los soviéticos tuvieron una de sus ideas geniales. Puesto que la cápsula se destruía al bajar durante varias horas a través de la atmósfera, y la atmósfera era tan densa que prácticamente se podía asimilar a un líquido enormemente denso. ¿Para qué hacerla caer con paracaídas? Utilizaron paracaídas a 50 km de altura para realizar una primera fase de frenado, y a aquella altura sencillamente se cortaban los cables de los paracaídas y la cápsula caía a plomo. Estas cápsulas tenían una parte esférica, estilo batiscafo, sobre la cual había un sombrerito que era suficiente para frenar la caída aprovechando simplemente la viscosidad del aire.

De esta manera algunas Venera se posaron en el suelo de Venus sin paracaídas, sencillamente a plomo, y gracias a ellas se obtuvieron las primeras fotografías en blanco y negro y luego en color del planeta gemelo de la Tierra. Son estas (figura 4), no hay más. A día de hoy estas son todas las imágenes que tenemos del suelo de Venus.

Figura 4. Fotografías obtenidas de Venus por las sondas Venera.

Estas sondas utilizaban un penetrómetro, un brazo mecánico que se desplegaba, se apoyaba en el suelo y realizaba un picotazo sobre el suelo para saber su cohesión.

Los rusos son prácticamente los únicos que han aterrizado en Venus. Los americanos también lanzaron algunas sondas con cápsulas similares a las soviéticas, las Pioneer Venus 1 y 2, pero donde realmente hicieron más hincapié fue en el estudio de Venus mediante radar. Venus está cubierto por nubes, que no dejan espacio en absoluto para la contemplación de la superficie y la única manera de conseguir una imagen de la geografía del planeta es utilizar ondas de radio.

En las imágenes de radar se pueden ver algunos domos volcánicos, y también algunos impactos meteoríticos con la eyecta a su alrededor. Las alturas que reflejan las fotografías por radar de estas sondas no son realistas porque han sido obtenidas mediante síntesis de ordenador y suelen estar exageradas verticalmente. Gracias a estas imágenes se consiguió, a lo largo de los meses, componer una imagen de la geografía de Venus.

Como curiosidad, la Agrupación Astronómica Internacional decidió que a los accidentes de Venus se les darían nombres femeninos, acorde con el nombre propio de Venus como planeta. Solamente hay una excepción, los montes Maxwell. Es el único hombre masculino que se ha asignado a un accidente de Venus en homenaje a Maxwell como descubridor de la teoría de las ondas electromagnéticas en la cual está basado el radar.

Posteriormente se han lanzado algunas sondas más. La Venus Express, por ejemplo, es una sonda europea que una vez en órbita alrededor de Venus tomó una fotografía de la Tierra desde allí. Con esta fotografía, se analizaron sus características espectrales y se pudo ver que podría soportar vida, ya que contenía agua, ozono, dióxido de carbono, óxidos de nitrógeno, metano, y fue probablemente una de las primeras demostraciones astronáuticas de que en nuestro planeta existe vida.

Exploración de Marte

En los años 62-63, rusos y americanos se metieron también en la carrera hacia Marte. La primera sonda soviética que se envió a Marte, la Mars 1, corrió más o menos la misma suerte que la primera que mandaron a Venus. La tecnología no estaba suficientemente avanzada y pasó simplemente por delante del planeta sin poder transmitir información.

Figura 5. A la izquierda, Marte 1, la primera sonda soviética enviada a Marte y a la derecha, Mariner 4, sonda enviada por la NASA.

En el año 1962, la NASA lanzó dos Mariner, la Mariner 3 y la Mariner 4, hacia Marte. La Mariner 3 fracasó, sencillamente el cohete se desvió de la trayectoria debido a un error en una de las fórmulas de guiado, pero la Mariner 4 consiguió pasar frente a Marte tomando 22 fotografías. Ésta es la primera imagen que tuvo la humanidad de Marte (figura 6). Se recibía a 8 bits por segundo, es decir, a una lentitud exasperante, podía tardarse horas en recibirse esta fotografía. Y una vez recibida la información, tenía que ir a los sistemas gráficos para imprimirla en el formato fotográfico. Los técnicos de Pasadena no pudieron esperar y, a medida que recibían la información en forma de papel y datos impresos, cogieron unos lápices de colores y se dedicaron a pintar la fotografía sobre la propia impresora.

Figura 6. Primera imagen obtenida de Marte en blanco y negro.

La sonda más significativa en esa época heroica fue la Mariner 9 (figura 7), la primera dirigida a Marte para orbitar el planeta y no solo pasar frente a él, lo cual permitiría tomar fotografías durante muchísimo más tiempo y centrarse en diferentes aspectos. Llegó a Marte en un mal momento, ya que el planeta estaba inmerso en una tormenta de polvo global que abarcaba todo el planeta y no se veían detalles. Durante las primeras semanas, la Mariner 9 estuvo dando vueltas intentando fotografiar algo sin conseguir nada más que imágenes en gris, pero poco a poco fue sedimentando y empezaron a aparecer pequeños detalles.

Apareció un accidente que lo llamaron Nix Olímpica. Poco se podían imaginar lo acertado del nombre porque se trataba de un volcán. No solamente aparecieron volcanes, sino también trazas. Algunas fotografías del Mariner 9 descubrieron formas que claramente indicaban la presencia de una corriente de agua que había marcado el relieve en forma de depósitos. Fue la primera indicación de que, en Marte, tal vez en el pasado, había habido un clima húmedo con grandes cantidades de agua suficientes como para crear enormes inundaciones y avenidas.

Figura 7. Mariner 9, primera sonda enviada para orbitar Marte.

Mientras la Mariner 9 daba vueltas, los rusos intentaron dar un paso más, es decir, aterrizar. La primera nave que aterrizó en Marte fue la Mars 3, una cápsula parecida a la Luna 9, la primera sonda que aterrizó en la Luna. Era una cápsula con cuatro pétalos que se abrían para enderezarse y tenía unas cámaras en la parte superior para transmitir unas fotografías del paisaje. En la parte inferior tenía un amortiguador para evitar el impacto. Además, llevaba una especie de cajita gris, que fue el primer intento soviético por enviar un rover a Marte. Concretamente era el Marschot (figura 8), prácticamente una caja de zapatos con unos patines y unas bielas que al girar hacían que los patines fueran dando pasos y avanzando poco a poco.

La cápsula aterrizó suavemente según parece, pero quizá por la tormenta de polvo que en aquel momento reinaba en Marte o por lo que fuera, volcó y solamente tuvo tiempo de transmitir unas pocas líneas de vídeo que correspondían al cielo negro. Por supuesto, el Marschot nunca llegó a funcionar.

Figura 8. Primer rover de Marte enviado por los soviéticos.

Las sondas que sí fueron un éxito fueron las Viking 1 y 2 (figura 9), enviadas en 1976 por la NASA. Se plantearon como un regalo de cumpleaños para el país, para la conmemoración del 200 aniversario de su independencia. Además, la primera tenía que aterrizar el 4 de julio. No pudo ser, se retrasó un poco, pero ambas sondas aterrizaron y transmitieron las primeras imágenes próximas del panorama del paisaje de Marte. Incluían un brazo que pretendía no solamente hacer análisis químicos del suelo sino biológicos, en busca de signos de vida. A bordo de las Viking iban tres experimentos destinados a detectar las tres características típicas de los seres vivos: crecimiento, metabolismo y respiración.

Figura 9. Viking 1 y 2.

Joan Oró estuvo en el equipo de análisis químico y dio el veredicto de que lo que parecía una reacción positiva en cuanto a la detección de vida, en realidad era una reacción puramente abiótica. Tenía razón porque después se ha visto que el suelo marciano es muy reactivo y en el momento que se deja caer un poquito de líquido se produce una reacción de oxigenación brutal.

Los rusos dirigieron su interés hacia otro objetivo, Fobos, uno de los dos satélites de Marte, en vista de los fracasos en la exploración de Marte. La Unión Soviética tuvo grandísimos éxitos en la exploración de Venus, pero fue un desastre en la exploración de Marte. Contrariamente, la NASA tuvo sus momentos de máxima gloria explorando Marte y resultados mucho menores con la exploración de Venus.  Así pues, los soviéticos enviaron una sonda a Marte y una cápsula debía aterrizar en Fobos, pero perdió la orientación debido a un error humano y no realizó su objetivo.

Las sondas Viking concluyeron la época de la exploración heroica de Marte. A partir de entonces, la NASA estableció un sistema de exploración mucho más sistemática que empezó con la Mars Climate Orbiter, una sonda destinada a estudios meteorológicos del planeta, que nunca llegó a funcionar. Esta fue la famosa sonda que se estrelló en Marte debido a un error de unidades (le pasaron correcciones orbitales en pies en lugar de metros, lo que propició que se quemara en la entrada en la atmósfera marciana).

Después vino la época de la NASA en que hacía las cosas más rápidas y baratas. Enviaron a Marte el rover Sojourner, que aterrizó sobre el planeta a la brava, con paracaídas, retrocohetes y unos enormes airbags (figura 10).

Figura 10. Airbags del Sojourner.

El Sojourner fue un robot muy pequeño, pero abrió paso a dos de los robots más simpáticos que ha lanzado la NASA: el Opportunity y el Spirit (figura 11). Aunque estaban pensados para trabajar durante tres meses, el primero duró ocho años. Cayó justo en el interior de un pequeño cráter, y recorrió 30 quilómetros visitando el cráter Victoria y terminó en el cráter Endeavour, donde la acumulación de polvo en sus paneles solares le impidieron recoger suficiente energía y murió. El Spirit quedó atrapado en una trampa de arena después de varios años de exploraciones también.

Figura 11. Rovers Opportunity y Spirit, de la NASA.

Europa también ha hecho algunos intentos de explorar Marte, como por ejemplo el Beagle 2. Fue un aterrizador de construcción británica, una cápsula que una vez en el suelo tenía que abrirse y desplegar paneles solares, antenas y un brazo con todos los instrumentos para analizar la atmósfera y el suelo.  También llevaba una especie de bolígrafo que mediante un contrapeso debía desplazarse por el suelo para ir probando su resistencia en diferentes puntos. Debería haber funcionado, pero no funcionó. Sencillamente el despliegue de todos estos paneles no se realizó. La antena y los paneles solares quedaron dentro de la carcasa, con lo cual el Beagle se murió.

Y otra de las sondas que forman parte de la historia de la exploración marciana fue la Phoenix, un aterrizador de la NASA destinado a estudiar el suelo marciano en la zona de los casquetes polares. Como curiosidad, la Mars Reconnaissance Orbiter fotografió el descenso en paracaídas de la Phoenix (figura 12).

Figura 12. Sonda Phoenix descendiendo hacia la superficie de Marte.

Los dos últimos rovers lanzados por la NASA a Marte han sido el Curiosity y el Perseverance. Como pesaban más de una tonelada era imposible hacerlos caer con el sistema tradicional de airbags, así que se ideó un nuevo método de descenso y caída, como una grúa volante.

Otro proyecto de la NASA fue el InSight, una sonda estática que pretendía hacer estudios geológicos, concretamente sísmicos y de transmisión de calor desde el núcleo del planeta. Solamente llevaba dos aparatos a bordo y un brazo para ponerlos en el suelo. El brazo servía para depositar el sismómetro en el suelo y cubrirlo con una capa esférica para evitar que el viento introdujera vibraciones anómalas. Y también tenía una especie de torrecita de perforación que debía penetrar varios metros hacia abajo. Era un taladro que a base de percusión pretendía introducir un termómetro en el suelo para estudiar el flujo térmico del planeta. El sismómetro funcionó pero el ratón no.

Aquí tenemos una fotografía de Deimos (figura 13). El interés es que esta fotografía no es ni rusa ni americana, sino que está tomada por la sonda Al Hamal, fabricada bajo la financiación de Emiratos. Esta sonda sigue orbitando Marte y no deja de ser significativo que países con poca tradición en industria espacial se hayan decidido a utilizar Marte como excusa para promover vocaciones, promover el interés de sus jóvenes.

Figura 13. Fotografía hecha por la sonda Al Hamal de Deimos, un satélite de Marte.

La sonda china Tianguang es probablemente la misión más exitosa que se ha producido en la exploración de Marte. Es la única que ha reunido en un solo lanzamiento un orbitador, un aterrizador y un rover. No solo eso, sino que también ha incluido una serie de cámaras fotográficas que se lanzaron una vez en órbita para hacerse un selfie a sí mismo (figura 14).

Figura 14. Selfie de la sonda china Tianguang con Marte de fondo

Los éxitos que ha tenido la República Popular China en la exploración tanto de la Luna como de Marte mediante sistemas robóticos son increíbles, prácticamente no han tenido fracasos. No es que no los hayan anunciado, es que no los han tenido. Eso hace suponer que el próximo intento que tengan por volver a la Luna, en vez de robots irán chinos. Y si la NASA no se pone las pilas con enorme prisa, no está claro quién va a volver a la Luna antes.

Exploración de Mercurio

Las primeras fotografías que se obtuvieron de Mercurio fueron gracias a la sonda Mariner 10 de la NASA. Posteriormente, nadie más volvió a Mercurio hasta la Messenger, cuyas cámaras fotográficas transmitieron fotografías muy detalladas de la superficie.

La bahía de Caloris es el punto más cálido del Sistema Solar. Mercurio sigue una combinación de movimientos de rotación y de traslación que hacen que este punto de su superficie esté directamente bajo el Sol al pasar por el perihelio, en la siguiente órbita este punto esté en la parte más alejada, y en la siguiente vuelva a estar en el punto subsolar. Con lo cual aquí se dan, probablemente, las temperaturas más altas y también las más bajas del Sistema Solar.

La sonda Voyager, cuando ya estaba en el territorio de salida, hizo una serie de fotografías panorámicas en la cual se veían todos o prácticamente todos los planetas del Sistema Solar (figura 15).

Figura 15. Fotografías panorámicas de todos los planetas del sistema solar.

Exploración de los planetas exteriores

Las dos sondas Pioneer se lanzaron hacia Júpiter y Saturno y transmitieron las primeras fotografías de estos planetas. No eran fotografías obtenidas por cámaras, sino simplemente por un fotómetro que exploraba Júpiter a franjas, produciendo fotografías deformadas como un huevo (figura 16), y mediante tratamiento gráfico se consiguieron las primeras imágenes en color del planeta (figura 16).

Figura 16. Fotografías de Júpiter obtenidas por la sonda Pioneer, antes y después del tratamiento

Estas primeras imágenes fueron extraordinarias, pero las que consiguió la siguiente generación de naves, como las Voyager, todavía lo fueron más. Os muestro una fotografía de Saturno obtenida por la Pioneer 10 y por la Voyager (figura 17) para poderlas comparar. Fijaros en la diferencia de calidad.

Figura 17.  Saturno fotografiado por el Pionner 10 (izquierda) y fotografiado por la Voyager (derecha).

Después de las Voyager vino Galileo. Esta sonda tuvo que lidiar con muchísimos problemas, entre otros que no se desplegó su antena principal y por ello los técnicos tuvieron que utilizar las antenas de baja ganancia para transmitir todas las imágenes y los datos. Las hazañas que consiguieron los informáticos para comprimir toda esta información en unos paquetes mínimos y poderlos transmitir a través del poquísimo ancho de banda que tenían, es otra de las leyendas de la NASA.

Por el contrario, la siguiente sonda que se lanzó hacia Saturno, la Cassini, funcionó perfectamente. Es otro de los grandes éxitos de la NASA. Llevaba una especie de paella blanca que era la sonda de aterrizaje Huygens, que aterrizó en Titán. Este satélite de Saturno tiene atmósfera, viento, ríos, lagos, dunas e incluso hay islas mágicas en el borde de uno de los pequeños lagos de metano que aparecen y desaparecen de vez en cuando. En Titán, la atmósfera es tan densa que un astronauta podría caminar por él casi en mangas de camisa, con un buen abrigo, por supuesto. Titán, junto con Europa y Encelado, son los tres grandes objetivos donde quizá algún día se buscará y se encontrarán signos de vida.

La sonda Juno en este momento sigue girando alrededor de Júpiter y transmitiendo fotografías de la superficie, de las nubes de Júpiter y ocasionalmente también de sus satélites.

Exploración de los cuerpos menores

La sonda New Horizons se envió para el estudio de Plutón y su satélite Caronte. No solo fotografió a Plutón y Caronte, sino que también fotografió a Nix, uno de los pequeños satélites que giran alrededor de Plutón, de los cinco que tiene. Y después de pasar por Plutón continuó el viaje para visitar a Arrokoth, el cuerpo del sistema solar más lejano visitado hasta hoy en día. Este encuentro duró exactamente un segundo.

Ceres es otro planeta enano hacia donde se envió la sonda Dawn, que estudió este planeta enano, habiendo pasado antes por Vesta. Este asteroide tiene el volcán más alto del Sistema Solar por un margen de 1 km, que se llama Rea Silva.

Exploración de cometas

Y por último tenemos que hablar de la exploración de los cometas.  La sonda Rosetta fotografió el cometa Gerasimenko. Soltó también una sonda de aterrizaje para que se posase en su superficie, pero le falló el sistema.  Y como era de temer, la sonda rebotó en la baja gravedad del cometa y fue a caer en una hendidura. Los técnicos de la ESA se dedicaron durante meses a fotografiar y analizar palmo a palmo todo el cometa, que, aunque nos parezca un cuerpo pequeño, tiene varios kilómetros de diámetro.

Tanto japoneses como americanos, han lanzado sondas de recogida de muestras hacia otros asteroides. Una de las más recientes ha sido Osiris-Rex que fue enviada al asteroide Bennu, y que volvió con una cosecha de regolito en cantidades industriales, muy superior a la que esperaban, porque la mayor parte de asteroides que se han visitado hasta ahora, son como montañas de basura que se mantienen unidas simplemente por su propia gravedad.

Dimorphos fue el blanco utilizado en el experimento de redireccionamiento de un asteroide, que quizá algún día servirá para salvar la Tierra de una catástrofe, pero de momento se hizo a pequeña escala. Se lanzó una sonda hacia este asteroide, que es un satélite de otro asteroide. El principal es Dídimos y el satélite se bautizó como Dimorphos. La sonda que impactó pesaba alrededor de una tonelada y se la hizo impactar a contramarcha para maximizar el impacto. Finalmente, el resultado del impacto tuvo mucha más consecuencia de lo que se había supuesto. Fue la primera vez que el hombre consiguió mover un cuerpo celeste, aunque fuera poquito.

Coloquio

¿Cuáles serían los principales proyectos o misiones que hay previstos en el futuro?
Rusia no ha anunciado muchos planes. En el caso de Estados Unidos hay al menos dos misiones en proyecto, la Psyche y la de las Lunas heladas de Júpiter, exactamente la de Encelado. Son viajes muy largos que tienen la fecha de llegada en el 2030. China está concentrada en la exploración humana de la Luna. India también está haciendo sus pinitos en la exploración de Marte. Aparte, está el programa Da Vinci, que es una exploración de Venus, con una cápsula de aterrizaje americana, y BepiColombo, que llegará a Mercurio dentro de poco.

¿Veremos más lanzamientos de la SLS?
Aunque el SLS no está directamente relacionado con la exploración planetaria, es el supercohete para impulsar la capsula Artemis hacia la Luna. Es un cohete cuya época ha pasado ya que se diseñó hace 15 años en unas circunstancias distintas, y en esos 15 años la aparición de SpaceX y los cohetes recuperables, ha dejado obsoleto prácticamente al SLS, quien no deja de ser un sucesor caro del Saturno 5 y, además, no recuperable.

¿Qué hay más interés en explorar la Luna o Marte?
El interés por explorar Marte es puramente científico, hoy por hoy, excepto el hecho de que para Musk se ha convertido en una obsesión convertir a la humanidad en una especie multiplanetaria. Pero desde el punto de vista práctico, el interés comercial, que es el que cuenta en este momento, es la Luna, y más concretamente las regiones polares, sobre todo el Polo Sur, para ver si es factible la explotación del agua que puede haber allí, probablemente el recurso más valioso que encierra la Luna a corto plazo.

Conferencia de la Astronómica de Sabadell. Montse Campàs, 18 de diciembre de 2024

¿Qué es un cometa? 

La palabra cometa viene del griego cometes, que significa astro con cabellera. Son cuerpos menores que pueden medir desde pocos metros a muchos kilómetros de diámetro y están compuestos básicamente de hielo y silicatos.

Figura 1. Morfología de un cometa.

Las órbitas de los cometas normalmente son muy alargadas y los llevan a pasar la mayor parte del tiempo en zonas alejadas del Sol, donde hace mucho frío. Pero cuando se acercan al astro rey se calientan y el hielo se sublima. Este gas que se escapa del núcleo sólido del cometa arrastra consigo partículas, creando la coma del cometa. Luego el sol peina esta coma con su viento solar y aparecen una cola, que puede ser muy grande y majestuosa o bastante simple.

Figura 2. Órbita de un cometa.

Se suele decir que los cometas son los objetos más oscuros del sistema solar. De ahí el nombre que les dan de bolas de hielo sucias, porque tienen un albedo similar al del carbón. Son objetos muy oscuros, aunque no lo parezcan.

Los núcleos cometarios están formados básicamente por más o menos un 25% de silicatos, polvos, rocas, un 50% de hielo y agua, y el resto serían sustancias como amoníaco, dióxido de carbono, monóxido de carbono, metano, y un enorme número de moléculas complejas. Hay una teoría que dice que el núcleo es como un conglomerado: han chocado varios objetos a bajas velocidades y se han ido uniendo. Esto explicaría también un poco la porosidad y la baja densidad de los núcleos cometarios en general. También hay otra teoría que dice que son como cebollas, es decir, que tienen muchas capas, y cuando se fractura una de ellas deja escapar los volátiles que hay por debajo de ella, a veces haciendo verdaderos estallidos.

Figura 3. Teorías del núcleo como si fuera un conglomerado (izquierda) y como si fuera una cebolla (derecha).

Últimamente ha salido un nuevo estudio del cometa 67P, que fue visitado por la sonda Rosetta, publicado en la revista Science, el cual recupera la idea de que los cometas son posibles contribuidores a llenar de agua nuestro planeta. El origen del agua de nuestro planeta es objeto de debate desde hace mucho tiempo. Se piensa que, al principio, la Tierra estaba completamente seca, pero a partir de explosiones volcánicas salió vapor de agua que se condensó, pero no en la gran cantidad que tenemos. Por eso se analiza tanto y se buscan los componentes de esta agua. El hidrógeno puede presentarse en forma de tres isótopos distintos: el hidrógeno normal que no tiene ningún neutrón en el núcleo, el deuterio que tiene un neutrón y el tritio que tiene dos neutrones (figura 4). 

Figura 4. Los tres isótopos que presenta el hidrogeno en la naturaleza.

Si analizamos el agua de la Tierra, se presenta como una mezcla de isótopos, en una proporción muy determinada. Los primeros análisis del cometa 67P encontraron que el material que envolvía el cometa tenía una proporción demasiado alta de deuterio versus hidrógeno normal como para ajustarse a lo que sería el agua en la tierra. Pero ahora este nuevo estudio que ha salido publicado dice que el manto que envuelve el cometa no es representativo de la composición de su núcleo, y nuevos análisis más próximos al núcleo han dado una proporción de deuterio versus hidrógeno mucho más cercana a lo que podemos encontrar aquí en la Tierra.

Tipos de cometas

Los diferentes tipos de cometas son los siguientes:

· Cometas con periodo corto o de la familia de Júpiter: tienen un periodo orbital menor de 20 años y orbitas apenas inclinadas respecto de la eclíptica.
· Cometas tipo Halley: las órbitas más alargadas y periodos de decenas de años e inclinaciones que pueden ser muy grandes.
· Cometas con largo periodo: tienen órbitas alargadísimas que van desde miles de años hasta objetos que han pasado por las cercanías del Sol una única vez desde que los orígenes del sistema solar.
· Cometas interestelares: sólo tenemos uno conocido, el 21 Borisov.

Y yo añadiría también los cometas bichos raros, que no podemos clasificar.

El cometa 21 Borisov fue descubierto por un astrónomo aficionado, Borisov, con su telescopio de 0,65 metros ubicado en Crimea. En noviembre de 2019, los astrónomos de la Universidad de Yale dijeron que el cometa, incluido su coma y su cola, tenía 14 veces el tamaño de la Tierra.

Figura 5. Cometa 21 Borisov.

Los bichos raros son asteroides que en realidad son cometas. Esto pasó, por ejemplo, con el objeto 2004TU12, descubierto como un asteroide, y un día haciendo un seguimiento rutinario, le salió cola. Pero desapareció esta cola y de momento pasó a ser el cometa 162P, un cometa periódico (figura 6). En cambio, el cometa P/2010 A2, se le descubrió con cola, pero esta cola sí que desapareció y nunca más se vio. Entonces, ¿qué es un cometa, un asteroide? De momento está catalogado como cometa, pero es un bicho raro. Además, algunos objetos transneptunianos o centauros como Eride o Sedna son una mezcla entre cometa y asteroide porque a la que se aproximan un poco al Sol les sale cola. Yo los clasifico también como cometas raros.

Figura 6. Cometa 2004TU12, del observatorio Montcabrer.

Cometas observados por nosotros

Hace 24 años que observamos cometas desde nuestro observatorio Montcabrer, llamado así porque justamente está en la ladera de la montaña de Montcabrer (Cabrils). Desde entonces hemos observado 831 cometas distintos, de los cuales 254 son periódicos numerados y 577 son no numerados. De estos cometas hemos podido observar cómo se rompían algunos, cometas que desaparecían, cometas que estallaban, cometas visitados por sondas, cometas interestelares y cometas fotogénicos.

Cometas rotos

En diciembre del 2001 tuvimos la suerte de pillar cómo se rompía el cometa 51P.  En la imagen se pueden ver dos trozos del cometa (figura 7). En 2005 se rompieron varios cometas: el 2004 V5, 2005 K2, 2005 A1 y el 101 P se rompieron en dos pedazos A y B. Y el 2006 el cometa  73P se rompió en mil pedacitos.

Figura 7. Cometa 51P 

Cometas desintegrados

El cometa 2004 S1 fue un caso muy curioso porque nosotros sacamos imágenes de este cometa, cada día más débil, hasta que un día ya era un borrón inmedible. Se había desintegrado (figura 8)

Figura 8. Secuencia de imágenes del cometa 2004 S1.

Recibimos un mensaje del astrónomo Zdenek Sekanina que estaba haciendo el seguimiento de este cometa porque ya había visto que se estaba rompiendo y desintegrando. Vio que los últimos días antes de perderlo nosotros habíamos sacado imágenes y nos las pidió para estudiarlas con más detalle. Con ellas pudo hacer un artículo estudiando la desintegración de este cometa, y salimos en el artículo.

Cometas en estallido 

Del cometa ascensor 29P tenemos medidas desde el 2001 hasta ahora. Lo llamamos ascensor porque ha tenido muchos estallidos (figura 9). Hay más de 20.000 medidas de este cometa que se han utilizado para hacer muchísimos trabajos y también para estudiar un poco cómo se mueve, cuál es su periodo de rotación y porque tiene estos estallidos.

Figura 9. Medidas de la magnitud del cometa 29 P a lo largo de lo años.

Pude colaborar con Mark Kidger y el grupo de observadores Cometas. Él estaba en aquella época trabajando para el satélite Herschel y pudo establecer una buena correlación entre la fotometría de apertura CCD del cometa 29P hecha por nosotros y la fotometría y espectroscopía realizada por el satélite Herschel. Con estos datos se obtuvo que el núcleo del cometa tiene un período de rotación de unos 60 días, y los estallidos también tienen relación con el giro.   

El estallido del cometa 17P fue super. Nos llamaron desde Canarias un día a las 2 h de la noche diciendo que al cometa le pasaba alguna cosa rara. Nos costó un poco, pero lo observamos y lo vimos mucho más brillante que el día anterior. Con el paso de las horas su brillo fue aumentando y en pocos días el estallido fue espectacular.

Figura 10. Estallido del cometa 17P

Cometas visitados por sondas

Tuvimos la suerte de poder trabajar para el proyecto Deep Impact. Un día recibimos un correo de la gente del Deep Impact que nos decía que éramos de los que habían observado más veces este cometa y que les gustaría que les enviáramos datos, pero de una determinada manera. En España somos un país en potencia de observadores de cometas. Estuve trabajando con el grupo de observadores Cometas, me enviaban las imágenes y yo las podía colgar en la página web de la NASA. Cuando ya impactó la sonda, nos dijeron que, con los datos que les enviamos, la sonda hubiera pasado a tan sólo 40 km del cometa. ¡Está muy bien, son medidas muy precisas!

También trabajamos con el proyecto Rosetta, que visitó el cometa 67P. Antes de visitar este cometa, se barajaron otros cometas para su visita, como el 46P Wirtanen.

Cometas fotogénicos

Nosotros no hacemos imágenes bonitas. Nuestras imágenes son para medir el cometa, para obtener su fotometría y astrometria. Por ello, la mayoría de las imágenes que vais a ver ahora son de nuestros compañeros de observadores de cometas.

[La conferenciante muestra bastantes imágenes de distintos cometas]

Como muestra de cometas fotogénicos mostramos el cometa C/2023 A3 Tsuchinshan-ATLAS, obtenida por Dídac Mesa desde Maldà (Lleida) el 24 de octubre de 2024 (figura 11).

Figura 11. cometa C/2023 A3 Tsuchinshan-ATLAS

Con toda nuestra experiencia, en 2018 la editorial Marcombo nos encargó un libro sobre los cometas dónde explicamos todo lo que sabemos de estos astros tan entrañables.

Coloquio

¿Al ser unos objetos que no son tan puntuales, cómo podéis hacer una fotometría de estos objetos?
Cogemos el box para hacer la fotometría, adaptando lo máximo que podemos a lo que es el núcleo. Hemos hecho una estandarización para que todos los observadores de cometas lo haga igual y es un box de 10x10. Entonces también hacemos la multiapertura, hacemos fotometría de pues 20x20, 30x30 y 40x40. Como todos lo observamos con el mismo box, los resultados son homogéneos Entonces podemos hacer gráficas y estudiar un poco el comportamiento de estos porque todos hacemos la fotometría igual. Utilizamos un software específico para hacer esto.

¿Qué equipo mínimo necesita un aficionado sin muchos recursos para hacer observación cometaria?
Observa con lo que tengas, no hay un equipo mínimo para hacer observaciones. Incluso tenemos gente que hace medición de cometas visuales, aunque ya queda poca gente. En cuanto al equipo, lo que uno se pueda permitir comprar y poco a poco vas comprándote una mejor cámara CCD, porque a lo mejor es más importante que te compres una buena CCD que no un telescopio. Con un telescopio más pequeño, pero con una buena cámara, podrás obtener mejor que no al revés.

Si un cometa pasa cerca de la Tierra, ¿qué probabilidad hay de que choque por la atracción?
De momento lo tenemos todo controlado. Es más fácil que choque un asteroide que un cometa. Pero por la órbita ya veríamos que va a chocar si pasa muy cerca, no creo que lo perturbemos tanto como para chocar. O viene o pasa de largo.

¿Los cometas regresan a nuestra visión con períodos continuados que se repiten en el curso de los años?
Los de periodo sí. Como el Halley, que vuelve cada 76 años o como el 29PL, que lo observamos cada año. Todos que tienen la p detrás son periódicos y van volviendo.

¿Las composiciones de la coma y la cola son similares?
Son los volátiles que salen de lo que es el núcleo cometario. La composición puede ser de amoníaco, de hielo y de polvo cometario. Entonces, primero se hace la coma y luego, con el viento solar, esta coma lo que hace es que lo impulsa hacia afuera y salen las colas cometarias.

Conferencia de la Astronómica de Sabadell. Ana Heras, 8 de enero de 2025

Plato es una misión espacial cuyo propósito principal es buscar planetas similares a la Tierra alrededor de otras estrellas y responder preguntas fundamentales sobre los sistemas planetarios. Aunque en castellano "Plato" puede sonar curioso, el nombre es un acrónimo en inglés que alude al filósofo Platón, reflejando la exploración y el conocimiento de nuevos mundos.

La astronomía siempre ha despertado fascinación. Al mirar al cielo, contemplamos las estrellas, pero hasta hace poco no sabíamos mucho sobre lo que ocurría a su alrededor. Gracias a los avances en telescopios terrestres y espaciales, ahora sabemos que, en promedio, hay al menos tantos planetas como estrellas en el universo. Aunque no todas las estrellas tienen planetas, esta idea es inspiradora y ha transformado nuestra comprensión del cosmos. Pero el estudio de otros sistemas planetarios no sólo sirve para entender el Cosmos sino también para entender mucho mejor nuestro propio Sistema Solar. Queremos saber si nuestro sistema es especial o, al contrario, muy habitual. 

El interés por los exoplanetas no es nuevo. Desde la antigüedad, filósofos como Epicuro y Giordano Bruno intuyeron que podrían existir otros mundos similares al nuestro. Sin embargo, no fue hasta 1992 cuando Aleksander Wolszczan y Dale Frail detectaron los primeros exoplanetas orbitando alrededor de un púlsar. Más tarde, en 1995, Michel Mayor y Didier Queloz descubrieron el primer exoplaneta alrededor de una estrella similar al Sol, un hallazgo que marcó el inicio de una nueva era en la astronomía y que les valió el Premio Nobel de Física. Hoy en día, se han confirmado más de 5.800 exoplanetas, un número que sigue aumentando gracias al desarrollo de nuevas técnicas y observatorios.

Observar un planeta de manera directa con luz visible con los instrumentos que tenemos, es imposible. Si comparamos el brillo de un planeta pequeño como la Tierra con el brillo del Sol, hay una diferencia de diez órdenes de magnitud. Deberíamos eliminar la luz de la estrella con alguna técnica -que ya estamos empezando a hacer- para poderlo ver. Lo que significa que la mayoría de exoplanetas descubiertos hasta ahora lo han sido con métodos indirectos. Detectamos el efecto que el planeta tiene en la luz o en el espectro de su estrella.

El método de tránsito es la técnica más utilizada para descubrir exoplanetas. De los 5.800 exoplanetas descubiertos, 4.329 de ellos lo han sido por este método. Consiste en medir la disminución del brillo de una estrella cuando un planeta pasa frente a ella, ocultándola parcialmente. Este método permite determinar el radio del planeta, características de su órbita y, en algunos casos también, características de su atmósfera.

Figura 1. Método de los tránsitos

Puede parecer sencillo pero no lo es, porque debe tenerse en cuenta que en estas medidas hay mucho “ruido”, como la propia actividad de la estrella, el ruido instrumental y, como ya hemos mencionado, la bajísima disminución de luz. Para un planeta como Júpiter la bajada de luz es de una centésima, pero para un planeta como la Tierra es de sólo 8 cien mil milésimas.

Además, este método tiene sus limitaciones. Por ejemplo, solo detecta planetas cuyas órbitas estén alineadas con nuestra línea de visión, lo que ocurre en un 0,5% de los casos para planetas con órbitas similares a la de la Tierra. Por ello, para descubrir nuevos exoplanetas, es esencial observar una gran cantidad de estrellas.

Figura 2. Sólo el 0,5% de los exoplanetas, vistos des de la Tierra tienen tránsitos

Detectar planetas pequeños como la Tierra requiere una precisión fotométrica muy alta, algo difícil de lograr debido al ruido de los instrumentos, la actividad estelar y las interferencias de la atmósfera terrestre en observaciones desde el suelo. Además, existe el problema de los falsos positivos, situaciones en las que otros fenómenos observados imitan un tránsito planetario (el paso de una enana marrón, una estrella binaria, etc.). Por ello, es necesario realizar observaciones adicionales con telescopios terrestres o espaciales para confirmar los descubrimientos.

Plato está diseñado para superar estos desafíos. Observará miles de estrellas con una precisión excepcional, aumentando significativamente las probabilidades de detectar planetas habitables.

Además de los tránsitos, Plato también observará las curvas de fase. Cuando un planeta refleja la luz de su estrella y alcanza un punto máximo de brillo, observamos el máximo de la curva de luz. Al continuar su órbita, el planeta es ocultado tras la estrella, lo que genera un eclipse. Esto difiere del tránsito, donde el planeta pasa frente a la estrella, bloqueando parcialmente su luz.

Figura 3. Curva de fase de un exoplaneta

Las curvas de fase permiten analizar cómo cambia la luz reflejada por un planeta a medida que orbita su estrella, proporcionando información sobre su albedo, composición atmosférica e incluso posibles condiciones climáticas. Por ejemplo, el telescopio James Webb utiliza múltiples longitudes de onda para obtener mediciones precisas que ayudan a entender la atmósfera de los planetas y, en algunos casos, incluso a modelar sus climas.

Un ejemplo notable de descubrimientos realizados mediante el método de tránsito es el sistema TRAPPIST-1, detectado por un pequeño telescopio belga. Se trata de un sistema planetario formado por siete planetas rocosos que orbitan todos muy cerca de su estrella (más cerca que la órbita de Mercurio). Como la estrella es una enana roja ultrafría, la zona de habitabilidad (donde podría existir agua líquida en la superficie) está muy cercana a la estrella, y tres de los planetas están en el interior de esta zona.

El telescopio espacial James Webb está estudiando este sistema intensivamente para buscar atmósferas en estos planetas. Aunque aún no se han encontrado firmas biológicas, este sistema ofrece información crucial sobre planetas rocosos y su potencial habitabilidad.

Figura 4. Sistema planetario Trappist-1

Los sietes planetas del sistema Trappist-1 tienen tránsitos vistos des de la Tierra, lo que proporciona unas curvas muy bonitas porque a veces se solapan más de un tránsito a la vez.

Figura 5. Tránsitos planetarios en el sistema Trappist-1

Otro ejemplo destacado es el telescopio Kepler, responsable del descubrimiento de la mayoría de los exoplanetas hasta ahora. Kepler ha detectado planetas con tránsitos claros y precisos, como un planeta terrestre de 1.4 radios terrestres y una masa de 4.6 masas terrestres. Estos datos, limpios de interferencias instrumentales y estelares, ejemplifican el nivel de precisión alcanzado en estas mediciones.

El método de velocidad radial es otro pilar en la detección de exoplanetas. Este método mide el efecto Doppler causado por el movimiento de la estrella debido a la atracción gravitatoria del planeta. Aunque no ofrece información directa sobre el radio del planeta, permite calcular un límite inferior de su masa.

Un ejemplo icónico es el planeta Próxima b, descubierto alrededor de Próxima Centauri. Aunque su masa indica que podría ser habitable, aún no se ha detectado en tránsito, por lo que su radio y densidad siguen siendo desconocidos. Sin embargo, la combinación de los métodos de tránsito y velocidad radial permite calcular tanto la masa como el radio, y, por ende, la densidad del planeta, proporcionando pistas clave sobre su composición. La densidad nos da la primera medida importante para saber de qué está hecho un planeta. Con ella podemos saber si se trata de un planeta gaseoso, acuoso o terrestre.

Hay muchas misiones y observatorios que están trabajando en este tema como puede verse en la siguiente imagen (figura 6). Por un lado, están los observatorios en tierra, que son muy importantes sobre todo para medidas de las velocidades radiales. Luego tenemos las misiones pasadas como la francesa-europea COROT, que fue la primera misión que se lanzó para el estudio de exoplanetas, y descubrió la primera supertierra. También tenemos las misiones de la NASA, Kepler y TESS. Y la misión Keops de la ESA, que hace seguimiento de planetas ya conocidos.

Figura 6. Misiones presentes y futuras para el estudio de los exoplanetas

Dejadme destacar la contribución española con varios instrumentos desde tierra, como Carmenes en Calar Alto u otros instrumentos desde Canarias. En Chile también hay instrumentos muy importantes, como Espresso, colocado en el Very Large Telescope de más de 8 metros, que es el único instrumento que podría detectar las velocidades radiales de un planeta como la Tierra a una distancia de una unidad astronómica. Todavía no está muy claro que lo podamos hacer porque el mayor obstáculo no es el instrumento sino la actividad de la propia estrella.

Como os decía antes, hoy en día tenemos 5.811 exoplanetas confirmados y 7.358 candidatos que todavía no han sido confirmados. La diversidad de exoplanetas es asombrosa (figura 7). Tenemos “hot jupiters”, planetas gigantes orbitando su estrella más cerca que Mercurio. Tenemos planetas más grandes que Júpiter orbitando a distancias 10 o 100 veces mayores que Júpiter del Sol. Tenemos supertierras, planetas con tamaños y masas entre la Tierra y Neptuno, algunos de ellos deben ser rocosos, mientras que otros pueden ser de agua o de hielo, todavía no lo sabemos.

Figura 7. Relación de exoplanetas confirmados

No sabemos si el Sistema Solar es común en el Universo o es un sistema planetario extraño. Todavía hay grandes vacíos en nuestro conocimiento, especialmente en lo que respecta a planetas pequeños en la zona de habitabilidad de estrellas como el Sol. Esto se debe, en parte, a misiones como Kepler y TESS que han observado principalmente estrellas débiles o frías, limitando el seguimiento detallado con otros instrumentos. Nos hace falta observar estrellas más brillantes.

En la figura siguiente (figura 8) podemos ver el número de planetas descubiertos según la magnitud de la estrella. Para estrellas brillantes tenemos sobre todo la masa de los planetas, y para estrellas débiles tenemos sobre todo sus radios. Solo en la zona intermedia tenemos las dos medidas, por lo que hemos podido calcular las densidades en pocos casos. En total solo tenemos 1.350 planetas con masa y radio conocidos.

Figura 8. Número de planetas según la magnitud de las estrellas

Lo que estamos viendo es que los planetas del Sistema Solar, donde los pequeños son rocosos y los grandes gaseosos, no son la regla general. Existen otras configuraciones de planetas, algunos con mucha agua, o con hielo, y esto lo podremos saber cuando sepamos con toda seguridad su densidad. Aquí entra en juego el satélite Plato.

Plato ha sido diseñado para llenar estos vacíos, enfocándose en estrellas más brillantes y detectando planetas en la zona de habitabilidad de estrellas similares al Sol. Su precisión permitirá obtener datos críticos sobre planetas pequeños, como su densidad y composición, y buscar condiciones que favorezcan la habitabilidad.

El concepto de zona de habitabilidad se define como la distancia a la estrella donde podría existir agua líquida en la superficie del planeta. Aunque no implica que el planeta esté habitado, la presencia de agua líquida es un prerrequisito clave para la vida tal como la conocemos. Evidentemente hay que tener en cuenta también el efecto invernadero de las atmosferas planetarias, por esto la zona habitable es bastante ancha.

Figura 9. Zona de habitabilidad

Actualmente, tenemos más de 5.800 exoplanetas confirmados y unos 7.000 candidatos adicionales. Sin embargo, para avanzar en nuestro entendimiento, necesitamos descubrir más planetas pequeños en la zona de habitabilidad y caracterizarlos en detalle.

Plato, junto con misiones futuras, tiene el potencial de revolucionar nuestra comprensión de los exoplanetas y responder preguntas fundamentales sobre la posibilidad de vida más allá de la Tierra.

Hoy en día no conocemos exoplanetas pequeños en la zona de habitabilidad alrededor de estrellas como el Sol para los cuales tengamos datos completos, como el radio y la densidad. Por ejemplo, los planetas del sistema TRAPPIST-1 están en la zona habitable de una estrella pequeña y fría, pero no existen datos comparables para estrellas más grandes como el Sol. Este vacío es una de las principales motivaciones para desarrollar Plato, que ayudará a completar este "mapa" de posibles Tierras.

Entender los exoplanetas requiere conocer sus estrellas. Los parámetros clave de los planetas, como su radio, masa o edad, dependen directamente de las características estelares. Por ejemplo, el radio del planeta se calcula en relación con el radio de la estrella, la masa del planeta depende de la masa estelar, o la edad del sistema estelar influye en la evolución del planeta.

Por ello, Plato no solo estudiará planetas, sino también las estrellas que los albergan, utilizando una técnica llamada astrosismología. Todos conocemos los terremotos terrestres, vibraciones que proceden del interior de la Tierra y que sirven para estudiar cómo es nuestro planeta por dentro. De la misma manera, esta técnica permite estudiar las ondas sonoras que se propagan dentro de las estrellas. Estas ondas, al reflejarse y resonar, generan patrones observables en la luz de la estrella.

Figura 10. Vibraciones de una estrella

Analizando estas oscilaciones, podemos determinar cómo es la estructura interna de la estrella, su edad, que es esencial para entender la evolución de los planetas, y la cantidad de elementos como hidrógeno que se han consumido en reacciones nucleares, revelando la etapa evolutiva de la estrella.

Plato proporcionará las mediciones más precisas de astrosismología hasta la fecha, mejorando nuestros modelos de evolución estelar y permitiendo aplicarlos a estrellas más débiles que no se puedan medir directamente.

La edad de un sistema planetario es clave para comprender sus características. Los planetas terrestres pasan por etapas de enfriamiento, diferenciación interna y, potencialmente, tectónica de placas, procesos que afectan su composición y habitabilidad. En cambio, los planetas gigantes cambian su estructura y composición con el tiempo, como lo ha hecho Júpiter desde su formación hasta hoy en día. Estudiar planetas en diferentes etapas evolutivas permitirá entender mejor el desarrollo de los sistemas planetarios.

Plato combinará varias técnicas avanzadas para detectar y estudiar exoplanetas. Por un lado, observará pequeñas variaciones en la luz estelar causada por el paso de un planeta frente a su estrella, y por otro lado medirá las oscilaciones estelares y determinará parámetros fundamentales de las estrelles. Además, observatorios terrestres confirmarán y medirán la masa de los planetas observados por este satélite. Esta combinación permitirá crear un catálogo único de planetas pequeños en la zona habitable, con datos sobre su radio, masa, densidad y edad.

Plato utilizará un sistema de multitelescopios, un diseño que permitirá observar simultáneamente más de 100.000 estrellas simultáneamente. Por ello se necesita un campo de visión más amplio con estrellas débiles, pero también brillantes, de las que tenemos menos tránsitos. Además, queremos tener una buena sensibilidad para la astrosismología. Para todo esto tiene 26 cámaras. Su masa es de 2.500 kg y su tamaño alrededor de 3,5x3,5x3,5, lo que lo hace bastante impresionante. Además, tendrá 9 m de paneles solares cuando estén extendidos.

Figura 11. Satélite PLATO

Ya se ha hecho un modelo estructural y se ha probado en una cámara acústica, donde se han hecho test de vibraciones, de vacío, etc. Aún faltan más tests pero esperamos que se lance a finales de 2026, principios de 2027 con un cohete Ariane 6.2. El satélite está preparado para tener una vida de 8,5 años, aunque existe la posibilidad de que sea más larga.

El contratista industrial principal de este satélite es OHB System AG, en equipo con Thales Alenia Space (Francia y UK) y Beyond Gravity (Suiza), y demás hay centenares de empresas más pequeñas subcontratadas que han construido partes del satélite.

La carga útil está formada por 24 cámaras normales que trabajan en luz blanca. Cada 25 segundos harán una medida. Además, hay 2 cámaras rápidas, una de las cuales trabaja en rojo y la otra en azul, que también se usarán como cámaras guía. Cada cámara tendrá 4 CCDs, de 4.510 x 4.510 pixels cada una. En total habrá104 CCDs, que si las ponemos todas juntas ocupan un área de 0,7 m². Es la “cámara global” más grande que habrá en el espacio.

Se situará en el punto de lagrange L2, como los satélites EUCLID o James Webb. Es un punto a 1,5 millones de quilómetros de la Tierra, donde se consigue una gran estabilidad de apuntado y de cobertura de cielo. Lo que sí pasa es que necesitamos tener la luz del Sol apuntando hacia los paneles y que el Sol no apunte a las cámaras, por ello cada cuarto de vuelta -cada tres meses- habrá que girar el satélite 90 grados. Esto creará algunas perturbaciones en las medidas que habrá que corregir.

Ahora mismo, ya tenemos el modelo de vuelo en fase de construcción. Ya tenemos el módulo de servicio y el módulo de las cámaras donde ya están casi todas integradas. Hemos tenido un problema con el testeo de las cámaras rápidas porqué el lugar de testeo, que está en París, se inundó y no pudimos testearlas. Estamos buscando algún otro lugar.

El campo de visión instantáneo de todas las cámaras ocupará 2.200 grados cuadrados del cielo, esto es como 10.000 lunas llenas (figura 12). Queremos hacer una foto en algún sitio conocido para que la gente pueda entender el campo que ve este satélite. En el centro hay 24 cámaras, 12 más hacia el exterior, y 6 más en la periferia.

Figura 12. Campo de visión de PLATO

Observará simultáneamente entre 100.000 y 200.000 estrellas. Se concentrará en estrellas enanas y subgigantes con tipos espectrales entre F5 y K7, y magnitud menor que 13. También observará estrellas enanas rojas de tipo M, hasta la magnitud 16.

La idea es hacer dos apuntados de dos años cada uno, e incluso poder hacer un apuntado durante cuatro años seguidos. De esta manera se podrá hacer un seguimiento mucho mayor de las mismas estrellas durante mucho tiempo. Debemos pensar que el planeta tierra, desde fuera solo tiene un tránsito al año.

Ya hemos escogido la zona del primer apuntado, centrado en el hemisferio sur (figura 13). Esto es así para que desde el espectrógrafo Espresso, situado en Chile, puedan hacer medidas de los exoplanetas que descubra Plato.

Figura 13. Primer apuntado de Plato.

Estamos preparando un catálogo muy preciso porqué será imposible bajar todos los datos que obtenga el satélite. Sólo podremos bajar los datos de las estrellas que tengamos catalogadas. Es más, muchas curvas las haremos en el propio satélite para bajar solo las curvas y no las imágenes.  También tenemos un programa de “científicos invitados” para que propongan ciencia distinta de la que hará Plato, ciencia que necesite un fotómetro de alta precisión.

En el futuro hay más misiones programadas. Después de Plato se lanzará Ariel, también de la ESA, que estudiará atmósferas planetarias. La NASA lanzará otro Satélite, el Roman, que mirará básicamente la deformación de la luz debido a los exoplanetas (por microlentes gravitatorias). No podrá hacer seguimiento de estos exoplanetas, pero nos dará información muy interesante sobre las poblaciones de exoplanetas en la Galaxia.

Para el estudio de las composiciones atmosféricas tendremos el ELT (extremely large telescope) que se está construyendo en Chile. No sabemos si con él podremos estudiar atmósferas de planetas similares a la Tierra, pero sí de para planetas más grandes.

Y para la próxima década o la siguiente tenemos dos grandes proyectos: Habitable World Observatory (NASA) y LIFE (ESA), el primero basado en coronografía y el segundo en interferometria, para el estudio de atmósferas de planetas de tipo terrestre. No hace falta decir que vivimos en un tiempo excepcional para el descubrimiento de nuevos mundos.

Coloquio

¿Qué abertura tienen los telescopios?
Tienen 12 centímetros. Son relativamente pequeños.

¿Dónde está situado el centro de captación de datos y coordinación?
Hay varios sitios. Uno de ellos es en Madrid, donde hay lo que llamamos el Science Operations Center. Estos datos se van a enviar a Alemania.

¿Qué vida útil tendrá la misión?
De momento está financiada para cuatro años. Esto es un estándar según el cual las misiones tienen un dinero garantizado para las operaciones. Los ingenieros han diseñado el satélite para 8,5 años, pero muchas veces los satélites duran más, como por ejemplo XM Newton o el propio telescopio espacial Hubble.

Conferencia de la Astronómica de Sabadell. Joan Antoni Ros, 15 de enero de 2025

La culpa, un poquito, de que hoy haga esta conferencia es que llevo ya unos años impartiendo cursos de divulgación de diferentes partes de la física, y en ellos, lógicamente, han aparecido muchos experimentos que se han hecho a lo largo de la historia de la física, experimentos muy bonitos y curiosos. Una vez los alumnos me dijeron que podía hacer un curso solo de experimentos de la física. Yo les respondí que un curso, quizá no sería lo mejor porque podría ser muy aburrido, pero que una conferencia quizás sí. He seleccionado tres experimentos que espero sean de vuestro agrado.

La medida de la velocidad de la luz

El primero que he puesto en la lista es la medida de la velocidad de la luz. Ya se habían hecho intentos anteriores, pero éste está considerado el que realmente dio en el clavo, el que se acercó mucho, mucho a la velocidad actual. Hay un pequeño error, pero bueno, se le puede perdonar.

Nos trasladamos a 1848. El señor Hippolyte Fizeau estaba en casa de su padre de vacaciones, en Suresnes, las afueras de París.  Se debía aburrir y se puso a medir la velocidad de la luz. Os muestro (figura 1), por curiosidad, la separación que había desde la vivienda donde hizo el experimento hasta el montecito de Montmartre. La torre Eiffel no estaba todavía ni planificada, y la Basílica del Sagrado Corazón tampoco. El Arco del Triunfo sí, y el bosque de Boloña también.

Figura 1. Mapa de París donde se puede ver Suresnes y Montmatre.

El señor Fizeau se equipó con una serie de aparatos mecánicos y ópticos. Colocó un espejo semiplateado, semireflectante, y montó todo un dispositivo con una rueda dentada, similar a un engranaje, y un disco opaco que tenía almenas, álabes y huecos. También tenía que tener algún sistema para medir la velocidad de la rueda dentada. Desconozco cómo lo hacía. Todo esto estaba montado allí en la casa paterna. Luego, tuvo que ir a Montmartre, a 8.633 m de su casa,  y colocar allí un espejo que reflejara la luz del Sol. Seguramente tuvo que poner alguna persona allí para orientarlo, porque no es fácil, ya que, como el sol se mueve, debían tener que hacer correcciones continuas. Y además comunicarse entre ellos a distancia, lo cual tiene mucho mérito.

El experimento consistía en lo siguiente (figura 2): la luz del sol se reflejaba en el espejo semireflejante, de manera que más o menos la mitad de la radiación se refractaba y seguía en línea (hasta que se perdía), y la otra mitad se reflejaba en la dirección deseada. Ese rayo de luz se hacía pasar a través de las almenas del engranaje, por el hueco, y la rueda dentada se montaba con un sistema giratorio. Si la rueda giraba muy lentamente, el rayo podía pasar cuando el hueco coincidía, llegaba hasta el espejo, que estaba colimado y orientado para que reflejara la luz por el mismo sitio, y devolvía el rayo exactamente por el mismo lugar. Éste volvía por el mismo trayecto, pasando otra vez por el espejo semipermeable. Una parte se reflejaba, pero otra parte volvía por el mismo camino y regresaba hacia donde estaba el señor Fizeau observando. Muy ingenioso ¿verdad? Lo que llama la atención es la simplicidad de los objetos que utilizaba.

Figura 2. Esquema del experimento

La rueda dentada que utilizó tenía 720 almenas y, evidentemente, 720 huecos. Era un disco bastante grande. Una vez que tuvo todo el dispositivo montado hacía girar la rueda a distintas velocidades. Cuando la rueda se movía muy lentamente, el rayo de luz tenía tiempo de reflejarse, hacer el camino de ida y vuelta, cruzar por el mismo sitio y regresar. Así, desde su observatorio, él veía el reflejo de luz en el espejo de Montmartre. Pero al aumentar la velocidad había un momento que no le llegaba luz, porque el rayo de ida, cuando pasaba por el hueco, mientras iba hasta el espejo y volvía, había llegado a un lugar donde el engranaje ya había pasado del hueco a la almena siguiente. Cada almena tapaba la luz que había pasado por el hueco anterior. Al seguir aumentando la velocidad volvía a ver la luz, porque la luz que, en la ida, había pasado por un hueco, en el tiempo que iba al espejo y volvía, ya había pasado al hueco siguiente.

Concretamente dejaba de verse la luz cuando el disco giraba a 12,6 vueltas/segundo. Después volvía a verse cuando giraba a 25,2 vueltas/segundo, y volvía a no verse a 37,8 vueltas/segundo. Hizo el cálculo siguiente:

2 x 8633 x 720 x 25,2 = 313.274.304 m/s

Obtuvo que la velocidad de la luz era de 313.274 km/s, que no está nada mal! La velocidad real, como sabéis, es de casi 300.000 km/s. La verdad es que fue una medida absolutamente impresionante para la época.

En esa época estaba Riemann peleándose con su famoso tensor que dio lugar a buena parte de la relatividad. Y Albert Einstein todavía no había nacido. Disponer de esta medida creo que fue un avance en la ciencia realmente increíble.

Si observamos la tabla de las partículas elementales (figura 3), vemos que la partícula de la luz, el fotón, tiene masa en reposo cero. Todas las partículas que tienen masa cero se mueven a la velocidad de la luz, en cambio las demás se pueden acercar a esta velocidad, pero nunca llegar porqué necesitarían infinita energía para ello. Todo esto está muy comprobado experimentalmente, no sólo es teoría.

Figura 3. Tabla de las partículas elementales

Las partículas se dividen en fermiones y bosones. Los fermiones son las partículas que forman la materia, que a su vez se dividen en leptones y en quarks. Los leptones son toda la familia del electrón y sus primos hermanos gigantes: el muón, el tauón y 3 neutrinos. El neutrino electrónico, íntimamente relacionado con el electrón, el neutrino muónico, que está íntimamente relacionado con el muón, y el neutrino taunico, íntimamente relacionado con las interacciones del tauón. Después tenemos los seis quarks, también partículas elementales, pero todas ellas tienen masa en reposo: el up, el down, el charm, el bottom, el top y el strange.

Los neutrinos son una cosa curiosa porque durante décadas se creía que no tenían masa. De hecho, en la famosa supernova de 1987, los detectores de neutrinos recibieron los neutrinos prácticamente al mismo tiempo que la luz. Eso era una buena prueba que no tenían masa. Pero más adelante, un famoso experimento en el detector de neutrinos superkamiokande detectó que los neutrinos podían cambiar de sabor, es decir que un neutrino muónico podía convertirse en uno electrónico, o uno tauónico en uno muónico, etc. Y esto significaba que sí tenían masa, pero era una masa muy, muy pequeña.

En la tabla también vemos los bosones, que son las partículas transmisoras de las fuerzas. Además del fotón, existen los gluones, el posible gravitón (todavía no descubierto pero que ya hemos descubierto ondas gravitatorias), los bosones vectoriales intermedios, Z, W⁺ y W^- , y finalmente el bosón de Higgs

Y para terminar con la velocidad de la luz, dejadme decir que ésta depende del material por el cual viaja. El valor de unos 300.000 km/s es en el vacío (o casi en el aire también), pero en vidrio por ejemplo es de 200.000 km/s, en diamante es de 124.000 km/s, en silicio es de 70.000 km/s, y en un condensado de Bose-Einstein es de sólo 17 m/s (61 km/h)

El siguiente experimento sin duda debería de ser el experimento de Michelson-Morley, un experimento crucial, fantástico, emocionante, maravilloso de la física, pero claro, es que este necesita una conferencia para él solo. Por lo tanto, pasaremos a otros dos experimentos distintos. Dos experimentos que parecen contradictorios porque el primero demuestra que el electrón es una partícula y el segundo que es una onda. 

El descubrimiento del electrón

Joseph John Thompson descubrió el electrón en 1897 con otro bonito experimento. Esta partícula ya había sido teorizada anteriormente por Laming, concretamente en 1838, pero la descubrió Thompson gracias a un tubo de rayos catódicos. En aquella época se llamaba tubo de Crookes porqué había sido inventado por este otro físico, en 1875.

Este experimento demuestra la naturaleza corpuscular de la materia, es decir que el electrón, el muón, o cualquier otra partícula, ya sea elemental o compuesta de la naturaleza, por ejemplo un protón o un neutrón, tienen una naturaleza corpuscular, se comportan como si fueran bolas sólidas. Después se demostró que esto no es correcto del todo.

Figura 4. Tubo de rayos catódicos

El funcionamiento del experimento es sencillo. En este tubo se hace el vacío. A continuación se calienta el cátodo, se conecta la alta tensión, y algunos electrones saltan hacia el ánodo. Éste tiene forma de anillo, y algunos electrones lo cruzan y avanzan hacia adelante. Por lo tanto, se emite un rayo catódico (de electrones). Al final hay una pantalla compuesta por una capa de fósforo que, cuando los electrones impactan en ella emiten luz, que podemos ver por la parte trasera. Incluso podemos colocar una escala en la pantalla, como se hace en los osciloscopios.

Si variamos el campo eléctrico que hay entre dos placas, o variamos el campo magnético que hay entre dos imanes, podemos desviar el haz de electrones hacia cualquier dirección (arriba, abajo, derecha o izquierda).

Parece claro que hay un haz de partículas que sale del cátodo y que choca con la pantalla final. Ahora bien, os recuerdo que la distancia más pequeña que podemos medir es de 10^-18 m, que es mil veces más pequeña que el tamaño de los núcleos atómicos. Todas las partículas elementales que mencioné anteriormente están por debajo de esa medida, por lo que no podemos saber si tienen alguna estructura o alguna forma. Todo está por debajo de esa escala. Por lo tanto, con este experimento demostramos claramente la naturaleza corpuscular de las partículas.

Y ya que estamos hablando de esto, os cuento una curiosidad. En 1800, Alessandro Volta inventó la primera pila. Ya se habían realizado experimentos previos con diferentes placas conectadas, y se había observado que algo sucedía, que había corriente eléctrica. Los primeros físicos que trabajaron con ella decidieron llamar a uno de los bornes de la batería "positivo" y al otro "negativo", basándose en la idea de que la corriente eléctrica era algo que salía de un polo con más carga, el positivo, y se dirigía hacia el polo con menos carga, el negativo. Curiosamente, cuando se fabricaron las primeras pilas, el polo positivo contenía materiales con tonalidades rojizas, como los metales oxidados. Por ejemplo, las baterías de los coches tienen el polo positivo compuesto por peróxido de plomo, que es plomo oxidado y tiene un color rojizo. En cambio, el polo negativo es de plomo esponjoso, un plomo puro, y tiene un color gris. Esto es lo que originó la convención de pintar el polo positivo de color rojo y el negativo negro.

Una pregunta curiosa que surge es sobre el sentido de la corriente eléctrica. En mi experiencia de más de 40 años como profesor, y especialmente enseñando electricidad en el ámbito del automóvil, siempre comenzaba con esta pregunta. En términos físicos y reales, sabemos que el sentido real de la corriente es desde el polo negativo hacia el positivo, ya que los electrones tienen carga negativa y sabemos que la carga negativa se encuentra en el polo negativo. Por tanto, el sentido real de la corriente es de negativo a positivo. Sin embargo, cuando hablamos de un circuito eléctrico convencional, usamos la nomenclatura que los físicos emplearon cuando comenzaron a trabajar con corriente. En este caso, se dice que la corriente sale del polo positivo, pasa por el circuito y llega al polo negativo. Esto es una convención que se usa en la mayoría de los casos.

Experimento de la doble rendija

Pasamos al tercer experimento. Después de haber hablado de la medida de la velocidad de la luz y del tubo de rayos catódicos, vamos a ver un experimento diferente, que también involucra partículas, pero cuyo comportamiento es completamente opuesto.

Este experimento no tiene nada que ver con la naturaleza corpuscular, sino que demuestra la naturaleza ondulatoria de las partículas. Es considerado uno de los experimentos más impresionantes.

Este experimento lo comenzó el científico Young en 1801, y lo realizó inicialmente con luz. Colocó una placa que tenía dos pequeñas rendijas, muy estrechas, y luego iluminó esa placa para ver qué ocurría detrás. El científico cubría una de las rendijas y solo dejaba pasar luz por la otra, el patrón de luz que aparecía detrás era el siguiente (figura 5):

Figura 5. Luz pasando por una sola rendija

Cuando cubría la segunda rendija y solo pasaba luz por la primera, el patrón era simétrico, centrado en la primera rendija en lugar de la segunda (figura 6).

Figura 6. Luz pasando sólo por la otra rendija

Hasta aquí todo parecía normal. Sin embargo, cuando abría ambas rendijas, en lugar de ver un patrón simple de la suma de las dos curvas, apareció un patrón claro de interferencia (figura 7).

Figura 7. Luz pasando por las dos rendijas a la vez

Este patrón de interferencia solo se podía explicar si las partículas que pasaban por las rendijas eran ondas, las cuales interactuaban entre sí, creando zonas constructivas, donde la luz se sumaba, y otras zonas destructivas, donde la luz desaparecía casi por completo. De esta manera, Young demostró que la luz era una onda.

Pero este experimento volvió a hacerse más adelante, pero ya no con luz sino con otros elementos. En 1961 Claus Jönsson lo realizó con electrones; en 1974 Pier G. Merli lo volvió a hacer, pero haciendo pasar electrones de uno en uno; y finalmente en 1989 Akira Tonomura lo mejoró mucho dejándolo como definitivo.

En 1961, Johnson repitió el experimento original utilizando un generador de electrones. Estos generadores son los mismos que se usan en los microscopios electrónicos y permiten ajustar electrónicamente la cadencia de los electrones que se emiten. De esta forma, se podía controlar la cantidad de electrones que se generaban. Johnson observó los mismos resultados que Young, es decir, cuando tapaba un agujero, veía el patrón clásico de impacto. Sin embargo, cuando ambos agujeros estaban abiertos, esperaba encontrar un patrón diferente, ya que los electrones son partículas y no fotones. A pesar de su expectativa, el patrón que apareció fue el mismo: un claro patrón de difracción con bandas claras y oscuras, lo que evidenció que los electrones también tienen propiedades ondulatorias.

Figura 8. Aparición del patrón de interferencias al paso de electrones por la doble rendija

Además, estos paquetes de ondas pueden mostrarse de diversas formas, y si se usan programas como GeoGebra, se puede visualizar gráficamente cómo se comportan. Los cálculos cuánticos permiten hacer predicciones sobre el comportamiento de partículas como electrones, lo que incluye efectos como el efecto túnel, en el que las partículas pueden "atravesar" barreras que, clásicamente, deberían ser impenetrables.

En la física moderna, existen dos teorías fundamentales: la teoría de la relatividad, tanto especial como general, y la mecánica cuántica. La relatividad se ocupa de estudiar fenómenos en escalas muy grandes, como el estudio de agujeros negros y el cálculo de colisiones en aceleradores de partículas. La mecánica cuántica, por su parte, trata de los fenómenos a escalas subatómicas y se aplica a partículas como los electrones. Ambas teorías son extremadamente precisas y útiles, pero no encajan perfectamente en una misma descripción de la naturaleza.

A pesar de los avances en ambas teorías, no se ha logrado encontrar una teoría unificada que las combine. Algunas corrientes de pensamiento sostienen que no es necesario encontrar una teoría única, ya que la relatividad y la cuántica operan en diferentes escalas y condiciones, y no necesariamente deben unificarse. Aunque más de un siglo de investigación no ha dado con una teoría del todo, la búsqueda continúa. A pesar de todo, la belleza de la física y los experimentos que nos muestran cómo el universo funciona sigue siendo fascinante y asombrosa.