ASTRONÓMICA

Conferencia de la Astronómica de Sabadell. Albert Morral, 4 de abril de 2025

La charla de hoy es un divertimento, ya lo veis con el título. Así pues, hablaremos de láseres, de extraterrestres y luego lo ligaremos todo. Empezaremos con los extraterrestres.

La vida al universo

¿Por qué hay vida en la Tierra?  ¿Qué hace la Tierra que sea especial para que haya vida? Esta pregunta se la hicieron los científicos ya hace muchos años e hicieron una lista con todo aquello que parecía imprescindible para la vida. La lista quedó más o menos de la siguiente manera:

• Materia orgánica
• Agua líquida
• Oxígeno
• Atmósfera
• Campo magnético
• La Luna

Pero estudios posteriores fueron eliminando elementos no imprescindibles. En primer lugar, el oxígeno no es imprescindible ya que se encontraron extremófilos, organismos que no respiran oxígeno. La atmósfera tampoco es necesaria porque si no la hubiera sería difícil encontrar vida en la superficie de la Tierra, pero podría haber vida bajo el agua o bajo tierra. Igualmente pasa con el campo magnético. Y finalmente, no está claro que un planeta sin satélite que estabilice la rotación terrestre sea imprescindible. Por lo tanto, al final, la lista de todo lo imprescindible para la vida, quedó de la siguiente manera:

• Materia orgánica
• Agua líquida

Así pues, lo imprescindible para la vida es la materia orgánica y el agua líquida. La materia orgánica es la materia, a partir de la cual se podrían formar proteínas, glúcidos, hidratos de carbono y aminoácidos, que a su vez, si se combinasen de cierta manera, podrían dar lugar a la vida. Y el agua líquida es ideal para que la materia orgánica se combine y forme moléculas más complejas.

También podemos analizar cuál es la composición química del universo y cuál es la composición química de la vida aquí en la Tierra -la única que conocemos-. Y la verdad es que se corresponde bastante bien como vemos en la siguiente imagen (figura 1).

Figura 1. Composición del Universo y composición de la vida

Como se puede ver, excepto el helio, los 4 primeros elementos más abundantes en el Universo son los básicos para la vida: hidrógeno, oxígeno, carbono y nitrógeno. Por lo tanto, la vida usa los elementos más abundantes. Esto hace suponer que, si aparece la vida en otro lugar del Universo, seguramente estará formada por cadenas de carbono igual que nosotros, más que nada porque es uno de los elementos más abundantes del Universo. Podría ser que, en algún planeta, en algún lugar, la vida se hubiera formado a partir de cadenas de silicio en lugar de cadenas de carbono, pero ¿hay de silicio en el universo? Poquísimo, una miseria absoluta. Hay muchísimo más carbono.  O sea que parece que la vida que tenemos aquí ha cogido lo más favorable, lo que más abunda.

¿Hay materia orgánica en el Universo? Sí, muchísima, la encontramos por todas partes, en las nebulosas, en los asteroides, en los cometas, en los planetas, etc. ¿Y hay agua en el Universo? Sí, es la molécula más abundante de todo el Universo. Ahora bien, lo más difícil es encontrarla en forma líquida. La mayor parte del agua la encontramos es en forma de gas o en forma de hielo. Para encontrar vida debemos buscar lugares donde pueda haber agua líquida.

Muy bien, vamos a buscar donde puede haber agua líquida en el universo. ¿De qué está hecho el Universo? De galaxias. En el medio intergaláctico la temperatura es muy baja, de sólo -270 grados, por lo tanto allí no puede haber agua líquida. Es necesario que vayamos dentro de una galaxia.

Las galaxias están formadas por millones de estrellas, un gran agujero negro central y nubes de gas. En el medio interestelar la temperatura sigue siendo muy baja, también de unos -270 grados, por lo tanto allí tampoco puede haber agua líquida.

Para que la temperatura suba un poco es necesario que nos acerquemos a una estrella. Las estrellas son las fuentes de energía y calor del Universo. Si nos acercamos demasiado a ellas la temperatura será demasiado alta, pero a cierta distancia la temperatura es perfecta para la existencia de agua líquida. Alrededor de cada estrella hay una zona habitable (figura 2). Allí, si hay algún planeta o satélite podría tener agua líquida.

Figura 2. Zona habitable alrededor de una estrella.

La zona habitable solo depende de cómo es la estrella. Si una estrella es muy energética, la zona habitable estará bastante lejos de ella, pero una estrella es más fría, la zona habitable estará mucho más cerca de ella.

Todo esto es muy teórico, pero si lo calculamos para el caso del Sistema Solar, se obtiene que la zona habitable contiene tres planetas: Venus, la Tierra y Marte. Por lo tanto, la teoría cuadra bien con la realidad. De hecho, creemos que cuando estos tres planetas se formaron, todos ellos debían tener agua líquida, pero sus atmósferas evolucionaron y ya hace tiempo que ni Venus ni Marte tienen agua líquida, al menos en su superficie. En el caso de Marte es clarísimo, ya que vemos ríos secos, mares secos y una gran cantidad de formaciones rocosas que necesitaban agua para formarse.

Y en el Sistema Solar hay dos lugares más donde sabemos que hay agua líquida: en Europa, satélite de Júpiter, y en Encélado, satélite de Saturno. En estos casos, no es porque estén en la zona habitable del Sol sino porque las fuerzas de marea de sus planetas calientan el interior de estos satélites.

También podemos buscar vida fuera del Sistema Solar. Ya hace tiempo que estamos descubriendo exoplanetas. El primero se descubrió en 1995 y ya llevamos más de 7.000 descubiertos. Los primeros satélites que estudiaban exoplanetas se dedicaron a descubrir muchos, pero los actuales se dedican más a caracterizarlos, a saber con mucho detalle cómo son sus características. Y hoy en día ya se está estudiando cómo son sus atmósferas. Cuando se produce un tránsito, una parte de la luz de la estrella atraviesa la atmósfera del planeta y afecta a su luz. De esta manera podemos empezar a saber qué moléculas forman esta atmósfera.

Cuando sepamos con mucho detalle la composición química exacta de una atmósfera podremos saber si en ese planeta hay vida o no. Se trata de encontrar biomarcadores, conjuntos de moléculas incompatibles entre ellas y que si existen se debe a la presencia de vida.

Y una manera más sofisticada de descubrir vida en un exoplaneta es encontrando tecnomarcadores en su estrella. Es decir, si existe una civilización lo suficientemente avanzada, seguramente aprovechará al máximo la energía de la estrella, y habrá colocado todo un sistema de captación de la luz estelar, por ejemplo. Esto lo podríamos detectar observando la estrella (figura 3).

Figura 3. Estructura alrededor de una estrella para aprovechar al máximo la energía estelar.

El proyecto SETI

Una manera alternativa de encontrar vida en el Universo es la que propone el proyecto SETI. Este proyecto nació en Estados Unidos en 1960, de la mano de científicos como Frank Drake o Carl Sagan. En este caso no se trata de encontrar cualquier tipo de vida sino vida tecnológica, es decir, señales de radio emitidas por otras civilizaciones avanzadas.

Como se ve, ya se está restringiendo mucho más la búsqueda. Hasta ahora hablábamos de cualquier tipo de vida, pero ahora ya hablamos sólo de vida tecnológica. Debemos tener en cuenta que en los 4.600 millones de años que tiene la Tierra, los 600 primeros millones fueron muy convulsos, la Tierra estaba muy caliente, recibió grandes impactos. Hace unos 4000 millones de años la Tierra se empezó a enfriar, y hace unos 3.800 millones de años ya encontramos indicios de vida. Pero hasta hace unos 600 millones de años, la vida sólo era bacteriana, muy sencilla. A partir de entonces se formó vida pluricelular, evolucionó y se volvió más compleja. Hace pocos millones de años que hay vida inteligente, entendiendo por inteligente que algunas especies empezaron a fabricar instrumentos; y sólo hace cien años que hay vida tecnológica, es decir, que podemos enviar señales electromagnéticas al espacio.

Es decir, que durante el 82% de historia de la Tierra ha habido vida; durante el 0,13% de historia de la Tierra ha habido vida inteligente; y sólo durante el 0,000002% de historia de la Tierra ha habido vida tecnológica. Si esto lo extrapolamos a otros planetas donde ha aparecido la vida, la vida tecnológica representa una minúscula fracción del total.

Así pues, el proyecto SETI se dedica a escuchar el Universo con radiotelescopios e intentar descubrir la señal de alguna civilización extraterrestre. Y también, a veces emiten señales hacia afuera, por si alguna civilización nos está escuchando a nosotros.

¿Y en qué frecuencia se escucha y se emiten ondas electromagnéticas? Se llegó a la conclusión de que la mejor opción era la frecuencia más universal, la de longitud de onda de 21 cm. Como sabéis, nuestra galaxia y el Universo en general está llena de nubes de gas de hidrógeno, que es el elemento más abundante con mucha diferencia. Estas nubes son muy poco densas y muy frías. Son tan frías, que sus electrones generalmente no tienen energía para saltar de nivel, y por lo tanto no pueden emitir luz debido a los saltos electrónicos. Y parecería que, por tanto, no emiten luz. Pero eso no es verdad.

Un átomo de hidrógeno está hecho por un protón más un electrón. En el caso del hidrógeno de estas nubes, el electrón está en el nivel de mínima energía. Pero estas partículas tienen una propiedad cuántica que es el espín, un momento angular intrínseco y que podríamos pensar como una rotación. Pues bien, según la física cuántica, este momento angular está cuantizado y sólo puede tener dos direcciones posibles. Esto significa que el protón y el electrón pueden tener los espinos paralelos -los dos en la misma dirección- o antiparalelos -uno en una dirección y el otro en la dirección contraria-.

Resulta que si son paralelos el átomo tiene un poco más de energía que si son antiparalelos. La diferencia energética es pequeñísima, de sólo 5,9 ^10-6 eV, que quiere decir una frecuencia de 1420 MHz o una longitud de onda de 21 cm, que se encuentra dentro del rango de las ondas de radio.

Si hay una nube de gas hidrógeno frío, algunos de los átomos pasarán de la configuración paralela a la antiparalela y emitirán un fotón con esta energía. Es la llamada radiación de 21 cm (figura 4).

Figura 4. Emisión de radiación en 21 cm

Así pues, el proyecto SETI se dedica, desde hace décadas, a captar emisiones en 21 cm para averiguar si alguna de las señales es de alguna civilización tecnológica.

La señal wow

El 15 de agosto de 1977, el radiotelescopio Big Ear de la Universidad de Ohio recibió una señal de radio desconocida durante 72 segundos, que se hizo famosa con el nombre de la señal wow.

El radiotelescopio Big Ear era un gran radiotelescopio muy peculiar. En lugar de tener forma de antena, tenía forma de campo de fútbol. Su base era plana, medía 103x33 m y en los lados cortos tenía unas redes metálicas, en un lado la red era perpendicular al suelo, mientras que en el otro estaba inclinada. La red inclinada recibía las ondas de radio, las reflejaba hacia la red vertical y ésta las enviaba hacia un receptor, con forma de bocina que había situada en un lateral del campo, en la posición de la portería.

Figura 5. Radiotelescopi Big Ear

Este radiotelescopio estaba captando señales en 21 cm del Universo, y estas señales se registraban en una hoja de papel continuo en aquella época.

En el mes de agosto de 1977, Jerry R. Ehman, que estaba trabajando como voluntario en el proyecto SETI, revisó los registros del radiotelescopio de los últimos días y encontró una señal anormalmente intensa. Quedó tan sorprendido que en el mismo papel escribió Wow! (figura 6).

Figura 6. Secuencia numérica de la señal Wow

En esta hoja aparecen 50 columnas diferentes que se corresponden a 50 frecuencias diferentes (50 canales diferentes), y cada canal tenía una banda muy estrecha. Si no había nada significaba que sólo había ruido, y si había un número significaba que la señal era tantas sigmas por encima del ruido. Los números llegan hasta el 9 y para ir más allá se escribían letras, así A quería decir 10, B quería decir 11, etc.

La señal wow tiene la siguiente secuencia: 6EQUJ5 que pasado a números es: 6,14, 26, 30, 19, 5. Cada valor duraba 10 s más 2 s de procesamiento, por lo tanto toda la señal duró 72 s. Si lo pasamos a una gráfica obtenemos lo siguiente (figura 7).

Figura 7. Señal Wow

Esta señal la tenemos que interpretar de la siguiente manera: no es que la señal subió y bajó, sino que la Tierra, al girar, paso por delante de la señal.  Además, el radiotelescopio tenía dos bocinas que registraban lo mismo con 5 minutos de diferencia. Una bocina registró la señal mientras que la otra no. Por lo tanto fue una señal rápida, que duró poco. La señal vino de una zona de la constelación de sagitario.

¿Qué produjo la señal Wow? No tenemos ni idea, pero evidentemente han aparecido hipótesis de todo tipo, se han escrito libros y se ha especulado muchísimo. Es una señal muy famosa. Y muchos científicos han intentado explicar su origen. Lo más aceptado es que quizás fue la emisión de un cometa que pasaba por la zona el día de la emisión.

 Láseres

Cambiemos de tema y hablamos de los láseres. Después ligaremos las dos cosas. Como todos sabéis un láser es un aparato que emite luz y que hoy en día tiene muchas utilidades: para señalar en una pantalla, para leer CD o DVD, para operar, para cortar chapa metálica, para transmisiones de comunicación, etc. Pero no es una fuente de luz normal. Entonces, ¿qué es lo que la hace tan especial?

De entrada vemos que los láseres tienen dos propiedades importantes: son monocromáticos y forman un haz de luz muy colimado. Y todavía tienen otra que no se ve tan rápidamente: su luz es coherente. Veremos qué quiere decir todo esto.

Los láseres son una de las grandes aplicaciones de la física cuántica. Sin esta disciplina no se habrían podido inventar. Vamos a ver un poco su desarrollo:

La física cuántica nos dice que algunas propiedades de la materia están cuantizadas, no son continuas, como por ejemplo la energía de los sistemas. El ejemplo más típico son los niveles electrónicos de los átomos. Un átomo está formado por un núcleo central -con protones y neutrones- y electrones orbitando a su alrededor. Hoy en día ya sabemos que no son órbitas clásicas como las de los planetas alrededor del Sol, sino que se habla de orbitales, pero lo importante es que cada orbital tiene un nivel de energía determinado. Es decir, los electrones no pueden tener cualquier valor de energía sino que solo pueden tener unos concretos. Así pues, un electrón puede estar en el nivel 1 -que es el más bajo, el menos energético-, en el nivel 2, en el nivel 3, etc. Pero no puede estar en medio.

Ahora bien, los electrones pueden saltar de un nivel a otro. Para subir de un nivel energéticamente bajo a un nivel más alto sólo puede hacerlo si absorbe un fotón -una partícula de luz- con la energía exacta para pasar de nivel. Y para bajar de un nivel energéticamente alto a uno más bajo sólo hay que desprenderse de la energía sobrante emitiendo un fotón con este valor energético. Así pues, subir de nivel normalmente cuesta mucho más que bajar. Es más, cuando un electrón ha subido de nivel, normalmente al cabo de un instante -típicamente 10^-8 s- se desprende de la energía sobrante en forma de fotón y vuelve a bajar. Los electrones prefieren estar al nivel mínimo de energía posible. Estos procesos de emisión y de absorción de fotones por parte de electrones se denominan emisión espontánea y absorción espontánea.

Estas ideas básicas ya aparecieron en la teoría atómica de Niels Bohr en 1913. Aunque no se sabía el porqué ya se veía que el comportamiento de los electrones seguía este patrón, y sobre todo que sus niveles de energía estaban cuantizados.

Cuatro años después, en 1917, Albert Einstein descubrió que puede haber otro tipo de emisión de fotones: la emisión estimulada (figura 8). Si en un átomo un electrón está en un nivel excitado, y pasa un fotón con la energía idéntica al salto energético del electrón, el electrón se desexcitará emitiendo otro fotón. Pero ocurrirá que el fotón incidente y el fotón emitido serán idénticos, es decir, con la misma energía (y eso también quiere decir el mismo color), se moverán en la misma dirección, pero además tendrán también la misma fase.

Figura 8. Emisión estimulada

Que dos fotones tengan la misma fase quiere decir que su luz será coherente. La coherencia es una propiedad de todas las ondas y tiene que ver con sus interferencias. Dos ondas pueden interferir de diferente manera, de forma totalmente constructiva, totalmente destructiva o con diferentes grados. Dos ondas son coherentes si interfieren de forma totalmente constructiva, no se anulan entre ellas, es decir sus máximos y sus mínimos coinciden.

Y este es el principio físico del láser: se trata de la creación de un haz de luz colimado (en la misma dirección), monocromático y coherente, a partir de la emisión estimulada de una gran cantidad de fotones.

Y como en muchas otras cosas, el padre teórico del láser fue Albert Einstein. Si en 1917 describió el fenómeno de la emisión estimulada, en 1926 él mismo derivó las ecuaciones correspondientes.

Ahora bien, una cosa es la teoría y otra bien distinta es la práctica. Costó mucho llegar a producir luz láser. No fue pasada la segunda guerra mundial que los físicos se interesaron por este fenómeno y buscaron cómo producir luz estimulada. De hecho el nombre de láser es un acrónimo que significa: Light Amplification by Stimulated Emission of Radiation «amplificación de luz por emisión estimulada de radiación »

En 1953 Charles H. Townes y dos de sus estudiantes de la Universidad de Columbia (EE.UU.) produjeron el primer máser, que es el equivalente al láser pero con microondas y no luz visible. Este máser, pero no podía emitir radiación de forma continuada. Al mismo tiempo los soviéticos Nikolai Bássov y Aleksandr Mikhailovitx Prókhorov solucionaron los problemas de la emisión continua y consiguieron crear un estado de inversión de población permamente. Estos tres físicos, Townes, Bássov y Prókhorov, ganaron el Premio Nobel en 1964 por sus trabajos fundamentales sobre la electrónica cuántica, lo que ha permitido la construcción de osciladores y amplificadores basados en el principio máser-láser.

Finalmente, el primer láser funcional lo diseñó y construyó en 1960 Theodore H. Maiman, de los laboratorios de investigación de California (EE.UU.) a partir de un cristal de rubí. Y durante los años 60 se idearon otros tipos de láseres: de gas (helio y neón), de semiconductores, etc. Al principio todos eran de pulsos pero en los años 70 ya aparecieron láseres de emisión continua.

El caso de los láseres es muy curioso porque una vez descubiertos o inventados no se les conocía ninguna aplicación práctica. Pero muy pronto ya se empezaron a usar masivamente a escala industrial. La primera aplicación cotidiana de los láseres fue para lectores de códigos de barras, iniciada en 1974. Posteriormente, en 1982, se empezaron a usar como lectores de CD, y a partir de ahí sus aplicaciones se dispararon.

 Posible explicación de la señal wow

El pasado verano se publicó un artículo con una nueva explicación sobre la señal Wow. Y aquí es donde ligamos esta señal con los láseres.

Los autores del artículo son Abel Méndez (Universidad de Puerto Rico), Kevin Ortiz Ceballos (Universidad Harvard, USA) y Jorge I. Zuluaga (Universidad de Antioquia, Colombia). Han trabajado con datos obtenidos por el radiotelescopio de Arecibo, entre los años 2017 y 2020. Recordemos que este radiotelescopio fue el mayor radiotelescopio del mundo durante muchos años, con un diámetro de 305 m, hasta que el 1 de diciembre de 2020 se derrumbó debido a la rotura previa de varios cables que lo sujetaban.

Estos autores buscaron en el archivo de Arecibo datos que fueran muy parecidos a la señal wow. Es decir, buscaron señales de banda estrecha y entre 1000 y 10.000 MHz. Estas observaciones se hicieron dentro de un programa llamado reds, que se dedicaba a estudiar estrellas enanas rojas. Y aún continúa, pero tras el derrumbe de la gran antena, ha continuado con un radiotelescopio más pequeño de 12 m también en Arecibo.

El estudio de las enanas rojas con radio es muy importante por la astrobiología porque no sabemos si los exoplanetas que hay alrededor de estas estrellas tan pequeñas y frías pueden ser habitables. El problema es que estas estrellas tienen unas tormentas estelares muy importantes que pueden arrasar los planetas potencialmente habitables. Y estas tormentas se pueden estudiar por su emisión radio.

Pues bien, en el marco del programa reds, ¡estos autores han buscado señales parecidas a la wow y han encontrado 4! Ahora bien, no con la intensidad tan fuerte de la original, sino que unas 100 veces menos intensas. Todas estas señales están cerca de la estrella Teegarden, una enana roja que se encuentra a solo 12 años luz de nosotros, y a la que se le conocen 2 exoplanetas, uno de ellos en la zona habitable de la estrella.

Estas cuatro señales se corresponden con nubes interestelares de hidrógeno frío (HI) de nuestra galaxia.

Figura 9. Las cuatro señales parecidas al wow

Por lo tanto, lo más parecido a la señal wow que hemos identificado realmente son estas nubes frías. ¿Y cómo puede ser que la intensidad aumentase unas 100 veces? Pues porque de forma natural se produjo una emisión máser (un láser de microondas). Detrás de cada una de las nubes había una fuente de luz transitoria, como una estrella que produjo una fulguración, o un magnetar o una fuente suave de rayos gamma (Soft gamma repeater). Esta emisión produjo una gran inversión de población en los átomos de hidrógeno de la nube, que se irían desexcitando de forma estimulada, es decir, un mecanismo de maser natural.  

Figura 10. Explicación de la señal Wow por emisión máser de una fuente energética

No sabemos si esto fue así exactamente, pero este estudio ha servido para explicar que en el Universo hay mecanismos que operan como un láser natural, y que la señal wow quizás fue debido a uno de estos mecanismos.

Coloquio

¿Cómo se llaman los exoplanetas cuando se descubren?
Los exoplanetas llevan el nombre de la estrella más una letra: b, c, d...

Leí un artículo que decía que de aquí 4 años ya podremos saber si Próxima b tiene vida, ¿cómo puede ser?
Sí, están construyendo el telescopio terrestre más grande del mundo, en Chile, con casi 40 m de diámetro. Con este telescopio se obtendrán unos espectros tan detallados que podremos saber con mucho detalle la composición química de la atmósfera de este planeta, y deducir si hay vida o no, creemos.

Conferencia de la Astronómica de Sabadell. Luís Romero, 9 de abril de 2025

Tenía previsto hacer una charla sobre los primeros años de la Agrupación Astronómica, pero como tengo poco tiempo, he pensado en concentrarme en el primer año de la Agrupación. 

En este auditorio en el que estamos ahora mismo, se hace mucha divulgación científica, y de hecho, desde sus comienzos, la Agrupación tuvo una clara determinación de hacer divulgación astronómica. Veremos ejemplos y también veremos un vínculo muy estrecho con la ciudad y con sus instituciones. 

Dejadme que os ponga un poco en contexto. Estamos hablando casi de mediados del siglo XX.  En los años 50 hubo cambios políticos importantes, tanto internos como externos, del régimen franquista. Uno de los cambios fue una cierta tímida apertura en las propuestas culturales, siempre y cuando, evidentemente, no cuestionaran el estado de las cosas. Y eso se produjo cuando aparecía una nueva generación que no había vivido directamente la guerra ni tampoco los primeros años de la posguerra, los años más duros. Y también coincide con otro tema que no es menos importante: el lanzamiento del Sputnik, en 1957, la primera de una serie de grandes hitos astronáuticos. 

Fijémonos, por ejemplo, en esta portada de "La Vanguardia" (figura 1), donde ya se hablaba de ir a la luna.  Esto nos indica el interés que había entre el público en general por todos los avances en la astronáutica. Y este interés también lo recogían las asociaciones astronómicas que había en aquel momento, entre ellas, la Agrupación Astronómica de Sabadell. Porque, de alguna manera, más allá de las cuestiones geopolíticas que podía haber en aquel momento por la Guerra Fría, lo cierto es que estas agrupaciones se convirtieron, de alguna manera, en centros de referencia para el público en general. Debéis pensar que la divulgación no era algo tan extendido como ahora.

Figura 1. Portada de la Vanguardia hablando de la llegada a la Luna

Todos sabéis ya cómo nació la Astronómica de Sabadell. Aquí tenemos uno de los protagonistas, que nos lo puede explicar mucho mejor. Para resumirlo, un grupo de jóvenes, menores de edad, tenían mucho interés por la astronomía, se reunían, hablaban, e incluso hacían observaciones con los medios precarios que en aquellos momentos podían disponer. Y aquello fue un poco el embrión de lo que poco después se convertiría en la Agrupación Astronómica. 

De todas formas, hubo dos antecedentes a su fundación que creo que son interesantes de resaltar. Por un lado, la conferencia del padre Ignasi Puig, jesuita, director de la revista "Ibérica" (figura 2). Era un astrónomo y gran divulgador muy conocido, e hizo una conferencia en Sabadell que se tituló: "¿Existen otros mundos habitados?" Y este título ya recoge el interés que había para ir a explorar el espacio.

Figura 2. El padre Puig en plena conferencia

Un segundo hecho que yo creo que fue bastante importante - incluso más aún que el anterior- fue el eclipse que hubo en 1959. Fue un eclipse parcial de Sol, que en Cataluña sólo fue del 50%, pero fue muy popular y atrajo mucho público. Se dio bastante repercusión mediática y hubo gran interés para observarlo. Todavía no existía la Astronómica de Sabadell pero ya existía Aster, Sadeya y otras asociaciones astronómicas. Ya había todo un movimiento asociativo en torno a la astronomía.

También es verdad que los aparatos de observación que tenían en ese momento eran muy precarios. Se publicaron resultados, y en el caso de la Agrupación Astronómica, aunque no existía formalmente, este grupo de jóvenes ya hicieron sus observaciones, incluso las publicaron en un ejemplar único, que mecanografiaron, dibujaron, y que repartieron entre ellos. Había esa inquietud, y allí estaba como esta especie de pre-agrupación astronómica. 

Por cierto, sólo una curiosidad. La franja de la totalidad pasó por Canarias, y no es un hecho menor, porque eso catalizó, de alguna manera, la construcción del Observatorio del Teide. De hecho, ese mismo año, no sé qué ministerio del gobierno español, fundó ese mismo observatorio.

Bien, ya estamos en la creación de la Agrupación Astronómica. Formalmente se inscribió en el Registro Oficial de Asociaciones el 14 de abril de 1960. Y fijémonos en el espacio que le dedicó el diario "Sabadell" en aquel momento (figura 3). Es muy interesante toda la información que hay aquí, pero os destaco este primer párrafo porque creo que no es un tema menor. Fíjense los verbos que utiliza el redactor: dice "encausar, orientar y apoyar". ¿Por qué? Porque hubo todo un movimiento cultural dentro de la ciudad que intentaba, de alguna manera, canalizar estas inquietudes culturales de la gente joven en aquel momento en Sabadell. Y la Agrupación Astronómica era una manifestación más de este interés por realizar actividades culturales en la ciudad. Siempre y cuando, obviamente, no hubiera ningún problema con el régimen. También se creó, por ejemplo, el Cineclub Sabadell, que nació en 1957.  

Figura 3. Diario de Sabadell el 14 de abril de 1960

Tampoco debemos olvidar el contexto local. Sabadell era una ciudad potente, con una industria textil bastante importante, una burguesía bastante bien afincada y un poder político hasta cierto punto sensible. Dentro de este poder político y de esta burguesía sensible, estas manifestaciones culturales crearon un entorno amigable para cualquier iniciativa que no creara problemas para el régimen.

Otras iniciativas culturales de la época fueron: la Fundación Bosch i Cardellach; la revista "Riu Torrent", que tuvo algunos problemas con la censura; o el propio Miquel Crusafont, una persona emblemática en la ciudad, que en los años 50 comenzó a hacer cursos de paleontología. Estos cursos fueron muy importantes y tuvieron eco internacional. Crusafont tenía muy claro que tenía que utilizar todos los medios mediáticos para difundir la ciencia. Y eso, yo creo, que sirvió un poco -quizás de forma inconsciente- como modelo de lo que luego haría la Agrupación Astronómica de Sabadell. 

Bien, os he comentado que hubo un entorno amigable, pero también hubo un apoyo institucional. Y para situarnos, ¿qué es lo que querían las agrupaciones astronómicas de aficionados en los años 50 y 60? Básicamente querían tener un local, querían tener un telescopio (a poder ser un observatorio), y algo no menos importante: un medio de comunicación, una revista, un boletín para explicar a los socios y a su público en general lo que hacían. 

La Agrupación Astronómica de Sabadell tuvo local desde el comienzo. Diferentes entidades les cedieron algún local. Por ejemplo, aquí podemos ver el espacio que les dejaron en el diario de Sabadell (figura 4). También dispusieron de un lugar para observar, la torre de la escuela de oficios, para que pusieran los telescopios y observasen. No era un observatorio, no era idóneo, pero tampoco era un lugar tan malo. Compraron un primer telescopio con una subvención del 100% del diario "Sabadell". Era un telescopio de 14 cm de diámetro, bastante interesante para la época y que poca gente podía tener. 

Figura 4. Primer local, primer observatorio y primer telescopio

El tema de los ingresos también es importante. Evidentemente, toda asociación privada debe poder mantenerse con las aportaciones de los socios, y eso es como lo hizo también la Agrupación Astronómica. En los primeros años también recibió una ayuda oficial de la delegación local de prensa, propaganda y radio, como otras entidades locales de la ciudad. No era muy cuantiosa pero eso les permitió respirar un poco más tranquilos en los primeros años.

Otro factor importante, que ya os he comentado, fue el apoyo inequívoco y constante que tuvieron de los medios de comunicación local, especialmente del diario "Sabadell" y de Radio "Sabadell". Eso les ayudó mucho porque les permitió difundir sus mensajes y sus actividades a toda la población, aunque fuera a nivel local, pero lo pudieron hacer con un apoyo importante.

Con todo ello, a finales del primer año ya tenían 76 socios, y al final de la década 214 socios. No está nada mal, teniendo en cuenta que hablamos de un tema tan minoritario como es la astronomía.

Hablamos de la revista, del boletín, Astrum (figura 5). A mediados del siglo XX, la posibilidad de obtener información sobre astronomía más allá de los libros de Flammarion o de Comas Solà, que eran muy generalistas, sólo se podían conseguir si se estaba suscrito a entidades más consolidadas, más antiguas, normalmente extranjeras. Éstas tenían una revista con información para estar al día de los últimos avances y descubrimientos astronómicos, y con efemérides, los fenómenos que iban a suceder. El problema era el precio. Estar suscrito a un boletín de estas asociaciones era muy caro. La opción que había era hacer una revista propia con un buen contenido e intercambiarla con las otras asociaciones de todo el mundo. Era un sistema muy eficiente, muy barato y que permitía estar al día.

Figura 5. Astrum num. 1

En la Agrupación hicieron esto con mucho éxito porque ya en el año 61, sólo un año después de su fundación, ya se intercambiaban revistas con asociaciones de Argentina, de Estados Unidos, de Francia, de México, de Suecia y de Dinamarca. Y eso, evidentemente, continuó. Obviamente, este intercambio se producía con las otras asociaciones más cercanas, como Áster, Sadeya, pero también con el Observatorio del Ebro y el Observatorio de San Fernando, que también editaban publicaciones. 

He puesto muchas fotografías, pero no os las explicaré en detalle. Quiero remarcar la actividad divulgativa, que fue extensísima. Pensad que todo lo que os nuestro es sólo una pequeña parte de lo que pasó en un año, de hecho, en menos de un año. La profusión con la que la Agrupación Astronómica se dio a conocer en los primeros meses fue impresionante. Participó en muchos eventos. La propia "Vanguardia" se hizo eco de la creación de la Agrupación, en el diario de Sabadell siempre salían noticias sobre ella, etc.

Y otro aspecto importante es que hacían observaciones. Ahora eso me parece muy normal, pero en aquella época no lo era tanto. Les habían pagado un telescopio, y lo pusieron al servicio de la gente para que observasen diferentes astros. Desde los inicios ya hicieron sesiones públicas. Y en el diario de Sabadell salían anunciadas todas estas sesiones. Todo ello se ha mantenido hasta hoy en día. Me atrevería a decir que es el ADN de la Agrupación. También hacían visitas a otros observatorios, hacían charlas, y tuvieron su propio programa de radio.

Pero además de divulgar, los miembros de una asociación astronómica quieren aprender, compartir observaciones, y hacer actividades astronómicas. Y desde el comienzo, esta vertiente también la cuidaron mucho. Podemos ver por ejemplo (figura 6) partes de observaciones, al principio muy genéricos, pero que con el tiempo se fueron especializando. Había partes dedicados a muchos temas diferentes: al paso del satélite Eco, a los satélites de Júpiter, etc. Todo ello lo enviaban a los socios, y más tarde también a otras asociaciones.

Figura 6. Partes de observaciones

El satélite Eco les dio mucha trascendencia también. Con él salieron mucho a la palestra pública. Fue el primer satélite de comunicaciones que lanzaron los americanos en agosto de 1960. Era una bola enorme, cubierta de una superficie reflectante, de tal manera que, si se enviaba una señal desde la Tierra, se reflejaba. Como también reflejaba la luz del Sol, cada vez que pasaba por encima nuestra, se podía ver muy bien. De hecho, llegaba a una magnitud parecida a la de Júpiter, con un cielo mucho menos contaminado que el actual. Fue una oportunidad de las asociaciones para difundir sus actividades al público. Igualmente, lo hizo Aster en Barcelona. Anunciaban el horario de paso y convocaban a la gente para observarlo.

De hecho, yo creo que esta estrategia le permitió a la Agrupación Astronómica y a otras asociaciones darse a conocer y crearse un nombre en el espacio público. De tal manera que legitimaron de alguna manera su utilidad ante la esfera pública; y en paralelo, a la información que podían dar los expertos o profesionales. En aquella época no era como ahora, los profesionales no divulgaban. Así, las asociaciones encontraron un lugar, una especie de vínculo, entre el público y los expertos. 

Otro ejemplo, que en este caso no es de divulgación, sino de trabajo propio de investigación, fue la participación en la observación del tránsito de Mercurio que se produjo en el año 1960. De hecho, tan pronto como se formó la Agrupación Astronómica, llamaron a la puerta de la UNAC. La UNAC era la Unión Nacional de Astronomía y Ciencias Afines, organismo que dependía del CSIC y que tenía como objeto la promoción, la coordinación de trabajos astronómicos a nivel de todo el Estado. Participaban no sólo profesionales -los pocos que había en aquel momento- sino también algunos observatorios privados, algunos aficionados que tenían los medios.

La verdad es que la UNAC tuvo muy poca relevancia, y quizás una de las cosas más interesantes que hizo fue esta coordinación del estudio del tránsito de Mercurio. Para que os hagáis una idea, esta es la carta que se recibió en Sabadell, solicitando la participación de los miembros de la Agrupación (figura 7). Esto iba acompañado de unas hojas de observaciones, de cómo se tenía que observar, cómo se tenía que coger los tiempos del tráfico de Mercurio, etcétera. En total participaron 34 observadores, de los cuales 24 eran aficionados.

Figura 7. Carta de la UNAC

La verdad es que los resultados no fueron muy significativos, fueron bastante pobres, ya que la medida del tiempo aquella época era un poco precaria. Ahora bien, fueron muy parecidos de otros resultados obtenidos por la AAVSO, por ejemplo.

Estoy terminando. Si en 1959 fue, como decíamos, la "precuela" de la Agrupación Astronómica, otro eclipse solar que hubo en 1961, fue la consolidación. Aquel eclipse llegó al 96% en Sabadell. También lo difundieron mucho, tanto en la radio como en el diario. Os muestro el espacio que dedicaban anunciándolo un mes y medio antes, y unos días antes. El texto no sólo explica, sino que más advierte de la mejor manera de poder observar el eclipse. Tenía esta función de difundir también una observación "segura" del eclipse. 

La Agrupación, aunque sólo tenía unos meses de vida, se movilizó mucho. Utilizó todos los medios que tenía a su alcance, no sólo el telescopio propio, sino que reclutó todos los telescopios que en ese momento disponía, y montó dos lugares para ver el eclipse, en la misma escuela de oficios. Uno fue el más oficial o el de estudio, desde donde se hicieron las fotografías, el cronometraje y las medidas de las condiciones meteorológicas, es decir, donde se hizo el estudio propiamente del eclipse. Y el otro fue donde dispusieron los equipos para que toda la gente que quisiera pudiera venir a ver el eclipse. Pensad que el eclipse tampoco duraba tanto, y además era un día laborable a primera hora de la mañana. Aun así, dicen las crónicas que fue un éxito, ya que pasaron unas 300 personas. Contribuyó, de nuevo, a potenciar la imagen de la Agrupación y a captar más socios (figura 8).

Figura 8. Observación del eclipse de Sol

El eclipse se siguió también desde otros lugares como el Observatorio Fabra, la Universidad de Barcelona, el Observatorio de Aster, etc. Pero el resto de observatorios no pudieron hacer ninguna fotografía de la totalidad por culpa de las nubes, sólo se pudo fotografiar desde Sabadell. Fue la única que se obtuvo desde la Península Ibérica, un gran logro.  

Para terminar, sólo quería hacer un breve resumen. Como vemos, la Agrupación Astronómica de Sabadell es una entidad muy arraigada en la ciudad, que además, desde sus inicios tuvo una clara vocación divulgativa, utilizando todos los medios que tenía a su alcance para darse a conocer y para dar a conocer su actividad. Y yo creo que eso fue un modelo de éxito. Hoy en día sigue siendo un modelo de éxito, pero como os decía antes, eso ya nació así. La Agrupación Astronómica no hizo un cambio, un giro especial a lo largo de su historia. Tiene una estrategia que se ha mantenido, la ha ido adaptando con los años, pero que ya estaba en su origen. Un claro ejemplo son las conferencias que se llevan a cabo cada miércoles en esta sala. Esto nos ha permitido hacer este 65 aniversario con muy buena salud.

Coloquio

El satélite Eco-1, ¿cómo lo pusieron en órbita siendo tan grande?
De hecho, era un globo, era más parecido a un globo aerostático que a un satélite.

Conferencia de la Astronómica de Sabadell. Lola Balaguer, 23 de abril de 2025

Hoy voy a hablar de un tema que quizás es un poco más diferente de lo que estáis acostumbrados: “No hay planeta B, cuidemos la Tierra”. Os voy a intentar explicar un poco por qué nos interesa o por qué nos tiene que interesar a todos el tema de la sostenibilidad. Y más siendo astrónomos o teniendo interés por la astronomía.

La primera imagen que os pongo aquí (figura 1) fue diseñada por un científico de la Universidad de Reading de Inglaterra, que refleja la evolución de la temperatura del planeta. Uno puede ir a esa web y sacar la evolución de la temperatura de su país o de su región. Y es muy visual, ya que se ve perfectamente como hemos pasado de temperaturas más frescas (color azul) a temperaturas más cálidas (color rojo) desde 1860 hasta la actualidad.

Figura 1. Evolución de la temperatura en España

Yo llevo 18 años trabajando en el grupo de Gaia, así que no puedo evitar poner una imagen de este satélite para explicar lo que sea (figura 2). No se trata de una sola imagen, sino que es una representación de datos. Ya sabéis que Gaia es un satélite de una misión espacial de la ESA (Agencia Espacial Europea), y que ha estado 11 años midiendo y haciendo el mapa más preciso de nuestra galaxia. Ha medido 2.000 millones de estrellas, que corresponde al 1 % de la galaxia, ya que nuestra galaxia contiene unas 200.000 millones de estrellas.

Figura 2. Imagen de nuestra galaxia con los datos de GAIA

El año que viene se publicará un nuevo catálogo de los datos de Gaia, y en 2030 se publicará el catálogo completo. O sea, que aunque la toma de datos de esta misión ya ha terminado, todavía se está trabajando en ellos.

Pero no vengo a hablar de Gaia, lo que os quería decir es que cada estrella de nuestra galaxia debe tener unos cuantos planetas a su alrededor, por lo que el número de planetas que hay en la Vía Láctea debe ser enorme. Y con tanta variedad, seguro que hay planetas que son habitables, como la Tierra o parecidos, o que entran dentro de algunos parámetros que pueden ser habitables. Pero ese no es el problema, el problema -por el que decimos que no hay planeta B para los humanos- es la enorme distancia que nos separa de ellos. No podemos viajar a ninguno de ellos.

Si uno piensa en la distancia que hay a la Estación Espacial Internacional, vemos que está muy cerca, a tan solo 350 kilómetros. Si nos vamos a la Luna, la cosa ya se complica, ya que está a unos 360.000 kilómetros. Llegar allí ya es un poquito más difícil y, de hecho, por eso no se ha ido en mucho tiempo. La siguiente escala son los 80 millones de kilómetros que hay hasta Marte. Hay proyectos y deseos de llevar humanos a Marte, pero es mucho más complicado y tecnológicamente todavía no estamos preparados. Como dice un compañero mío, Jorge Hernández Bernal: "Estamos más cerca de no tener para comer que de llegar a Marte".

Pero si los humanos algún día tenemos que ir a otro planeta, deberemos ir a uno de otra estrella, los demás planetas del Sistema Solar no nos sirven como habitables. Y la estrella más cercana, Próxima Centauri, se encuentra a unos 40 billones de quilómetros de nosotros, que son más de cuatro años luz. Para llegar allí, si uno piensa en la velocidad más rápida de una sonda espacial actual - la Parker Solar Probe- que se mueve a casi 200 kilómetros por segundo, a esa velocidad tardaríamos 7.000 años. Con lo cual ya no estamos en una escala humana. Y eso solo sería para ir a la estrella más cercana, que no necesariamente va a tener un planeta habitable.

Además, hay el pequeño detalle que en el planeta Tierra vivimos 8.200 millones de personas. Entonces, ¿quién irá a otro planeta si es que hay un planeta al que ir? Como dice Michel Mayor, premio Nobel por el descubrimiento de los exoplanetas: "A pesar del increíblemente inmenso número grande de exoplanetas en nuestra galaxia, si la Tierra se vuelve inhabitable, la humanidad no tiene otra opción. No hay una posibilidad real de migrar a otro planeta, no hay un planeta B. Por eso decimos que 'no hay un planeta B' para los humanos, porque no existe esa posibilidad". De ahí el título de la charla, aunque lo que os quiero contar son cosas relacionadas más con la sostenibilidad de la Tierra.

La contaminación lumínica

Para los astrónomos, el primer problema de sostenibilidad es, obviamente, la contaminación lumínica.

Yo tuve la suerte de empezar hace 18 años con mi tesis doctoral en la Universidad de Barcelona. Fui parte del equipo que hizo una campaña de medición de contaminación lumínica por toda Cataluña. Montamos un plan piloto de evaluación de contaminación lumínica que dio pie a la primera ley de ordenación ambiental de iluminación de la Generalitat de Catalunya. Esta ley fue la primera a nivel estatal después de la de La Palma, en Canarias, debido a los observatorios astronómicos que hay allí.

Hay muchas definiciones para la contaminación lumínica, pero básicamente es cualquier efecto adverso de la luz artificial que incluye difusión en el cielo: el deslumbramiento, la intrusión, el desorden de uso, el despilfarro de energía. Es una gran pérdida, no solo de energía y de contaminación a muchos niveles, sino, sin duda también, una pérdida cultural, del conocimiento del cielo. El cielo es de todos y todos deberíamos ser capaces de disfrutarlo, y eso, por desgracia, no ocurre.

Además, resulta que la contaminación lumínica no es un problema local sinó global. Si contaminamos en un sitio, afecta mucho más allá. Os muestro una imagen tomada desde el Pico del Buitre, en Javalambre, (figura 3) y desde allí se puede ver la luz de Barcelona, que está a 300 km de distancia, la luz de Valencia (a 100 km) o la luz de Madrid (a 200 km).

Figura 3. Horizonte visto desde Javalambre

Cuando los astrónomos o los científicos vemos un problema, lo primero que hacemos es medirlo. Hay muchos proyectos de medida de contaminación lumínica, pero os voy a contar el nuestro, que tiene dos partes y que además está relacionado con Gaia.

Por un lado, desarrollamos un fotómetro para medir el brillo del cielo. Hay muchos tipos de fotómetros, pero este tiene la gracia que se lo puede construir uno mismo. Se compran las piezas en Alibaba, te llegan a casa, te lo montas y tienes tu fotómetro. Fue desarrollado por nuestros compañeros de La Coruña y Vigo. Por otro lado, nuestro compañero Eduard Massana hizo el modelo para la obtención del brillo natural del cielo. Porque el cielo natural no es constante, como ya sabéis, a veces hay Luna, a veces se ve la Vía Láctea, a veces hay aerosoles, etc. Todo esto sin contar las nubes que también se pueden incluir.

La gracia de este proyecto es que el fotómetro envía el dato actual que tú ves y el modelo dice lo que deberías estar viendo, y es esa diferencia la que da el nivel de contaminación. Y toda la parte estelar, el modelo lo obtiene de los datos de la misión Gaia. Esto es lo que ha hecho que nuestro equipo acabara trabajando en este proyecto.

Pero la contaminación no es solo un problema para los astrónomos, sino que tiene efectos para todos los seres vivos. Más del 50 % de los seres vivos -la gran mayoría- son de hábitos nocturnos. El 80 % de las mariposas, el 65 % de las aves que migran, lo hacen de noche. Si cambiamos la noche estamos afectando a sus patrones de migración. El 93 % de los anfibios y la gran mayoría de los insectos, también son nocturnos. O sea que la contaminación lumínica tiene un gran impacto en todos estos seres vivos.

El zooplancton que ayuda a la depuración del agua, con luz no tiene una migración vertical y el agua no se limpia.  Con lo cual, se acaba provocando un efecto en cascada.

A los humanos también nos afecta. Si de noche recibimos luz azul, se inhibe la melatonina y provoca problemas de cronodisrupción, lo que provoca problemas de obesidad, diabetes, alzheimer, enfermedades coronarias, etc. O sea que no se trata solamente de la pérdida de un cielo como cultura o para la astronomía, sinó que los efectos van mucho más allá.

Además, es curioso ver en la foto de noche (figura 4) que los países del norte son los lumínicamente más contaminados. Esto ocurre con casi todo tipo de contaminación. Los del norte somos los que contaminamos más.

Figura 4. Mapa terrestre nocturno

Además, poner luz donde no hace falta es un claro despilfarro energético y eso tiene el precio de una huella de CO₂ más grande que aumenta la temperatura del planeta. El despilfarro energético de la luz es un caso increíble. Desde los años 70 se ha duplicado la cantidad de luz que utilizamos para alumbrar, y es increíble que teniendo LEDs –que son luces muy eficientes y mucho más baratas– gastamos más dinero en electricidad que nunca. Al contrario, ahora se ponen más luces porque es más barato.

Y todavía hay otro efecto producido por la contaminación atmosférica: al iluminar de noche hay reacciones fotoquímicas que se producen normalmente de día y que de esta manera también se producen de noche, provocando efectos de contaminación atmosférica de segundo grado.

Para terminar, mucha gente dice que la luz es necesaria porque es más seguro. Hay estudios que demuestran que no es cierto, que iluminar más no siempre quiere decir más seguridad. A veces se produce lo contrario, si se ilumina muy bien una zona y queda alguna esquina que no está tan bien iluminada, se convierte en un foco de inseguridad. Lo importante no es iluminar poco, sino iluminar bien y no iluminar en exceso. Este es siempre el mensaje: más no es necesariamente mejor.

La basura espacial

Otro de los temas que nos preocupa a los astrónomos, y que nos debería preocupar a todos es el de la basura espacial. En la siguiente imagen (figura 5) podemos ver que alrededor de la Tierra hay un montón de basura espacial. Se puede ver coloreada según su tamaño. Hay unos 130 millones de objetos alrededor de la Tierra de más de un milímetro; 1,2 millones de objetos mayores de un centímetro; y 50.000 objetos mayores que 10 cm. De todos ellos sólo 10.200 son satélites activos, todo lo demás es basura.

Llevamos 60 años de carrera espacial, durante los cuales ha habido más de 6.000 lanzamientos. Cuando se lanza un cohete con carga, el cohete, el satélite y demás piezas quedan flotando alrededor de la Tierra. Llevamos 9.300 toneladas lanzadas al espacio. Y de todos esos objetos que no hacen nada, que son basura, solo hay unos 28.000 de los que hacemos seguimiento. Hay una red de telescopios que se dedican a mirar dónde está la basura para avisar a los satélites activos que se les viene encima un trozo de basura. Esto ya ha pasado, incluso con la Estación Espacial Internacional. Evidentemente, solo se pueden visualizar los objetos más grandes.

Figura 5. Dibujo con toda la basura espacial que hay alrededor de la Tierra.

El problema que alrededor de la Tierra se llene de basura espacial es lo que se conoce como el síndrome de Kessler. Cuando se llega a una cantidad crítica de restos se producen colisiones que a su vez hacen que haya más trozos de basura y cada vez más colisiones, hasta que llega un momento en que algunas órbitas importantes son completamente inútiles. Estamos hablando de las órbitas donde están nuestros GPS, todas las comunicaciones que usamos en la vida moderna. Hoy en día no podríamos vivir sin móviles ni televisores. Se trata realmente de un problema bastante gordo. Debemos intentar evitar estas colisiones en cascada y que se vayan llenando órbitas en las que no se podrá enviar nada más.

Desde el 2002 hay una serie de recomendaciones internacionales para las agencias que envían satélites al espacio, pero no hay una policía internacional o inspectores internacionales. Solo son recomendaciones y en principio todas las grandes agencias como la ESA, la NASA, la JAXA, etc. ya las tienen en cuenta. Hacen que los diseños de cohetes y satélites minimicen la pérdida de material, que no se les caigan trozos. Antiguamente eso no le importaba a nadie.  

Estas órbitas de las que hablamos son distintas que la órbita donde está situada Gaia. Casi todos los satélites de astronomía se sitúan a 1,5 millones de kilómetros de la Tierra, en el llamado punto de Lagrange 2, que es un punto estable. Allí es otra cosa, aunque también las recomendaciones son las mismas, no están alrededor de la Tierra.  Lo que hemos hecho con Gaia es que, cuando ha terminado su vida útil, hemos utilizado el combustible que le quedaba para ponerla en una órbita cementerio, donde sabemos que no colisionarán al menos durante 100 años. De esta manera nuestra generación se libra, pero ahí queda eso. Otras generaciones lo trabajarán de otra manera.

Otra cosa son las órbitas más bajas. Los satélites que orbitan en órbitas bajas, cuando se acaba su vida útil se desorbitan y se queman contra la atmósfera. Esto está muy bien porque deja la órbita libre, pero estamos contaminando la atmósfera.

La prevención de colisiones se hace con las redes de seguimiento espacial. Muchos telescopios -también uno del Montsec- se dedica a medir y a informar de dónde están todos estos trozos. Os muestro un gráfico (figura 6) donde se puede ver desde 1960 hasta hoy en día la cuenta de objetos que hay alrededor de la Tierra. En color azul tenemos los satélites (en uso o no); en color naranja tenemos los trozos de cohetes; y en color gris tenemos trozos que no se sabe qué son.  Puede verse que desde los años 70 el crecimiento es exponencial.

Figura 6. Evolución temporal de la ocupación de órbitas.

Como astrónomos nos preocupa mucho el enjambre de satélites Starlink, que pretende enviar unos 40.000 satélites al espacio. Y se trata de una sola empresa, porque luego hay más empresas privadas y más países que quieren hacer lo mismo. Se trata de un gran problema, y la Sociedad Española de Astronomía tiene un grupo de trabajo dedicado a eso, están intentando que se intente minimizar este efecto.

Cuando los astrónomos tomamos una imagen del universo muchas veces aparecen trazas debido a los satélites. Esto afecta la fotometría, pero todavía más a la radioastronomía.

El cambio climático

Hablando de la atmósfera, no podía dejar de hablaros de que las emisiones de gases de efecto invernadero, como el CO₂, que están reduciendo la atmósfera. Se trata de uno de los efectos más patentes de cómo el cambio climático de origen humano nos está afectando. La estratosfera se ha reducido en 400 metros de grosor, y hay que recordar que es la capa donde se encuentra la capa de ozono.

Como astrónomos también podemos pensar si el cambio climático pudiera ser debido al Sol. Hasta los años 60 podía pensarse que sí porqué la irradiancia del Sol aumentaba al mismo ritmo que la temperatura terrestre (figura 7), pero desde entonces se ha visto que la irradiancia del Sol ha disminuido mientras que la temperatura terrestre se ha disparado. Por lo tanto, ya está demostrado y aceptado que todo el cambio de temperatura, que todo el calentamiento global, es de origen antropogénico. Somos los hombres los que provocamos que la Tierra aumente de temperatura.

Figura 7. Irradiancia del Sol y temperatura terrestre a lo largo de los años

Los científicos consiguieron convencer a los políticos y ésos firmaron los acuerdos de París. En aquella época se calculó que un aumento de temperatura de hasta un grado y medio era soportable para la Tierra, pero que a partir de este valor ya era peligroso. Actualmente ya ha aumentado 1,3 grados. De los acuerdos de París ya nadie se acuerda, y con el escenario más optimista, llegaríamos a final de siglo con un aumento de 1,9 grados. Pero si seguimos como ahora y no hacemos nada más, la temperatura subirá 2,7 grados. Cabe pensar que, a partir de 3 grados, los modelos nos dicen que es catastrófico, y que entraríamos en lo que llaman un tipping point, es decir, una escala de catástrofes en las que la Tierra no sería capaz de rehacerse. Bueno, mejor dicho, lo que está en peligro no es la Tierra sino la habitabilidad de la Tierra. Es un problema de los humanos, de nuestra civilización.

Por lo tanto, no estamos haciendo lo suficiente. Tendríamos que mejorar mucho para no llegar a ese nivel de los tres grados. Hay estudios que dicen que el 10 % más rico de la población emite casi la mitad de todo el CO₂, mientras que el 50 % más pobre solo es responsable de un 10%. Otro estudio dice que los países desarrollados somos responsables del 92 % del exceso de emisiones. Por ejemplo, solo un 10 % de la población ha viajado alguna vez en avión, y solo un 1-2 % de la población viaja con frecuencia en avión y ha viajado internacionalmente. Eso nos coloca un poco dónde estamos y quién es parte del problema y también parte de la solución.

En 2009 los investigadores del Instituto de Resiliencia de Noruega, Rockström y compañía, inventaron lo que llaman los límites planetarios, que son las condiciones físicas, químicas y biológicas que serían necesarias para la vida humana. Y aquel año ya vieron que tres de estos límites ya los habíamos superado. En 2015 ya habíamos superado cuatro límites, pero es que, en 2023 -la última vez que se miró- ya había seis límites superados (figura 8). De estos límites, el cambio climático solo es uno de ellos. Hay muchas más cosas. Y como veis, algunos de los límites ya están superados a un nivel en exceso.

Figura 8. Límites planetarios y sus estados en 2009, 2015 y 2023.

Uno de los ejemplos es la subida del nivel del mar. Como que el planeta se está calentando, los polos se están deshelando y el nivel del mar sube. Pero es más complicado de lo que parece porque existe un efecto de desbordamiento marino. Por los cambios de oleajes, mareas y presión atmosférica, se ha visto que eso hace que el número de horas en que se producen subidas del mar es aún más grande, y ese desbordamiento marino es proporcional también a la subida del mar. O sea que se producen efectos en cadena. Cuando vemos que ocurre uno resulta que no es tan malo como lo pensamos, sino que es peor.

Otro ejemplo que a mí me llama mucho la atención es el número de desastres de más de mil millones de dólares (coste en Estados Unidos). En los años 80 se producían unos 5 grandes desastres por año, mientras que ahora ya estamos en 25 por año. Estos desastres son tormentas, inundaciones, fuegos, sequías, etc. Y esto es una medida muy clara. Debido a ello, las aseguradoras no quieren asegurar muchas más cosas que antes. O sea, que también es un gran problema económico.

Contaminación atmosférica

Otro tema escandaloso, y que tampoco veo mucho en la televisión, es la contaminación atmosférica. La contaminación atmosférica de las ciudades genera nueve millones de muertes prematuras al año. Vivimos en ciudades y tenemos muy asumido que están muy contaminadas y que moriremos antes. Tendría que salir más en las noticias.

En 2020, los humanos hemos conseguido superar la biomasa. La masa creada por los humanos (llamada también antropomasa) es el cemento, la grava, los ladrillos, el asfalto, los metales… En la capa de la biosfera donde vivimos, ya hay más masa creada por nosotros que biomasa. Es bastante llamativo cómo estamos haciendo lo mismo aquí en la Tierra que con la basura espacial alrededor de la Tierra.

Podríamos preguntarnos por qué, como astrónomos, deberíamos preocuparnos por la sostenibilidad desde el punto de vista de la astronomía. La razón es que hay motivos claros. En primer lugar, tenemos una perspectiva única de nuestro planeta. Sabemos cómo de único es este planeta y que no hay otro planeta accesible que sea habitable. Además, nuestra huella de carbono es entre dos y seis veces mayor que la media, debido a nuestras infraestructuras, por lo mucho que viajamos, por la computación que hacemos, etc. Y, además, hay observatorios que ya están afectados por el cambio climático, sobre todo los observatorios de los países del sur. Es un tema que nos toca de primera mano.

Volvemos a lo de antes. Como astrónomos, cuando vemos un problema lo primero que tenemos que hacer es medirlo. Vamos a medirlo para ver cómo lo podemos solucionar. Los franceses, que siempre se organizan muy bien, tienen una asociación de todos los investigadores que se llama Labos 1.5 y que intenta hacer medidas para ver cómo afrontar el problema. Crearon una herramienta para medir cuál es la huella de CO₂ de la astronomía -o de cualquier otro centro científico-. Esta herramienta es de acceso abierto y cualquiera puede usarla. En 2019 ya se usaba en 112 laboratorios franceses y hoy en día se ha convertido en una herramienta estándar a nivel mundial.

Otra de las preguntas es cómo se compara la astronomía con otras ciencias. Resulta que los astrónomos somos los científicos que más viajamos, que más kilómetros hacemos. Vamos a lugares muy bonitos -los observatorios- que están en sitios poco accesibles y lejanos como Hawái, Chile o Canarias. También realizamos conferencias por todas partes. Curiosamente, las medidas que limitan el número de viajes no son demasiado bien acogidos por los científicos. Dicen que esto limita el conocimiento de los más jóvenes, aunque es mentira, ya que los que más viajan son los seniors porque son a los que más invitan a conferencias. 

Nuestra huella de carbono es muy desigual. Un estudio con esta herramienta que se hizo en Australia mostró que lo peor era la computación, porque allí la energía más usada es la basada en combustibles fósiles. En Europa, por el contrario, lo peor son los viajes de los astrónomos. Se calculó también que la mitad de la huella de una conferencia la produjeron el 10% de los participantes que eran intercontinentales, por lo que se dedujo que la huella de carbono de un congreso virtual es 3.000 veces menor que la de uno presencial.

Pero, en cualquier caso, la huella más grande viene de los observatorios. Las infraestructuras son terriblemente emisoras de contaminantes. Las emisiones por instalaciones astronómicas en 2022 llegaron a ser de 36,6 toneladas de CO₂ por año y por astrónomo, cuando el objetivo por persona tendría que ser de 2 toneladas. O sea que, por persona, cada astrónomo está colaborando en este desastre de este nivel.

El número de infraestructuras, que incluye tanto observatorios terrestres como espaciales, crece sin cesar. Hubo un gran pico en los años 70 cuando hubo muchas misiones interplanetarias, y ahora está volviendo a haber otro pico.

Se hizo un estudio en el que se evaluó el orden de magnitud de la emisión de CO₂ de todos los observatorios que hay, y como cambia con los años de vida de los mismos; y también la emisión de CO₂ por publicación y autor. Todo ello para poder evaluar mejor lo que hacemos y si merece la pena o no. También se complementó con la parte de los satélites astronómicos. Por ejemplo, se vio que el Telescopio Espacial Hubble es el que, de entrada, tiene la huella más grande, pero luego, cuando se ve el número de publicaciones que se han producido con sus observaciones, el impacto por publicación y autor baja mucho. Hace falta buscar un equilibrio entre el impacto ambiental, el interés de la comunidad y el rendimiento científico. No todo vale.

¿Qué estamos haciendo para reducir este impacto? Os pongo el ejemplo del Observatorio Austral Europeo, que es uno de los que se lo está tomando más en serio. Tiene toda una serie de protocolos, de seguimiento, de documentación, del cálculo de la huella, de integración de la sostenibilidad en los futuros diseños, de reducción del gasto energético, etc. Además, tiene como objetivo que toda la energía consumida sea renovable, promociona que los transportes de cosas se hagan de manera marítima en lugar de aérea, y que se reduzca el nivel de desplazamientos que se hacen. También tiene en cuenta el impacto ambiental en las compras, en la contratación de servicios, en la prolongación de la vida útil de los equipos (si algo se estropea no se tira, sino que se arregla en vez de comprar uno nuevo), y cada vez tienen más vehículos eléctricos.

En la siguiente imagen (figura 9) os he puesto un listado de los observatorios astronómicos españoles con el consumo de electricidad anual. Se puede ver que hay instalaciones que consumen mucho más como el sincrotrón Alba, el CERN o el alumbrado público de España.

Figura 9. Consumo eléctrico anual de los observatorios astronómicos españoles

El consumo de electricidad sirve para mover las cúpulas y los telescopios, sobre todo. En el Observatorio de Calar Alto tiene una planta fotovoltaica y una caldera de biomasa para intentar paliar todo lo posible su consumo eléctrico, y conseguir tener una cuota de autosuficiencia lo más grande posible. Lo mismo hacen en Javalambre, donde han hecho instalaciones solares e instalaciones geotérmicas con las que llegan a casi un 70 % de contribución renovable. O en Galáctica, que también están poniendo placas solares.

Y lo mismo en el Gran Telescopio de Canarias (GTC), que es un verdadero ejemplo a seguir en cómo están llevando todo el tema de sostenibilidad, ya que incluso tienen una persona contratada, experta en sostenibilidad, para que les ayude a hacer la transición lo mejor posible. Con ello han conseguido tener una movilidad del 100% eléctrica. Además, debe tenerse en cuenta que está situado en el Roque de los Muchachos, un parque natural, un sitio espectacularmente bonito, pero también muy limitado por las posibilidades que tienen para poner placas solares. El agua, por ejemplo, la suben en cisternas y están muy interesados en hacer vertido cero, en que se recicle al máximo. Y tienen un plan de sostenibilidad muy completo desde el punto de vista ambiental, económico y social.

Para hablar de un observatorio más cercano, tenemos el Observatorio del Montsec, el cual también está haciendo un esfuerzo en intentar paliar la parte de energía, para hacerlo lo más sostenible posible.

A nivel de astrónomos de a pie, por decirlo de alguna manera, también hay iniciativas dentro de la sociedad astronómica europea y de la española. Se creó un comité de sostenibilidad en el año 2020 y se ha estudiado la huella de carbono de los astrónomos profesionales en España dentro de nuestras limitaciones. Hemos hecho dos encuestas, una prepandemia y otra postpandemia, y ahora las estamos estudiando y comparando. Un primer resultado nos indica que se ha reducido mucho la cantidad de viajes. También recopilamos información de lo que hacen las distintas instituciones. Recogemos la opinión de los astrónomos sobre qué más se puede hacer. Y contribuimos a la reflexión general con charlas como ésta.

Hay un sector de los científicos que opina que hay que hacer mucho más, y que el camino es la desobediencia civil. Son muy valientes y se manifiestan delante del Congreso. Algunos, incluso, han acabado en la cárcel.

Todo el mundo dice: “Bueno, es que no podemos hacer nada, esto ya está todo perdido, está muy mal y no hay nada que hacer”. Por eso me gusta poner un ejemplo de éxito: el Protocolo de Montreal. Cuando se descubrió que la capa de ozono se estaba reduciendo, en 1987 se firmó este protocolo. Se identificó que los compuestos responsables —los clorofluorocarbonos (CFC), presentes en los aerosoles antiguos y en sistemas de refrigeración obsoletos— estaban dañando seriamente la atmósfera. Gracias a su prohibición, la capa de ozono ha comenzado a recuperarse. Y no solo eso: en 2021 se demostró que, sin el Protocolo de Montreal, la temperatura a finales de siglo sería dos grados más alta de lo que será con su implementación.

Es decir, cuando se actúa, se pueden lograr avances. Solo necesitamos cambiar la trayectoria.¿qué podemos hacer? Lo primero es informarnos. Aquí os dejo la página de nuestro grupo de trabajo en la SEA (https://www.sea-astronomia.es/grupo-de-trabajo-sea-cero-co2), y también la de Fernando Valladares (https://www.valladares.info), un ecólogo y científico que invitamos a la última asamblea de la Sociedad Española de Astronomía, celebrada en Granada. Le pedimos que diera una charla plenaria para que todos los astrónomos escucharan, de boca de un científico —aunque no astrónomo—, qué debemos hacer ante esta situación. Algunas de las diapositivas que estoy mostrando son suyas.

Y como hoy es Sant Jordi, os recomiendo su libro La recivilización: lo que debemos repensar para poder seguir existiendo. Porque los cambios van a llegar sí o sí; lo mejor es hacerlos antes de que nos los impongan.

Además, podemos aprender de lo que hacen otras instituciones, colaborar, adoptar buenas prácticas, unirnos a grupos locales o internacionales como Astrónomos para el Planeta Tierra. Y hablar. Dicen que una de las mejores cosas que se puede hacer por el clima es simplemente hablar del tema, concienciar. Comentarlo con nuestros vecinos, con nuestras familias… Cuanta más gente se involucre, más influencia podremos tener. Aún estamos a tiempo, pero el tiempo no nos sobra.

Quiero hablaros brevemente de Astrónomos para el Planeta Tierra. Es una red que agrupa a estudiantes, profesorado, científicos y aficionados que comparten la preocupación por el futuro del planeta y quieren usar la astronomía como herramienta para promover la sostenibilidad. Os animo a uniros si os interesa. Ya somos más de 700 miembros en todo el mundo. Aunque la mayoría de las actividades son en inglés, también hay una sección en castellano, con bastante participación desde América Latina.

Y no podía terminar sin una frase de Albert Einstein, que aunque pertenece a otro contexto, encaja perfectamente aquí: “Aquellos que tienen el privilegio de saber, tienen también la obligación de actuar.”

Coloquio

Simplemente una anécdota. En los años 60 hicimos la primera vez que visitamos el Observatorio Pic du Midi, en el Pirineo francés. Allí nos explicaron que el principal problema de contaminación que tenían en el horizonte era la zona de Barcelona, la región de Cataluña. Si miraban la curva de la luminosidad era Barcelona. Sí, no creo que haya ido a mejor.
Sí, es un problema que lleva desde hace mucho tiempo.

¿Qué vida útil tienen los satélites Starlinks o semejantes?
El tema de los Starlink asusta mucho, lo que tú dices. 40.000 satélites solo de una empresa. Y bueno, es verdad que hasta ahora uno confiaba en que las empresas, al menos las americanas, seguirían un poco las normas, pero con Trump estamos todos un poco asustados.

Conferencia de la Astronòmica de Sabadell. Nadia Blagorodnova, 30 de abril de 2025

Es un placer estar aquí, y quisiera empezar con una pequeña oda a la importancia del entusiasmo. Por ejemplo, la revista The Astronomer —que comenzó a publicarse en 1964 bajo el nombre The Casual Astronomer— decía que tener un telescopio no te convierte en astrónomo. Hay mucha gente que se compra uno, lo utiliza durante un tiempo y luego lo abandona para dedicarse a otra afición. El entusiasmo es lo que realmente importa. Es el entusiasmo lo que debe nacer dentro de nosotros y seguir motivándonos a hacer descubrimientos y a hacer ciencia. Y eso es esencial.

Vamos al tema. Nuestro Sol es una estrella de tipo G y es solitaria. A veces cuesta imaginar un mundo con dos soles —parece ciencia ficción—, pero de hecho, cada vez se descubren más exoplanetas con dos estrellas. Estos sistemas con dos soles, llamados sistemas binarios, no son una rareza: son bastante comunes. Y hay incluso sistemas más complejos: sistemas de tres estrellas con estructuras jerárquicas. La naturaleza no deja de sorprendernos.

Todo esto puede parecer difícil de imaginar, especialmente para nosotros, que vivimos con un solo Sol. Pero debemos hacer el ejercicio de imaginar y aceptar que el Universo es mucho más rico y complejo de lo que jamás podríamos pensar. Si nos fijamos en las estadísticas, varios estudios han analizado las poblaciones de estrellas binarias y han obtenido resultados sorprendentes. Por ejemplo, entre estrellas como el Sol, la fracción de sistemas binarios es algo inferior al 20%. Pero cuando observamos estrellas más masivas, de unas diez masas solares, esta fracción se acerca al 100%, e incluso puede superarse si contamos sistemas con múltiples compañeras. Esto significa que no solo existen sistemas binarios, sino también triples o incluso más complejos.

Es una tendencia clara: cuanto más masiva es una estrella, más probabilidades tiene de tener una compañera. De hecho, casi todas las estrellas masivas nacen con una compañera cercana. Este es un punto clave. El Universo no está formado por estrellas solitarias, sino que muchas viven en sistemas múltiples, y esas compañeras pueden desempeñar un papel crucial en la evolución estelar.

Si las estrellas no interactuaran y simplemente evolucionaran solas, el Universo sería mucho más aburrido. Pero sabemos que evolucionan, y lo hacen de forma dinámica y, a menudo, sorprendente. Tomemos como ejemplo una estrella de cinco masas solares. Al principio, quema hidrógeno en su núcleo durante millones de años. Cuando se le acaba el combustible, la gravedad toma el control y la hace contraerse. Las capas inmediatas al núcleo se calientan y alcanzan la temperatura de fusión del hidrógeno, pero solo en una capa exterior: es lo que llamamos hydrogen shell burning. Este proceso hace que las capas externas de la estrella se expandan de forma repentina, multiplicando su radio casi por diez en muy poco tiempo.

A continuación, la estrella vuelve a contraerse hasta que puede empezar a quemar helio en el núcleo. Cuando este también se agota, sufre una nueva crisis y vuelve a expandirse. Y aquí viene la pregunta clave: ¿qué pasa si esta estrella tiene una compañera? Esa compañera puede encontrarse a diferentes distancias, y si está lo suficientemente cerca, puede llegar a recibir material a través de una transferencia de masa. Dependiendo de cómo hayan nacido estas dos estrellas, pueden llegar a interactuar en cualquier momento de su vida: al principio, a la mitad o al final.

Figura 1. Clasificación de los sistemas estelares binarios.

¿Qué pasa cuando las estrellas interactúan? Hay diversas configuraciones posibles. Cada estrella está confinada dentro de su propio potencial gravitatorio, que llamamos lóbulo de Roche, y que depende de su masa. Podemos imaginar una analogía con dos pozos de potencial: uno para cada estrella. Cada estrella llena su pozo hasta cierto nivel, pero mientras ninguna sobrepase ese límite, no hay interacción entre ellas.

Al principio de su vida, estas estrellas pueden convivir perfectamente sin interactuar, y esto puede durar millones y millones de años, especialmente si son estrellas de baja masa, ya que evolucionan muy lentamente. Pero, como hemos visto, a lo largo de su evolución las estrellas experimentan cambios en su radio: primero pequeños, luego mucho mayores. Durante algunos de estos episodios de expansión, una estrella puede llegar a llenar completamente su lóbulo de Roche, y su forma se distorsiona adoptando una especie de forma de lágrima. Esto sucede porque el potencial no es simétrico, sino que está modificado por la presencia de la compañera.

Cuando una estrella se expande y alcanza este límite, es como si el “nivel de agua” del pozo superase el borde y empezara a derramarse. El punto más bajo del potencial del sistema es lo que conocemos como el punto de Lagrange 1 (L1). A través de este punto, la masa puede fluir de una estrella a la otra.

Esta transferencia de masa está regulada por el grado de expansión de la estrella. Si todavía se encuentra en la secuencia principal, su radio solo aumentará ligeramente, pero ya puede comenzar a transferir material. ¿Y qué hace la compañera con esta masa? Dependerá de la configuración del sistema: puede acretarla (es decir, incorporarla), puede expulsarla como viento estelar, o puede formar un disco de acreción a su alrededor. Según la geometría y dinámica del sistema, se darán distintos escenarios.

Acretar masa no es un proceso pasivo: la compañera no solo gana masa, sino también el momento angular asociado a la materia que recibe. Esto hace que empiece a girar más rápido. Si alcanza una velocidad de rotación muy elevada —lo que llamamos el punto de break-up—, ya no puede seguir acreciendo porque empezaría a perder material por sus capas externas.

Cuando la transferencia de masa es muy elevada, este gas puede acabar llenando todo el sistema, formando una especie de nube compartida. Es lo que llamamos una binaria de contacto: las dos estrellas comparten la envoltura externa, equilibrando temperaturas, composición química y otras propiedades físicas, aunque cada una conserva su núcleo independiente.

Estas binarias de contacto pueden mantener una configuración estable durante muchísimo tiempo. En algunos casos, si la transferencia de masa es pequeña, el sistema puede evolucionar hacia una mayor separación entre las estrellas. Pero si la transferencia es sostenida y significativa, la historia se complica.

Cuando la estrella inicialmente más masiva continúa evolucionando, seguirá expandiéndose y llenando su lóbulo de Roche, transfiriendo cada vez más masa a su compañera. Esto puede llegar a provocar una inversión de masas: la compañera, que al principio era menos masiva, puede acabar siendo más masiva que la estrella que le transfería material.

Un ejemplo de este tipo de sistema es Algol, que fue un rompecabezas al principio del estudio de la evolución estelar. Se observa una estrella más masiva que todavía está en la secuencia principal, mientras que la menos masiva ya ha evolucionado, y nadie entendía por qué. Con el desarrollo de los modelos de transferencia de masa, se comprendió que la que era más masiva había cedido tanta masa a su compañera que se había convertido en la menos masiva, mientras que su compañera había ganado tanta masa que ahora era el doble de grande.

Estas situaciones representan verdaderos rompecabezas, y casos así también los encontramos en los cúmulos estelares. En un cúmulo, todas las estrellas deberían haber nacido al mismo tiempo. Pero cuando observamos cúmulos viejos, encontramos unas estrellas llamadas Blue Stragglers (rezagadas azules), que son más masivas y aparentemente más jóvenes, y no deberían estar allí. Si el cúmulo es viejo, las estrellas más masivas ya deberían haber evolucionado a gigantes rojas. Pero ahí están: jóvenes, masivas y rebeldes. Esto también se explicaría a través del ganado de masa por interacciones binarias.

El punto final de estos modelos configurativos es el Roche lobe overflow (desbordamiento del lóbulo de Roche), momento en que se está transfiriendo masa. Este proceso también puede estar causado por el viento estelar; es decir, no es necesario que las estrellas estén muy cerca.

Hay, por ejemplo, binarias de rayos X de alta masa, donde una de las estrellas tiene un viento muy fuerte, y su compañera, aunque esté algo más lejos, es capaz de capturar parte de esa masa y acrecerla. Estas son algunas de las configuraciones posibles.

Y si nos preguntamos cuál es la estadística de las estrellas que se encuentran en cada una de estas fases, podemos consultar algunos estudios. Imaginemos que hay una población donde se forman estrellas de manera continua. Tenemos una función inicial de masas: se forman muchas estrellas pequeñas y pocas grandes. Con el tiempo, se van formando y, tras unos cuantos millones de años, hacemos un recuento para ver en qué fase se encuentra cada estrella. Las que están solas representan un 22%. ¡Menos de una cuarta parte son estrellas solitarias! El 50% se encuentran en un sistema binario antes de comenzar la transferencia de masa. Como hemos dicho, las estrellas pequeñas evolucionan muy lentamente y su radio crece poco a poco: cada una permanece dentro de su lóbulo de Roche y no hay interacción. Este caso es común porque las estrellas pequeñas viven mucho tiempo.

Sin embargo, hay un 28% que ya son producto de la interacción entre estrellas en sistemas binarios. Algunas son binarias semiseparadas, que en este momento están transfiriendo masa; otras son post-transferencia de masa, que ya han completado ese proceso; y otras ya se han fusionado.

Todo esto demuestra, una vez más, que si queremos entender nuestro Universo, entender las estrellas binarias es fundamental, porque realmente dominan este panorama.

¿Qué pasa cuando las dos estrellas interactúan? Os hablaré de un caso interesante: las variables cataclísmicas, que están formadas por una enana blanca y una estrella en la secuencia principal con una órbita cercana.

Existe un sistema binario llamado V471 Tau, con una órbita muy próxima, de unas 12 horas, y está formado por una enana blanca y una estrella de la secuencia principal. La enana blanca todavía no debería existir porque se forman de la evolución de estrellas poco masivas, por eso sabemos que en realidad es el núcleo de una estrella más masiva que evolucionó a gigante roja, llenó su lóbulo de Roche y se formó un envoltorio común (common envelope). El rozamiento con el gas acercó a las dos estrellas y hoy en día están muy próximas. No podrían haberse formado tan juntas.

En 1976, Paczynski propuso que existía un canal de evolución binaria que era este: la Common Envelope Evolution (evolución de envoltorio común), y precisamente la idea era la que acabo de explicar. Cuando una binaria de contacto se expande tanto que la superficie de una estrella se mueve más allá de uno de los puntos de Lagrange, se forma un envoltorio común con esas estrellas. Y entonces las dos estrellas caen en forma de espiral —una hacia la otra— y ese envoltorio se expande y se pierde. La consecuencia es que el sistema se convierte en una binaria compacta, algo que inicialmente sería imposible de conseguir sin este canal evolutivo.

¿A qué condiciona esto? Supongo que más o menos conocéis el esquema típico de evolución estelar. Las estrellas pequeñas tipo Sol serán gigantes rojas, después se expandirán aún más convirtiéndose en gigantes asintóticas, y estas capas se expandirán tanto que formarán una nebulosa planetaria, y solo quedará el corazón degenerado de esa estrella como enana blanca. En cambio, las estrellas masivas se convertirán en supergigantes y al final explotarán como supernovas de colapso: la estrella no podrá soportar más su peso, implosionará y se convertirá, dependiendo de su masa inicial, o bien en una estrella de neutrones o bien en un agujero negro. Todo este modelo es muy simple, porque los únicos parámetros que nos dicen qué le pasa a una estrella, una vez se ha formado, son su masa inicial y su metalicidad. También hay otros parámetros a tener en cuenta, como los campos magnéticos, la rotación, la semiconvección, los overshooters, todos los parámetros de nucleosíntesis que tampoco conocemos muy bien, etc... pero eso es simple. Cuando introducimos las binarias, la cosa se complica un poco.

Figura 2. Diferentes canales evolutivos de los sistemas estelares binarios.

Dependiendo de las masas de las dos estrellas, puede haber transferencia de masa y se presentan distintos escenarios. En uno de los casos, tenemos una enana blanca y después se forma un envoltorio común. En otro caso, hay dos enanas blancas que, al unirse, generan una supernova termonuclear. En otro escenario, si hay una estrella masiva y una de baja masa, puede formarse una binaria de rayos X de baja masa. Si ambas son de alta masa, se forma una binaria de rayos X de alta masa; estas siguen evolucionando hasta que terminan formando un sistema de dos estrellas de neutrones o dos agujeros negros. Finalmente, estos dos objetos se fusionan emitiendo ondas gravitacionales. Si no fuera por los sistemas binarios, no habríamos detectado estas ondas.

Centrémonos ahora en el período en que las dos estrellas forman un envoltorio común. Ya vimos que en 1976, Paczynski postuló la existencia de esta fase evolutiva, pero todavía conocemos muy pocos detalles. Es una fase que solo dura días. Las estrellas evolucionan durante millones de años, pero cuando alcanzan la fase de interacción con su compañera —la fase en espiral—, esta dura solo unos días, y luego ese envoltorio se expande durante siglos y, al final, tenemos un sistema compacto.

¿Pero cómo ocurren estas cosas? Esta es una fase muy intrigante e importante en la evolución de binarias. Os muestro una simulación para visualizar este proceso [la conferenciante muestra la simulación]. Se puede ver el centro de esta estrella que ya se ha expandido. La segunda estrella está justo entrando dentro del envoltorio de la primera. Esta fase es muy dinámica, muy corta, y muy atractiva para quienes hacen simulaciones hidrodinámicas de este tipo. La compañera ha ido adentrándose en el envoltorio de su compañera, generando toda esta turbulencia y, debido al movimiento orbital, ha transferido el momento angular de la órbita binaria al envoltorio gaseoso de su compañera. Esta es la fase dinámica de la evolución del envoltorio común, lo que permite acercar estos sistemas con la consecuencia de expulsar las capas más externas de la estrella principal fuera del sistema.

Todo esto está muy bien: hidrodinámica, simulaciones… pero podemos preguntarnos: ¿ha habido observaciones? Soy astrónoma observacional y me alegra mucho decir que sí. En 1988 se detectó la primera observación de un objeto que correspondía a una fusión de este tipo.

En esa época, la gente no lo sabía. Estos astrónomos estaban haciendo un mapeo observando la galaxia de Andrómeda y estaban tomando espectros de unas gigantes rojas. Vieron que había otra gigante roja que no tenían catalogada ni sabían de dónde había salido. La llamaron "red variable" porque pensaban que era una estrella variable y era muy roja. Le tomaron un espectro y vieron que en las longitudes de onda más rojas presentaba un pico de emisión y también tenía líneas de emisión de hidrógeno. Les sorprendió bastante: era una gigante roja que había aparecido de la nada y además tenía emisión. La gente empezó a especular. ¿Qué era eso? Una de las hipótesis fue que era una nova por primera vez: una enana blanca que había ido acumulando material y que estallaba por primera vez. Había otras hipótesis, pero nadie sabía realmente qué era.

En 1994, un astrónomo aficionado de Japón encontró una nova en Sagitario, llamada V4332 Sgr. Era muy brillante, como se puede ver en la Figura 3, donde se compara con la actualidad. Si observamos la curva de luz, desde el momento del descubrimiento, en 30 días ya no era visible. Lo más interesante de todo fue su color. Se observó que, una vez comenzó a disminuir la luz, su color se volvió muy rojo. Normalmente, las novas se tornan azuladas porque la eyección del gas circundante las hace más transparentes y deja ver la enana blanca central, que es más brillante y azulada. Pero en este caso, ocurrió todo lo contrario.

Figura 3. Imágenes y medidas fotométricas y espectroscópicas de la nueva roja luminosa V4332 Sgr.

Se tomaron espectros y en menos de tres semanas ya se observaban muchas bandas moleculares, lo que significaba que el objeto era realmente frío. Normalmente, estas explosiones son tan calientes que tardan meses o años en enfriarse lo suficiente como para formar moléculas. Pero aquí, inmediatamente había absorción molecular. Era muy interesante. Nadie había visto nada similar antes.

Llegamos al año 2002 con el objeto V838 Mon. Este fue otro descubrimiento importante: la nueva luminosa de Monoceros (constelación del Unicornio). El descubrimiento también lo hizo un astrónomo amateur (miembro de The Photographic Sky Patrol o Nova Patrol, una iniciativa de la revista The Astronomer).

Figura 4. Imágenes tomadas por el telescopio espacial Hubble de V838 Mon desde mayo de 2002 hasta octubre de 2004. Se puede observar el eco de luz.

Nuevamente, este objeto se volvió rojo. Pero en este caso, no solo se vio la evolución de la nova con el tiempo, sino que se observó algo bastante espectacular: un eco de luz. Es decir, este objeto era una estrella joven, en un cúmulo de estrellas también jóvenes, donde aún quedaba mucho gas por la zona, y cuando estalló este objeto, el destello de la nova se fue expandiendo sobre ese material que reflejaba la luz. Esto permitió determinar la distancia a este objeto con mucho detalle.

Figura 5. Curva de luz de V838 Mon.

En la Figura 5 tenemos la curva de luz de este objeto con los tres filtros principales. Aquí nuevamente vemos cosas no usuales entre novas. Primero hay una subida fuerte de luz, luego una bajada, y dos subidas más con un valle intermedio. Además, esto es mucho más intenso en la luz roja, mientras que en la luz azul es mucho más débil. Esto está relacionado con la temperatura, que va enfriándose en estos objetos. Una vez más se observaba el mismo comportamiento, y muchos trabajos ya señalaban la similitud con otros objetos de Andrómeda y de Sagitario, pero aún no se sabía qué podía ser.

Había varias teorías, y la respuesta final no llegó hasta el descubrimiento de la nova galáctica V1309 Sco. Este objeto fue observado por el sondeo OGLE (Experimento de Lentes Gravitacionales Ópticas), que busca fenómenos de microlente mirando hacia el centro de la galaxia. Vieron que había mucha dispersión en la fotometría de este objeto, que luego aumentó su luminosidad, posteriormente bajó, y finalmente se observó la nova. Los autores de este trabajo se dieron cuenta de que esa dispersión no podía ser un error, ya que OGLE tiene una fotometría excelente, por lo que no podía deberse al instrumento o a la calibración. Hicieron algo muy inteligente: cortaron esta curva de luz por años, y en cada año hallaron un periodo: ¡resultó ser una binaria eclipsante! Midieron el periodo y vieron que, a lo largo de los años, había una caída exponencial del periodo. Cada vez se hacía más corto, lo que significaba que las dos estrellas se iban acercando hasta que se produjo una fusión. En ese punto dejaron de ver el sistema y fue cuando se observó otra nova roja luminosa.

Figura 6. Medidas fotométricas y del periodo de la nova roja luminosa V1309 Sco.

Este fue un punto clave y por fin se entendía lo que se había estado observando hasta ahora: se trataba de fusiones estelares. Finalmente, se pudo asociar estas novas rojas inusuales con este fenómeno de fusión estelar.

Esta es la historia feliz. Lo otro es que solo hay otro objeto que podría ser una de estas fusiones, o sea que en total solo tenemos cuatro. Se cree que hay otro del siglo XVII, pero de la era moderna solo tenemos cuatro en nuestra galaxia. Está bien, pero queremos más. Entonces, ¿qué debemos hacer? Debemos mirar fuera de nuestra galaxia.

Si observamos galaxias cercanas también vemos objetos similares. En NGC4490, en M101, en M85, en NGC45… En muchas galaxias cercanas. En la galaxia de Andrómeda, de hecho, ha habido un tercer caso. Por lo tanto, si observamos continuamente estas galaxias cercanas, podremos detectar más novas de este tipo. La única cosa es que, para ver las más brillantes, también deben ser las más masivas, y hay menos.

Si observamos en galaxias lejanas, la probabilidad de encontrar una es pequeña, pero como hay muchas galaxias, al final vemos tres o cuatro por año. Y eso ya es un número más interesante para trabajar. Con mi grupo, estamos a la búsqueda de estas novas extragalácticas, principalmente.

¿Para qué nos sirven? Una de las cosas importantes es que este tipo de eventos astrofísicos nos ayudan a llenar lo que se llama el vacío que encontramos en los transitorios (eventos astrofísicos transitorios). Si los colocamos en un diagrama (figura 7) donde representamos la luminosidad y el tiempo de duración del fenómeno, vemos que hay un vacío. Entre las supernovas y las novas clásicas había un vacío que ahora estamos llenando con estas novas rojas luminosas.

Figura 7. Gráfico de la luminosidad del pico de los transitorios en función de sus escalas temporales características. En rojo, las novas rojas luminosas llenando el vacío entre supernovas y novas clásicas.

¿Pero por qué nos importan estas novas? En primer lugar, porque son laboratorios. Ya hemos dicho que muchas estrellas evolucionan a lo largo de millones de años, pero esta fase tan corta es muy rara. Si la observamos, nos da la clave, por ejemplo, de dos cosas. La primera es: ¿qué tipo de sistema binario era esta estrella justo antes de fusionarse? Queremos determinar esto porque tenemos modelos de evolución estelar, de binarias de todo tipo, pero no sabemos si son correctos. Si tenemos observaciones, realmente podemos estudiar estos sistemas justo antes de la fusión y compararlos con lo que predicen los modelos. Y luego también podemos determinar, de alguna forma, la transferencia de masa que ha llevado a la fusión. ¿Cómo se ha transferido la masa en este sistema? ¿Cómo se ha perdido para que el sistema acabe fusionándose?

La segunda cuestión es que, como os he mostrado antes, hacemos simulaciones hidrodinámicas —que a la gente le gustan mucho—, pero también, de nuevo, no sabemos hasta qué punto son correctas. Si tenemos observaciones de un sistema en el que se ha eyectado esta envoltura estelar, podremos compararlas con las simulaciones y podremos probar diferentes físicas. ¿La radiación tiene importancia a la hora de eyectar la envoltura o no? ¿La fricción, las fuerzas de marea, el campo magnético...? Es decir, podremos incluir diferentes físicas y mirar, en esta “receta”, qué es importante y qué nos daría una respuesta compatible con lo que estamos observando.

Y, finalmente, como ya he dicho, son sistemas muy fríos, la envoltura se expande a una velocidad lenta, se forman moléculas y todo... Y claro, esto también forma polvo y gas que se escapa del sistema. Otra razón por la que son importantes es que estas novas también contribuyen al contenido total de polvo y gas interestelar. Y podemos preguntarnos cómo se comparan con otros objetos como las estrellas AGB o las supernovas.

Respecto a la primera pregunta, ¿qué era la binaria antes de la fusión?
Como se trata de galaxias cercanas, podemos ir a los archivos y buscar la posible estrella. Además, podemos tomar esta estrella y estimar sus parámetros: su temperatura o su luminosidad, y situarla en un diagrama HR. Eso mismo hicimos con una estrella de la galaxia de Andrómeda, la encontramos, calculamos sus parámetros y la pudimos situar en el diagrama HR. Se encuentra en una zona muy poco común, muy poco probable, porque es una zona de transición donde las estrellas solo permanecen unos 3.000 años. Para la vida de una estrella, eso es un abrir y cerrar de ojos. Encontrar una estrella en esta posición del diagrama HR es muy poco probable, pero si sabemos que se ha fusionado, tiene todo el sentido del mundo.

Podemos expandir este estudio, ir a otras galaxias, a otras nebulosas, y observamos también que sus estrellas progenitoras se encuentran en esta región conocida como la Laguna de Hertzsprung, que corresponde a una fase de rápida expansión. Esto es interesante porque, cuando tengamos un poco más de muestras, podremos empezar a verificar estadísticamente todos estos modelos de evolución estelar.

Otra cuestión que nos planteamos es: ¿cuáles son los mecanismos de transferencia de masa en estos sistemas binarios? Por ahora, el único sistema que nos permite estudiarlo con mucho detalle es V1309 Sco, ya que tenemos observaciones del cambio de período y también de la forma de la binaria eclipsante.

Hay algunas simulaciones que han intentado reproducir la forma y el período del sistema teniendo en cuenta el ritmo de pérdida de masa. En la simulación se ve cómo la binaria gira, empieza a perder masa del sistema, y parte de esta cola de material eyectado comienza a ocultar uno de los componentes.

Por eso también cambia la forma de la curva de luz: uno de los picos va disminuyendo con el tiempo. Si observamos el sistema casi de lado, a través del disco, esta masa eyectada tapa parcialmente la estrella, alterando la forma de la curva de luz.
Por ahora, lamentablemente, solo tenemos este sistema. Pero si descubrimos más, podremos hacer simulaciones más complejas para intentar reproducirlos y validar modelos.

¿Y qué pasa con esa masa eyectada? La masa no se escapa directamente, sino que forma una especie de espiral, se forma un disco, y luego este disco puede llegar a chocar consigo mismo.
Estos choques internos dentro del disco podrían contribuir al incremento gradual de la luminosidad que se observa antes de la fusión. En ese momento, la binaria aún está intacta, pero esta emisión procedente del disco sería la responsable del aumento de brillo.

Por ejemplo, mi equipo está intentando identificar sistemas que muestren este comportamiento. Es complicado, y hay que estudiar muy bien los datos para encontrarlos. Pero si lo consiguiéramos, sería fantástico: nos permitiría estudiar el sistema un par de años antes de su fusión final.

La otra parte importante es la dinámica de la eyección de la envoltura. Si hay una transferencia de masa y una de las estrellas entra dentro de la envoltura común, puede empezar a removerla. Entonces pueden pasar dos cosas: o bien se expulsa toda la envoltura, y nos queda el núcleo desnudo de una estrella orbitando con su compañera en una binaria muy compacta; o bien las estrellas se fusionan, eyectando parte del material, pero conservando aún una especie de envoltura alrededor.

Esto está relacionado con la transferencia de momento angular. Para hacer un paralelismo más cotidiano, podemos compararlo con una batidora: si la encendemos sin el vaso protector, la parte interior empieza a girar rápidamente y el líquido se derrama. En el sistema binario pasa algo similar: la compañera empieza a remover el gas de la envoltura, que gira tan rápido que finalmente se escapa del sistema, dejando solo la binaria en el centro.

Figura 8. Curva de luz de una nova roja luminosa y esquema explicativo de sus características.

Disponemos de varias simulaciones que, combinadas con modelos físicos, nos permiten intentar relacionar lo que observamos con un modelo que explique el origen de la emisión característica de las novas rojas luminosas.

Como ya he comentado, la pérdida de masa y los choques internos dentro del disco contribuyen a explicar la fase previa a la fusión, durante la cual se observa un ligero incremento de luminosidad.

Después, en la curva de luz, observamos el primer pico de la nova —al que llamamos pico azul—, el más caliente, seguido de una meseta y, posteriormente, de un pico rojo.

El pico azul se corresponde con la eyección de masa inicial, más caliente. Luego, esa masa colisiona con el disco circunestelar, lo que dificulta que la propagación sea esférica: si el disco es lo suficientemente denso, la masa no podrá expandirse lateralmente, sino que será expulsada preferentemente por los polos del sistema.

Este choque se propaga y genera el pico rojo, debido a la recombinación. Finalmente, cuando ese material se aleja, se expande y se enfría, y es entonces cuando se forman las moléculas y el polvo interestelar.

Si queremos entender mejor la contribución de este polvo, podemos preguntarnos: ¿cuáles son sus principales contribuyentes? Tradicionalmente, se ha considerado:

1. Las estrellas AGB, de baja masa, que pierden sus envolturas al final de su vida.
2. Las supernovas por colapso del núcleo, que expulsan grandes cantidades de material a altas velocidades.
3. Y, más recientemente, las fusiones estelares, que también pueden ser una fuente significativa.

A partir de las curvas de luz de estas novas, podemos analizar cómo evoluciona la emisión en infrarrojo y modelar la masa eyectada en cada momento. Estas emisiones pueden reproducirse con una cierta cantidad de polvo, y conociendo la metalicidad del gas, podemos estimar la masa total eyectada.

Hasta ahora, las simulaciones sugerían que las fusiones estelares podrían aportar en torno a un 5% del polvo interestelar, pero observaciones recientes con el telescopio espacial James Webb (JWST) de cuatro novas rojas luminosas, analizadas varios años después de la fusión, muestran que pueden contribuir, como mínimo, con un 25% de la contribución de polvo y gas de las supernovas por colapso del núcleo. Es decir, podrían competir directamente con ellas.

En el escenario actual, siempre se había hablado de las AGB y de las supernovas como fuentes dominantes de polvo, pero no de las fusiones estelares. Ahora estamos demostrando que estos sistemas, incluso años después, siguen expandiéndose y enfriándose, y pueden continuar formando polvo. Reitero: como mínimo, aportan un 25% de lo que aportan las supernovas por colapso del núcleo, y eso es muy relevante.

¿Y qué pasa con este material eyectado? Como hemos dicho, la existencia de un disco impide una propagación esférica, forzando una eyección hacia los polos.

Observaciones del sistema V4332 Sgr, 24 años después de su fusión, hechas con el interferómetro ALMA, nos han permitido rastrear ese gas frío. Se observa una morfología bipolar, en forma de reloj de arena, con material eyectado hacia los polos, muy parecido a las nebulosas planetarias.

Por ejemplo, la nebulosa planetaria Hen 2-428 muestra esta misma estructura. En su centro encontramos dos enanas blancas de 0,9 masas solares cada una y un período orbital de solo cuatro horas. Este sistema ha seguido precisamente el canal evolutivo que hemos descrito, y podría convertirse en una progenitora de una supernova de tipo Ia provocada por la fusión de estas dos enanas blancas.

Cuando estudiamos todas las poblaciones de nebulosas planetarias, vemos que alrededor de un 25% contienen binarias de período corto en su interior. Esto implica que muchas no se han formado exclusivamente por estrellas AGB, sino que la presencia de un compañero estelar ha contribuido claramente a la eyección de la envoltura.

Otra evidencia: algunas estrellas centrales de estas nebulosas son enanas de helio de baja masa. Una estrella así solo puede formarse a partir de una estrella de masa muy pequeña, pero esta habría necesitado más tiempo para evolucionar del que tiene el universo. Por tanto, no pueden haber evolucionado solas. Ha tenido que haber transferencia de masa por parte de una compañera.

¿Cómo las observamos? Primero se produce la fusión, y después realizamos la detección. Tenemos varios estudios activos, como el ZTF (Zwicky Transient Facility) en California o el BlackGEM, en el sur de Chile. También se ha incorporado un nuevo telescopio de un metro en la misma montaña de Palomar, especializado en infrarrojo cercano. Estas novas pueden ser tan frías que no se detectan en el óptico, pero sí en el infrarrojo.

Recientemente ha comenzado la búsqueda activa de BlackGEM desde Chile. Está formado por tres telescopios con una estructura elevada, como setas, para minimizar el seeing atmosférico.

Nos estamos centrando en un conjunto de galaxias próximas (a menos de 15 megaparsecs) que tienen imágenes de archivo del telescopio Hubble, y las observamos hasta tres veces por noche. Esto es muy valioso porque, si se produce una explosión, podremos estudiar la estrella progenitora con datos previos.

Los descubrimientos se reportan en el portal Transient Name Server, aprobado por la IAU (Unión Astronómica Internacional), abierto tanto a profesionales como a aficionados.

Este portal es muy útil: ya he mencionado el caso del aficionado japonés Itagaki, que ha liderado muchos descubrimientos de supernovas en galaxias próximas, a menudo compitiendo con equipos profesionales.

Después de un descubrimiento, realizamos un seguimiento espectroscópico para clasificar el objeto y valorar si es de interés. Si lo es, movilizamos telescopios más grandes para observarlo en varias fases.

Pero todo esto quedará pequeño comparado con lo que vendrá: a finales de este año se iniciará en Chile el Observatorio Vera C. Rubin, que llevará a cabo el Large Survey of Space and Time (LSST) durante diez años.

Este telescopio, con 8 metros de diámetro, ha sido diseñado específicamente para ello y alcanzará una profundidad cinco magnitudes más débiles que la de los instrumentos actuales. ¡Se esperan hasta 10 millones de alertas por noche!

Aquí es donde entra la inteligencia artificial. Ningún equipo humano puede analizar este volumen de datos manualmente. Necesitamos algoritmos inteligentes, sistemas de aprendizaje automático y potencia computacional para identificar las alertas más interesantes.

Para ir terminando: hemos visto cómo la evolución mediante envoltura común es un fenómeno crucial que puede transformar sistemas muy separados en sistemas compactos.

Las novas rojas luminosas son herramientas fundamentales para estudiar estas fases de evolución estelar. Nos permiten reconstruir la historia de una binaria, modelar cómo se transfiere la masa, simular las emisiones y comparar morfologías con las observadas en nebulosas planetarias.

En definitiva, espero haberos convencido de que la gran mayoría de estrellas masivas, y muchas de masa intermedia, tienen compañeras. Estudiarlas es esencial para entender el universo tal como es, un universo donde las estrellas no están solas. Las fusiones estelares no son solo teorías ni simulaciones: las hemos observado, tenemos evidencias claras, y seguimos buscando más porque nos ayudan a entender cómo las estrellas transfieren masa, cómo evolucionan, y cómo contribuyen a enriquecer el medio interestelar.

Coloquio

En los años 50 salió un libro “El mundo en el que vivimos” y ya había presentado a doble página, con toda espectacularidad, una estrella doble, con las sombras de diferentes colores, y las estrellas están representadas como tan juntas que incluso están ovaladas, no son esféricas. ¿Esto se mantiene, todavía?
Sí, sí, totalmente. Esto se debe a que el potencial de Roche no es esférico en un sistema que está rotando. Si tienes en cuenta también la rotación del sistema, estas líneas de igual potencial no son esféricas sino que tienen esa forma ovalada y si tienes sistemas muy cercanos se deforman aún más.

¿Qué debe ocurrir para que en un sistema binario, cuando explota una estrella, la otra no se separe del sistema?
Es una buena pregunta, no lo sabemos. Para que el sistema binario se mantenga, lo que se llama el kick debe ser pequeño. Ahora mismo la gente intenta hacer poblaciones de binarias o modelos de kick para mirar qué porcentaje de sistemas realmente se romperían así. También hay gente que busca estrellas que tienen un movimiento propio muy grande. Claro, esto podría ser estrellas que han sido eyectadas de una explosión de supernova hace muchos años. Entonces, es algo como una búsqueda y captura de estos sistemas para intentar estimar la distribución de velocidades. Porque no es que sea siempre la misma, sino que existe una probabilidad de una velocidad y si esa velocidad es pequeña, el sistema se mantiene y si la velocidad es grande, el sistema se rompe. Pero esto se corresponde principalmente con asimetrías de la explosión de supernova de colapso de corazón.

Existen estudios de polarimetría, por ejemplo, que intentan mirar si el área de emisión es esférica o si tiene alguna deformación, y las explosiones de supernova de colapso de corazón definitivamente no son esféricas. Hay mucha evidencia de que existe una simetría en la explosión y esta simetría puede ocasionar que, quizás, si depende de la simetría, el kick sea más fuerte o quizá sea más pequeño porque todo el kick se va hacia el otro lado.

Hay muchos factores y creo que no está muy definido. Es un área de investigación activa bastante.

¿Cuántos años de media se necesita para que se produzca una fusión?
Pues depende de cómo era la binaria inicial. Si la binaria inicial era una estrella de la secuencia principal esto es una estrella muy compacta, entonces una vez empezara a transferir demasiado ya hacer la fusión son días. Pero imagínate, la estrella ya es una AGB y está muy extendida, la compañera está lejos y empieza a entrar en el envoltorio muy despacio. Puede tardar cientos o miles de años, en acercarse lo suficiente, como para encontrar un área de densidad más alta y poder transferir ese momento angular. Por tanto, realmente depende de la evolución y el estado evolutivo de la estrella principal.

¿Ha estudiado algunas de este tipo en sistemas que no sean binarios sino triples? ¿Ha encontrado alguna?
El sistema de V838Mon era un sistema ternario. Había las dos de la mitad, que son las que se han fusionado, y una tercera que está en una órbita bastante lejana. No interacciona, pero lo que hemos visto es que una nube de éstas de gas y polvo que se ha eyectado de la fusión la ha tapado durante un tiempo. Se ha visto que esta estrella se volvía menos brillante durante unos años y después ha vuelto. Lo han podido contar. Una parte del material justamente estaba pasando por delante de la otra estrella, la ha tapado y después se ha vuelto más brillante.

Conferencia de la Astronómica de Sabadell. Gemma Busquet, 7 de mayo de 2025.

 Haremos un recorrido por la historia de la radioastronomía, desde sus inicios con el descubrimiento de una fuente de emisión de ondas de radio en nuestra galaxia por parte de Karl Jansky, hasta lo que nos depara el futuro en los próximos diez años.

Para comenzar y motivar esta charla, recordemos que en 1995 se descubrió el primer planeta fuera de nuestro Sistema Solar que orbitaba en torno a una estrella. Hoy en día conocemos más de 5.000 exoplanetas. Todos estos sistemas planetarios son distintos entre sí y también diferentes de nuestro propio Sistema Solar. Y, por ahora, la Tierra sigue siendo el único planeta conocido donde hay vida. Entonces, ¿qué origina esta diversidad de sistemas planetarios? Aquí es donde la radioastronomía puede ayudarnos: nos ofrece claves fundamentales para entender cómo se forman estos sistemas.

Cuando observamos el cielo a simple vista, vemos estrellas, pero también zonas oscuras que parecen agujeros negros en el firmamento. Son las nubes moleculares, regiones donde nacen las estrellas. En el espectro óptico no se puede ver su interior debido a la gran cantidad de polvo que contienen, pero las ondas de radio pueden penetrar en ellas, permitiéndonos ver qué ocurre dentro y plantear preguntas como: ¿cómo nacen las estrellas? ¿cómo se forman los planetas a su alrededor?

En el proceso de formación estelar, siempre observamos un disco de gas y polvo alrededor de la estrella joven. Es allí donde empieza a gestarse un sistema planetario. Gracias a las observaciones, hemos detectado estructuras como anillos y huecos en estos discos, lo cual sugiere la posible presencia de planetas en formación.

Hoy contamos con potentes radiotelescopios e interferómetros, como el Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), que nos brindan una visión detallada de estos discos protoplanetarios. Con ellos podemos medir propiedades como la masa, la dinámica del gas en el disco, e incluso observar las estructuras que apuntan a la formación de nuevos planetas. Sin embargo, llegar a este punto ha requerido un largo camino científico, que comenzó con el descubrimiento accidental de emisiones de radio provenientes del espacio, gracias a Karl Jansky.

Jansky trabajaba como ingeniero de telecomunicaciones en los laboratorios Bell. Su tarea era identificar las fuentes de interferencia en las comunicaciones de radio de larga distancia. Para ello construyó una antena giratoria capaz de recibir ondas de radio a una frecuencia de 20,5 MHz (equivalente a una longitud de onda de 14,5 metros). La estructura medía 30 metros de largo y 6 metros de alto.

Tras meses de observaciones, Jansky identificó tres tipos de señales: una asociada a tormentas cercanas, otra a tormentas lejanas, y una tercera, débil y constante, de origen desconocido. Esta última no cambiaba de posición con el tiempo, lo cual llamó especialmente su atención.

Inicialmente pensó que la señal podía provenir del Sol, pero observando con más detalle, notó que se repetía cada 23 horas y 56 minutos, el período del día sideral, es decir, el tiempo que tarda la Tierra en completar una rotación respecto a las estrellas, y no respecto al Sol. Jansky había descubierto una emisión de ondas de radio procedente del centro de la Vía Láctea.

Este hallazgo se publicó en medios como el New York Times, que destacó: “No hay ninguna indicación de que estos resultados correspondan a señales de una inteligencia intentando comunicarse con nosotros desde el espacio”. Aun así, su descubrimiento abrió una nueva ventana para observar el universo. Hasta ese momento, toda la astronomía se hacía en el espectro óptico, que representa solo una pequeña parte del espectro electromagnético. Detectar emisiones de radio provenientes de la galaxia permitió plantear nuevas preguntas: ¿de dónde provienen estas señales? ¿Hay otros objetos celestes que también emiten en radio?

Ese fue el siguiente paso, llevado a cabo por Grote Reber, considerado el primer radioastrónomo vocacional. Ingeniero de profesión, Reber construyó su propia antena parabólica en el patio de su casa en Illinois, EE.UU. Tenía 9 metros de diámetro, y colocó el receptor a 8 metros sobre el plato. Sabía que para entender mejor la naturaleza de las señales debía realizar observaciones en distintas longitudes de onda, por lo que comenzó a registrar datos con diferentes configuraciones.

Figura 1. El radiotelescopio de Grote Reber.

Inicialmente, Grote Reber realizó observaciones a 3,3 GHz y 6 GHz, pero no detectó ninguna señal significativa. Más adelante cambió los receptores y utilizó frecuencias más bajas, de 160 MHz y 400 MHz, lo que le permitió elaborar el primer mapa radio del cielo. Descubrió que existían otras fuentes muy brillantes en radio, como por ejemplo en las constelaciones del Cisne (Cygnus) y Casiopea (Cassiopeia), que hoy en día siguen siendo dos de las fuentes más intensas que conocemos.

A partir de ese momento, la radioastronomía evolucionó rápidamente. A continuación, mencionaré brevemente cuatro o cinco hitos que considero fundamentales para nuestra comprensión del cosmos.

El primero se dio en 1951, cuando se detectó por primera vez la línea del hidrógeno atómico, con una longitud de onda de 21 centímetros. Esta línea es producida por el átomo de hidrógeno, compuesto por un protón y un electrón, cuyos espines pueden estar alineados de forma paralela o antiparalela. En la configuración antiparalela, el átomo se encuentra en un estado de menor energía. Cuando se produce la transición de espines (de paralelos a antiparalelos), se emite un fotón cuya longitud de onda es precisamente de 21 centímetros.

La existencia de esta línea había sido predicha un año antes por un grupo de investigadores holandeses, y fue detectada por primera vez en 1951 por Harold Irving Ewen y Edward Mills Purcell en Estados Unidos. Hoy en día disponemos de un mapa detallado del hidrógeno atómico neutro en nuestra galaxia. Aunque este gas está mayormente concentrado en el plano galáctico, también se extiende por todo el volumen de la galaxia.

Otro gran hito fue el descubrimiento de la radiación cósmica de fondo de microondas, realizado en 1964 por Arno Penzias y Robert W. Wilson. También fue un descubrimiento accidental. Mientras intentaban medir el brillo de las galaxias con su antena, detectaban de forma persistente un ruido de fondo que no lograban eliminar. El cielo aparecía más caliente de lo esperado, con una temperatura de unos 3,7 K. Esta señal no era otra cosa que la radiación remanente del Big Bang, emitida aproximadamente 380.000 años después del origen del universo.

En 1968 se produjo otro descubrimiento importante, también galardonado con el Premio Nobel, aunque injustamente no para quien lo hizo posible: Jocelyn Bell Burnell. Ella ayudó a construir la antena, realizó las observaciones y fue quien identificó unas señales muy regulares y rápidas que se repetían con precisión. Se trataba de los púlsares. Un púlsar es una estrella de neutrones que gira a gran velocidad y emite haces de radiación, que detectamos como pulsos de radio, al modo de un faro cósmico. Al principio, en tono humorístico, se les llamó LGM (Little Green Men, “pequeños hombres verdes”), porque se pensó que podían ser señales de vida extraterrestre, aunque pronto se dio una explicación astrofísica adecuada a estas emisiones.

Desde la década de 1960, concretamente a partir de 1963, comenzaron a detectarse moléculas en el espacio. Las primeras en descubrirse fueron moléculas simples, como el monóxido de carbono. Más tarde, en los años 70, se detectó la primera molécula orgánica compleja: el metanol. En tiempos más recientes se han identificado otras, como la glicina, precursora de los aminoácidos y, por tanto, de la vida.

En 2015, el mundo científico quedó asombrado al ver la imagen del disco protoplanetario de HL Tau, una estrella muy joven rodeada de polvo. En esa imagen (Figura 2), obtenida gracias al interferómetro ALMA, se observaba con un nivel de detalle sin precedentes la emisión térmica del polvo circundante, revelando anillos y huecos en el disco. Esta observación fue impactante porque mostró que la formación de planetas comienza mucho antes de lo que predecían los modelos teóricos. Además, gracias a radiotelescopios como ALMA, hoy somos capaces de captar imágenes de protoplanetas, como el diminuto punto visible en el lado derecho de la Figura 2.

Figura 2. Discos protoplanetarios observados por ALMA.

Finalmente, se obtuvieron las primeras imágenes de agujeros negros, primero la del agujero negro supermasivo de la galaxia M87 y, más tarde, la del agujero negro supermasivo situado en el centro de nuestra galaxia, Sagitario A* (Sgr A*). Todo esto representa solo una pincelada de algunos de los grandes hitos de la radioastronomía.

Actualmente, existen numerosos radiotelescopios en funcionamiento en todo el mundo, aunque algunos históricos, como el radiotelescopio de Arecibo, han dejado de operar. Arecibo era comparable al radiotelescopio FAST, actualmente activo en China. Contamos tanto con telescopios de antena única —que trabajan en longitudes de onda milimétricas o centimétricas— como con radiointerferómetros, que combinan múltiples antenas para obtener imágenes de mayor resolución.

Un ejemplo destacado de interferómetro es el Karl G. Jansky Very Large Array (VLA), situado en Nuevo México, que cuenta con 27 antenas de 25 metros de diámetro cada una. También existen instalaciones más recientes, como ASKAP en Australia o MeerKAT en Sudáfrica, que son precursores de futuros radiotelescopios aún más ambiciosos.

En los Alpes franceses encontramos NOEMA, que dispone de 12 antenas de 15 metros, y en Hawái, el Submillimeter Array, con 8 antenas de 6 metros. Ambos operan en los rangos milimétrico y submilimétrico.

El gran radiotelescopio de referencia en estos rangos es el Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA). Se trata de un proyecto internacional de gran envergadura, en el que participan numerosos países: Estados Unidos, Canadá, Taiwán, países europeos, varios países asiáticos y, por supuesto, Chile, que alberga las instalaciones. ALMA está ubicado en el desierto de Atacama, a 5.000 metros de altitud, una de las regiones más secas y altas del planeta, ideal para la observación astronómica.

ALMA está compuesto por tres conjuntos de interferómetros:

• El principal, formado por 50 antenas de 12 metros, que pueden desplazarse para configurar arreglos más compactos o más extensos, según se necesite mayor sensibilidad o resolución angular.
• El Atacama Compact Array (ACA), un arreglo más compacto con 12 antenas de 7 metros, diseñado para observar estructuras más extensas del cielo.
• Y finalmente, 4 antenas adicionales de 12 metros (Total Power), dedicadas a detectar la emisión más difusa que los interferómetros no pueden captar con precisión.

Estos sistemas pueden operar de forma independiente o coordinada, lo que otorga a ALMA una gran flexibilidad observacional.

Una de las características más impresionantes de ALMA es su resolución angular, que puede alcanzar hasta 0,015 segundos de arco, una precisión sin precedentes en su rango de frecuencias. Además, ALMA cubre un amplio espectro de observación gracias a sus diez receptores diferentes, que operan entre 35 GHz y 950 GHz, permitiendo el estudio detallado de una gran variedad de fenómenos astrofísicos: desde el nacimiento de estrellas y planetas, hasta la estructura de galaxias distantes.

Figura 3. Main Array del gran radiointerferómetro ALMA, en Chile.

Para observar estas cunas estelares debemos utilizar radiotelescopios y estudiar qué hay en esos agujeros oscuros a los que nos referíamos antes: las nebulosas. Aunque en luz visible aparecen como regiones oscuras, en el rango radio son brillantes. Estas regiones son zonas activas de formación estelar, y cuando las observamos con radiotelescopios, destacan claramente. Forman parte de lo que conocemos como el medio interestelar, es decir, el material que existe entre las estrellas.

Me centraré en las nubes moleculares, que son las regiones más frías y densas del medio interestelar y donde, precisamente, se forman las estrellas. La mayor parte del gas en estas nubes es hidrógeno molecular (H₂), aunque también se encuentran otras moléculas como amoníaco, monóxido de carbono, agua, entre muchas más. Además, en estas nubes, los fotones provenientes de estrellas externas son absorbidos en sus capas más superficiales y no logran penetrar, permitiendo que las moléculas en el interior sobrevivan. Esto es crucial, ya que permite el desarrollo de una química compleja, fundamental para comprender nuestros orígenes.

Estas nubes contienen moléculas y partículas de polvo, son muy frías y densas en comparación con el resto del medio interestelar, aunque siguen siendo muchísimo menos densas que las condiciones a las que estamos acostumbrados en la Tierra. Por ejemplo, mientras que en las nubes de nuestra atmósfera las densidades son del orden de 10⁻³ g/cm³, en las nubes moleculares interestelares las densidades típicas son de apenas 10⁻¹⁸ g/cm³.

La formación estelar, en su concepto más básico, puede explicarse a partir de la hipótesis nebular, propuesta de forma independiente por Immanuel Kant y Pierre-Simon Laplace. Según esta hipótesis, al principio existía un material difuso que llenaba el espacio del universo. Aunque en aquella época aún no se conocía el medio interestelar ni el gas molecular, ya se intuía que debía existir alguna sustancia de la cual pudieran formarse el Sol y los planetas. Por acción de la gravedad, este material empezó a contraerse, formando un disco giratorio. La mayor parte del gas fue a parar al centro, dando origen a una estrella, mientras que el disco circundante dio lugar a un sistema planetario.

Para comprender cómo se forman las estrellas (y también los planetas), es necesario entender qué ocurre durante toda esta evolución, ya que implica transformaciones físicas enormes. ¿Cómo pasamos de una nube molecular que puede extenderse varios parsecs a una estrella con un radio similar al del Sol? Se trata de un proceso que implica cambios de entre 7 y 8 órdenes de magnitud en escala espacial, así como enormes variaciones de temperatura —de unos 10 K en la nube a varios millones de kelvins en la estrella— y de densidad —hasta 20 órdenes de magnitud entre el gas inicial y la materia estelar final.

¿Qué desencadena, entonces, el nacimiento de una estrella? Aunque el gas y el polvo están ahí, el colapso gravitatorio no ocurre espontáneamente: requiere un detonante. Se han identificado tres mecanismos principales que pueden iniciarlo:

1. La colisión entre dos nubes moleculares, que genera una compresión local.
2. El impacto de una onda de choque producida por una supernova cercana.
3. La compresión inducida cuando la nube atraviesa un brazo espiral galáctico, debido a su dinámica y cinemática.

Estos factores pueden provocar el colapso inicial, pero el proceso real es mucho más complejo. Aparte de la gravedad, intervienen otros elementos clave:

• La rotación de la nube (y, con ella, el momento angular).
• La presión térmica interna, debida a la temperatura del gas.
• La presión externa del entorno.
• La turbulencia interna.
• Los campos magnéticos.

Por tanto, aunque la gravedad es el motor principal del colapso, su acción se ve modulada por todos estos factores, lo que complica el proceso más allá de la imagen simplificada de la hipótesis nebular.

En una primera etapa, el colapso es isotérmico: la energía generada se disipa eficientemente mediante radiación infrarroja lejana. Sin embargo, a medida que la densidad central aumenta, el material se vuelve opaco a la radiación, la energía deja de escapar fácilmente, la temperatura sube, y con ella la presión interna, lo que detiene el colapso en la zona central. Así se forma un núcleo protoestelar, que entra en una fase de equilibrio casi hidroestático.

Alrededor de este núcleo se acumula un envoltorio de gas y polvo, que sigue cayendo por gravedad. Sin embargo, debido a la rotación, el material no cae directamente sobre el núcleo, sino que forma un disco de acreción. Desde este disco, el material se transfiere gradualmente al núcleo. Paralelamente, se producen chorros bipolares: expulsiones de material a gran velocidad desde los polos del sistema.

A partir de ahí, la protoestrella continúa su evolución. El gas de la envoltura sigue acumulándose en el disco y en la estrella, mientras que otra parte es dispersada por los procesos de eyección. Finalmente, queda una estrella muy joven, en fase de pre-secuencia principal, rodeada por un disco protoplanetario donde se formarán los futuros planetas.

Este sistema acabará convirtiéndose en un sistema planetario completo, como nuestro Sistema Solar. Todo este proceso tiene lugar en solo unos pocos millones de años. Aunque pueda parecer mucho tiempo, a escala cósmica es sorprendentemente rápido. Y, lo más notable, es que todas estas etapas han sido observadas con distintos instrumentos astronómicos. Por supuesto, durante todo este proceso también tiene lugar una evolución química fundamental, que sigue siendo objeto de intenso estudio.

Figura 4. Observaciones de una protoestrella.

La evolución de la química en este proceso es fundamental para entender cómo es la química en nuestro planeta, por qué hay vida en la Tierra y si podría haberla en otros planetas. Al inicio, en estas nubes moleculares donde comienza el colapso, encontramos moléculas muy simples, de dos o tres átomos, no mucho más. Al tratarse de regiones muy frías, estas moléculas se depositan sobre los granos de polvo, formando un manto de hielos. Estos granos tienen un núcleo sólido de silicatos, y a su alrededor se genera este envoltorio helado.

Cuando el núcleo protoestelar empieza a formarse, la temperatura interna aumenta. Este incremento provoca que muchas de las moléculas, inicialmente en fase sólida o congeladas, se evaporen, pasen a fase gaseosa y puedan ser detectadas. Estas regiones se conocen como núcleos calientes (hot corinos). En estos núcleos, las altas temperaturas permiten la evaporación de moléculas —algunas ya complejas— y, al mismo tiempo, posibilitan nuevas reacciones químicas que generan moléculas aún más complejas.

Es importante, por tanto, entender cómo evoluciona esta química. ¿Qué tipo de compuestos encontramos en los discos donde comenzarán a formarse los planetas? En estos discos también se han detectado varias moléculas, algunas de ellas complejas. Para que se formen planetas rocosos como la Tierra, los granos de polvo deben pasar por un proceso de crecimiento: deben agregarse, unirse y evolucionar hasta formar cuerpos cada vez mayores. Pero además, es necesario que la química resultante se incorpore a los planetas.

En cometas y meteoritos se han detectado muchas de estas moléculas, las mismas que se encuentran en regiones muy jóvenes durante la formación estelar. Esto indica que parte de esta química es heredada directamente de la nebulosa original. Probablemente, otra parte es reprocesada posteriormente. El objetivo es entender todos estos ingredientes para descubrir cómo pudo surgir la vida.

Se han detectado varias moléculas prebióticas en el medio interestelar. Una especialmente relevante es el glicolaldehído, precursor de la ribosa, componente esencial del ARN. Estas moléculas son de gran interés, ya que se han identificado en el medio interestelar mucho antes de la formación de los planetas.

¿Cómo sabemos que se está formando una estrella, o al menos una protoestrella? Contamos con imágenes en el infrarrojo que muestran estrellas muy jóvenes, similares al Sol. Las primeras señales detectadas en infrarrojo son las eyecciones de material a gran velocidad —más de 100 km/s— que generan ondas de choque. Sin embargo, no podemos observar qué ocurre en su interior. Para ello se recurre a los radiotelescopios, ya que las ondas de radio sí penetran estas regiones opacas. Gracias a estas observaciones, podemos estudiar el disco y las zonas más próximas a la protoestrella donde se producen las eyecciones.

Los discos protoplanetarios suelen ser más grandes que nuestro Sistema Solar. Con el tiempo, una parte del disco se transformará en material planetario, mientras que otra parte formará un disco de desechos, como sucede en nuestro sistema con la nube de Oort, el cinturón de asteroides o el cinturón de Kuiper. Observamos discos muy diversos: con anillos y huecos, estructuras espirales, brazos, anillos brillantes o asimétricos… En definitiva, una gran variedad.

Un caso destacado es el de HL Tauri, una estrella de aproximadamente un millón de años. La Figura 2 muestra la imagen obtenida con ALMA a 1,3 mm, donde se observan claramente anillos y huecos. Lo más sorprendente es que los planetas parecen estarse formando mucho antes de lo que preveían los modelos. Este descubrimiento obligó a revisar la teoría y motivó nuevas observaciones con otros telescopios. Con el Very Large Array (VLA), a 7 mm, se pudo estudiar la parte más interna del disco, donde se identificó una concentración de material en uno de los anillos, posiblemente un indicio de planeta en formación.

Ahora bien, aún no sabemos con certeza si los planetas se forman dentro de los anillos o en los huecos. Tal vez se originan en los anillos y luego migran, abriendo huecos a medida que orbitan la estrella. Es una pregunta abierta que esperamos poder responder gracias a ALMA y a otros radiointerferómetros en los próximos años.

Los discos están formados por gas y polvo. Los granos de polvo del medio interestelar tienen un tamaño del orden de una micra o menos. Para llegar a formar planetas rocosos, estos granos deben experimentar un crecimiento de doce órdenes de magnitud: desde partículas microscópicas hasta cuerpos planetarios. Comprender este proceso es uno de los grandes desafíos actuales, y aquí es donde la radioastronomía desempeña un papel fundamental.

En un trabajo reciente que hemos realizado en la región de la Nebulosa de Ofiuco, hemos estudiado un sistema visto de canto y otro sistema binario con una tercera estrella en formación cercana. Con observaciones del Very Large Array y de ALMA, a distintas longitudes de onda, hemos comenzado a investigar si ya ha comenzado el crecimiento de los granos de polvo en estas estrellas muy jóvenes, aún invisibles en el infrarrojo y en el óptico por estar completamente rodeadas de gas.

Analizando cómo varía el flujo con la longitud de onda, podemos comparar las observaciones con los valores esperados para el medio interestelar, donde el valor típico es de 3,8. Nosotros hemos obtenido valores más bajos, lo que indica que los granos de polvo ya han comenzado a crecer. Estimamos que el tamaño actual de estos granos ronda el milímetro: han crecido varios órdenes de magnitud.

Gracias a ALMA, obtenemos una visión detallada principalmente de las regiones entre diez unidades astronómicas y las zonas más externas del disco. Sin embargo, no podemos observar directamente qué ocurre en las regiones más próximas a la protoestrella —es decir, a menos de diez unidades astronómicas—. Aquí es donde el telescopio espacial James Webb se convierte en un complemento excelente, ya que tiene la capacidad de detectar la composición química de los discos más internos y cercanos a la protoestrella.

ALMA, no obstante, no solo permite observar la emisión del polvo, sino también la de diferentes tipos de moléculas. Esto es clave porque nos ayuda a estudiar los movimientos del gas dentro del disco, algo esencial para comprender su evolución.

La gran pregunta que nos hacemos es: ¿cómo pasamos de estos discos protoplanetarios a los sistemas planetarios que conocemos? ¿Qué características o propiedades tienen estos discos que determinan la gran diversidad de sistemas planetarios observada? Evidentemente, aún no lo sabemos, pero es probable que en el futuro avancemos, poco a poco, hacia una mejor comprensión de este proceso.

Si representamos todos los exoplanetas conocidos en un diagrama que muestra la masa del planeta en función de su semieje mayor orbital, observamos que los datos obtenidos con ALMA se concentran en una región específica del gráfico. Con la nueva generación de instrumentos, como el Next Generation Very Large Array (ngVLA), podremos ampliar este rango observacional y mejorar la estadística. Esto nos permitirá explorar si existe alguna conexión entre el tipo de estructura de los discos protoplanetarios y el tipo de planetas que finalmente se forman. Este es uno de los grandes retos del futuro.

Figura 5. Diagrama de la masa de los planetas descubiertos en función del semiejito mayor orbital.

Os comentaré brevemente algunos aspectos sobre las estrellas más masivas, ya que presentan diferencias importantes respecto a las estrellas como nuestro Sol. En general, su proceso de formación es similar: parte del colapso gravitatorio de una nube molecular, se forma un disco y se observan eyecciones de material. Sin embargo, debido a su gran masa, estas estrellas emiten una cantidad muy elevada de fotones, que ionizan rápidamente el medio circundante.

Además, las estrellas masivas suelen formarse en cúmulos estelares, lo que implica posibles interacciones y colisiones con otras estrellas que pueden alterar el entorno. Por lo tanto, hay varios factores adicionales que deben tenerse en cuenta. La intensa radiación en rayos X y ultravioleta, junto con la dinámica propia de los cúmulos, puede afectar el proceso de formación tanto de estrellas como de planetas. En algunos casos, incluso, se observan eyecciones de material que no siguen los ejes polares habituales, sino que presentan una morfología explosiva.

Un ejemplo destacado es la región de Orión, la más cercana a nosotros que contiene estrellas masivas, con más de 700 estrellas muy jóvenes. Actualmente estamos llevando a cabo un gran proyecto de observación con el Very Large Array (VLA), que abarca no solo la nebulosa de Orión, sino también zonas adyacentes. Este proyecto, denominado VOLS (The VLA Orion A Large Survey), todavía está en curso y cuenta con 306 horas de observación asignadas. Se trata de una colaboración internacional en la que participan 44 investigadores e investigadoras de diversas instituciones de todo el mundo.

Nuestro objetivo es mapear toda la parte norte de la nube de Orión A —que incluye la nebulosa de Orión— con una sensibilidad 20 veces superior a la de estudios anteriores. Orión es un lugar ideal para estudiar la formación estelar, ya que alberga una gran variedad de estrellas, desde similares al Sol hasta muy masivas. También se forman cúmulos densos y poblaciones dispersas, y se produce una fuerte interacción con estrellas jóvenes de tipo O y B. Además, contamos con la ventaja de que numerosos proyectos previos, como los de Spitzer, Herschel y otros, han observado esta región con gran detalle.

Nosotros no podemos cubrir toda la región, pero sí su parte norte, que es la más rica en objetos. Realizamos observaciones a dos frecuencias distintas. Las primeras, a 6 centímetros, se completaron en 2022, con un total de 83 horas de observación. En la Figura 6 se muestran los puntos blancos que representan los objetos estelares jóvenes conocidos. Para cubrir toda el área, realizamos 115 apuntados, cada uno repetido dos veces durante 3 horas. Estas observaciones se repiten 26 veces, obteniendo así 26 épocas distintas que nos permiten estudiar la variabilidad de la emisión en escalas de tiempo que van desde horas hasta meses.

A la otra frecuencia, de 2 centímetros, hemos realizado 752 apuntados, dividiendo la región en diferentes bandas. En este caso, tenemos asignadas 225 horas de observación, de las cuales ya se han completado 170; el resto se prevé completar a lo largo de 2025.

Os adelanto algunos primeros resultados a 6 centímetros. En la Figura 6, sobre un fondo de emisión submilimétrica observado con ALMA, se muestran los contornos negros de la emisión a 6 cm del proyecto VOLS. Se pueden distinguir eyecciones de material bien colimadas, así como estructuras asociadas a discos y radiojets. En algunos objetos, la emisión es compacta; en otros, se extiende de forma alargada. También hemos detectado una notable variabilidad: la intensidad de la radiación cambia significativamente entre distintas épocas. Esto nos permite trazar curvas de luz y estudiar la evolución temporal de su luminosidad.

Figura 6. Uno de los primeros resultados del proyecto VOLS.

Otra de las cosas interesantes que podemos hacer con estos proyectos es explorar muchos tipos diferentes de ciencia. Por ejemplo, en M43 encontramos una estrella de tipo espectral B, llamada NU Ori. Con el telescopio espacial James Webb, hemos podido observar esta estrella y un objeto llamado proplyd. Un proplyd es un disco protoplanetario ionizado externamente por una estrella cercana, y por ello presenta una característica forma con una especie de cola. En este caso, detectamos emisión de radio tanto de la región de gas ionizado que rodea a la estrella B como del disco que se está fotoevaporando.

Para terminar, hablaré brevemente del futuro de la radioastronomía, que es realmente prometedor. Actualmente, hay dos grandes proyectos en construcción: por un lado, el Square Kilometre Array (SKAO), y por otro, el Next Generation Very Large Array (ngVLA).

Empecemos por el ngVLA, del que ya se ha construido una antena de prueba. Este nuevo radiotelescopio estará ubicado en Estados Unidos, principalmente en Nuevo México, y constará de 244 antenas de 19 metros de diámetro cada una, distribuidas por diversas regiones del país, incluido México. Será diez veces más sensible que el Very Large Array actual y que ALMA. Operará principalmente en longitudes de onda centimétricas, aunque también alcanzará hasta los 3 milímetros. Sus líneas de base —es decir, las distancias máximas entre antenas— llegarán hasta 1.000 km, con la posibilidad de extenderse hasta 5.000 km si se instalan antenas adicionales en lugares como Hawái. Esto permitirá alcanzar resoluciones angulares del orden de milisegundos de arco, una precisión nunca vista hasta ahora. Algunas antenas estarán ubicadas en México, y esperamos que la colaboración internacional se mantenga estable para garantizar su participación, ya que son esenciales para la red.

El otro gran proyecto es el Square Kilometre Array (SKA), una iniciativa global en la que España participa como miembro desde 2019. La sede central está en el Reino Unido, pero los dos grandes radiotelescopios se están construyendo en ubicaciones diferentes: uno en Australia (para observaciones de baja frecuencia) y otro en Sudáfrica (para frecuencias medias). A diferencia de otros telescopios, las antenas del SKA no son parabólicas, sino de tipo dipolo. En total, habrá más de 130.000 antenas, con líneas de base de hasta 74 km.

Este pasado mes de marzo se obtuvo la primera imagen del SKA a baja frecuencia (163 MHz), mostrando un campo de 5x5 grados —unas 25 veces el tamaño aparente de la Luna llena—, en el que se detectaron 85 galaxias brillantes, usando solo 1.024 antenas, una pequeña fracción del total previsto. Las simulaciones indican que, cuando se llegue a 17.000 antenas (hacia 2026-2027), se podrán detectar unas 45.000 galaxias, y cuando el telescopio esté completamente operativo en 2030, este número podría superar las 600.000 galaxias solo en ese campo de visión.

En cuanto al SKA-Mid, el telescopio situado en Sudáfrica —que personalmente me resulta más interesante, ya que cubre las frecuencias más adecuadas para estudiar la formación estelar—, estará formado por 197 antenas, con una separación máxima de 150 km. Será un interferómetro muy flexible, que permitirá realizar observaciones con solo una parte de las antenas, según las necesidades científicas. Cubrirá un rango de frecuencias entre 300 MHz y 15 GHz, con la posibilidad de alcanzar los 24 GHz si se financia la incorporación de nuevos receptores, lo que mejoraría aún más sus prestaciones.

Para concluir, quería hacer un breve repaso del pasado, presente y futuro de la radioastronomía. Desde el descubrimiento fundamental de Karl Jansky, que abrió la puerta a observar el Universo con una nueva mirada, cada nueva generación de radiointerferómetros nos ha acercado a respuestas cada vez más profundas. Nos permiten abordar preguntas fundamentales como: ¿de dónde venimos?, ¿cómo se ha originado la vida?, ¿puede existir vida en otros planetas?

Este futuro cercano, que abarca los próximos 10 o 15 años, se presenta verdaderamente prometedor y apasionante.

Coloquio

¿Los proplyds se acabarán evaporando o formarán un sistema planetario?
Pues no se sabe. Deberíamos tomar muchas imágenes, pero nuestra escala de tiempo es muy diferente. En principio la idea es que sí, que se acaben evaporando, dado que tienen una estrella muy cercana y con una radiación muy intensa, pues que ésta acabe barriendo todo. Ahora, puede quedar algún residuo... Claro, nosotros cuando los vemos, vemos esta señal característica que indica esta fotoevaporación externa, también para los rayos X, pero es externa y no interna.

De la nebulosa de Orión, ¿cuál sería el resultado que más estás esperando del proyecto que has presentado?
El objetivo es estudiar de forma estadística, porque allí podemos tener detecciones de miles de objetos, la relación que existe entre los procesos de ejección de material y de acumulación de material. ¿Qué relación hay? No lo hacemos sólo con las observaciones radio, sino que también lo complementamos con observaciones de óptico, infrarrojo y con otros instrumentos, ya sea de trabajos anteriores y que existe en la literatura que ya están las publicaciones, o nuestras. Entonces, es ver esta conexión entre la ejección y la acumulación de material, qué dependencia hay con el entorno, si hay una dependencia con el tipo de objeto, si es menos masivo o más masivo, en el estado de evolución, etcétera. Esa sería la idea principal.

Nosotros estamos acostumbrados a telescopios ópticos. Para mí, este mundo de la radioastronomía es completamente desconocido. ¿Cómo obtenéis estas imágenes a partir de una antena? ¿Qué es lo que se capta?
Hay todo un proceso de ordenadores, evidentemente. Hay que combinarlo. Primero lo que tienes es la señal de muchas antenas diferentes. Y además, la señal no llega en el mismo momento a cada una de las antenas. Por lo tanto, se debe aplicar una corrección para poder calibrarlo como si todo llegara al mismo momento. Y después de ahí se convierte esta señal, que sería como una potencia eléctrica, en una imagen a través de todo un proceso matemático. No quiero entrar en muchos detalles, pero es todo un proceso matemático que hace con tus puntos que tú observas diferentes del cielo, haces una inversa de Fourier y luego haces el proceso de limpiado –porque hay que limpiar la imagen– y al final queda así. No es como poner una CCD allí y captas los futones. Sí se captan los fotones, pero en estas longitudes de onda son muy poco energéticos. Entonces, por eso también necesitas tener estas áreas colectoras tan grandes y todo un proceso más de ingeniería, de amplificadores, etc. Después toda una máquina te hace la correlación de la señal de las diferentes antenas para que tengas como una única señal al final.

Los que nos dedicamos a hacer astrofotografía con telescopios ópticos, acumulamos muchas imágenes de un mismo objeto para tener una buena relación señal-ruido. No sé si con radioastronomía también esto se produce o no es necesario capturar muchas imágenes para minimizar este ruido aleatorio que producen los sensores en este caso.

No, no es necesario. Difícilmente en radioastronomía saturas una imagen. En radioastronomía no hace falta, tú puedes observar durante una hora, dos horas, tres horas, y no tienes ningún problema en eso. Quiero decir, incluso típicamente hay observaciones que duran toda la noche y pueden durar ocho horas y estás ocho horas observando el objeto. Pero no solo tu único objeto de interés científico, porque tienes que calibrarlo, entonces tienes que observar también fuentes cercanas que te sirven de calibradores, pero vas haciendo estos cambios. Tu calibrador, observas tu fuente durante diez minutos, quince minutos y luego vuelves a observar el calibrador y luego vuelves a observar la fuente. Entonces no son ocho horas seguidas sobre tu fuente, porque necesitas poder calibrarlo.

¿Las instalaciones de un observatorio de radioastronomía necesitan las mismas condiciones que los ópticos o no? Porque hay algunos lugares que parece que coinciden en desiertos y cosas de las mismas.
Para los radiotelescopios milimétricos y submilimétricos, estas longitudes de ondas sí son muy sensibles a la atmósfera y su vapor de agua. Entonces necesitas instalarlos en lugares elevados para intentar tener menos grosor de la atmósfera y que sea también más estable. Pero por los centimétricos, hay una antena en Alemania –y Alemania no tiene montañas–. No requiere unas condiciones especiales, no requieren que estén superados y se puede observar de día, por ejemplo, en el centimétrico. En el submilemétrico no, pero en el centimétrico podemos observar de noche y de día. De hecho, lo único que hace falta es apagar los teléfonos móviles y todos estos tipos de conexiones que pueden hacer interferencias con las observaciones. Pero el resto no, es muy diferente en este sentido.