Galaxias sin materia oscura?

Desde que Vera Rubin aportó las sólidas pruebas que confirmaban las curvas de rotación de las galaxias, con un espectrógrafo diseñado por Kent Ford, y que comunicó en el año 1975, no se confirmó el trabajo del astrofísico suizo Fred Zwicky, quien en 1930 había introducido el término de materia oscura para poder explicar el movimiento de rotación de las galaxias del cúmulo de Coma.

Parecía que las galaxias estaban rodeadas de una esfera de materia oscura, con efectos gravitatorios, que obligaba a todas sus estrellas a girar de una forma homogenea. No giraban unas más rápidas que las otras y, además, las mantenia unidas.

En el año 2004 se presentaron los resultados de las observaciones efectuadas por el satélite Chandra en rayos X sobre el cúmulo Bala, publicados por Markevitch et al. i Clowe et al.. Estos estudios que constituyeron la mayor evidencia de la existencia de materia oscura fueron hechos sobre dos galaxias individuales muy calientes que colisionaban dentro del cúmulo de galaxias 1E 0657-56. Situadas a 3.400 millones de años luz, su masa total sumaba mucho menos que la masa de las dos nubes de gas del cúmulo que emiten en rayos X. La materia oscura, la masa que faltaba, fue localizada mediante observaciones de lente gravitacional contra el fondo de galaxias, desplazada a los laterales del cúmulo.

Imagen de NGC 1052-DF2 la galaxia ultra difusa que puso

inicio a la cadena de descubrimientos sobre galaxias sin 

materia oscura. (NASA, ESA y P. van Dokkum (Yale))

Ahora, en marzo de 2026, los científicos han encontrado una galaxia, la tercera, que parece no tener toda la materia oscura que le corresponde. (M.A. Keim,P. Van Dokkum et al. - https://arxiv.org/abs/2603.15860). La galaxia fue identificada como la NGC1052-DF9. 

Todo comenzó en 2018 cuando el mismo van Dokumm publicó en Nature que la galaxia ultradifusa NGC1052-DF2, del tamaño de la Vía Láctea, tenía menos materia oscura de la que le corresponderia en teoría. En el 2019 publicó en The Astrophysical Journal Letters que había descubierto en el mismo grupo galáctico una segunda galaxia NGC1052-DF4 que también presentaba una aparente falta de materia oscura.

Estos descubrimientos fueron contradichos en 2019 por J. Dóniz, del Instituto de Astrofísica de Canarias, en un artículo en Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (MNRAS), quien redujo la distancia a la que se encontraba la galaxia de 64 millones de años luz de la Tierra, como proponía Dokkum, a solo 42 millones de años luz. Con este cambio la galaxia volvía a estar dentro de la normalidad. No faltaba materia oscura.

Todas estas tres galaxias de NGC1052 forman parte de un rastro de galaxias de baja luminosidad que siguen una relación lineal entre su posición y su velocidad radial.

Así, la pregunta sería: ¿porqué falta materia oscura?

Según este equipo de investigación, la explicación más probable es la teoría de la colisión «Bullet dwarf (Bala enana)». Ésta ocurre cuando dos galaxias chocan a altas velocidades originando un acontecimiento catastrófico. Como que la materia oscura nada más interacciona por acción de la gravedad, sus halos, que las mantienen unidas, se atraviesan como si fueran fantasmas, sin interaccionar. Por contra, la materia ordinaria, nubes gigantes de gas, chocan físicamente entre sí en una gran colisión que separa el gas de su materia oscura, desencadenando una explosión masiva de formación de estrellas que deja como rastro una cadena de galaxias con menos materia oscura de la que les corresponderia según la teoría.

¿Falta materia oscura o es que no la han encontrado? Tendremos que esperar algún tiempo hasta que vuelvan a salir novedades sobre este tema para saber si mantenemos la teoría de que las galaxias se hallan envueltas en un halo de materia oscura o si éste puede ser menor de lo que se creía.

Publicat a la revista Astrum de l’AASabadell del setembre de 2026, número 386

Com s’estudia el Sol?

El Sol, la nostra estrella, tan a prop i tan poc estudiada. D’alguna forma és lògic, la quantitat de llum i energia que ens envia ens cega. Qualsevol aparell que enviem per estudiar-lo cal que vagi ben protegit i que no resulti malmès només d’apropar-s’hi.

L’estudi amb sondes es va iniciar el 1960 amb la segona etapa de les sondes Pioneer. Va investigar l'espai interplanetari entre les òrbites de la Terra i Venus. També el camp magnètic solar, les erupcions, mesurant les partícules que emetia i la radiació còsmica que originava. Altres sondes recordades han estat les Soho, Ace, Genesis, Stereo, bàsicament per estudiar el vent solar i les ejeccions de massa coronal.

El 2018 l’ESA van llançar la Solar Orbiter i la NASA la Parker Solar Probe, que ha estat la sonda que més s’ha apropat al Sol, 6,1 milions de km i la que més ràpidament viatja, fins a  690.000 km/h, prop de 200 km/s. Com referència recordeu que Mercuri gira a 58 milions de quilòmetres del Sol, vuit vegades més lluny del que ho farà la Parker.

A aquesta distància rep 520 cops més radiació que nosaltres a la Terra. Per això porta un escut d’11,4 cm de gruix de fibra de carboni que protegeix tots els instruments i que està dissenyat per suportar temperatures properes als 1.400ºC. Té forma d’hexàgon i muntat a la cara que dona al Sol, lògicament.

Estudiarà l’estructura de les dinàmiques del camp magnètic de la corona. Des de la Terra només podem observar la corona solar durant els pocs minuts que ens ho permeten els eclipsis totals de Sol. Aquesta corona es troba a una temperatura propera al milió de graus però es desconeix el mecanisme del seu escalfament, tenint en compte que la superfície de l’estrella és només de 6.000ºC, calen més estudis per conèixer-la. També intentarà estudiar la raó per la qual les partícules expulsades pel Sol viatgen a velocitats tan elevades, properes a la de la llum.

La seva missió base es va completar el setembre de 2025. De fet ha estat operativa durant la primera mitat del cicle solar d’11 anys, des del darrer mínim fins al màxim de juliol de 2025 . La NASA ha decidit ampliar-la per estudiar el cicle complet, fins el proper mínim, cap al 2030.

En aquests moments ja ha fet les 24 òrbites previstes al Sol, intentant apropar-se cada cop més a l’estrella per tal de millorar els estudis. Gràcies als encontres que tindrà amb Venus i,  a conseqüència de la seva assistència gravitatòria, permetrà a la sonda estrènyer cada cop més la seva òrbita el·líptica al voltant de l’astre.

Tal com afirma Jenifer Millard, astrònoma de Fifth Star Labs, Comprendre el Sol, la seva activitat, el clima espacial, el vent solar, és molt important per la nostra vida quotidiana a la Terra". 

Esperem que aquestes investigacions fetes per una missió agosarada, ens permetin revolucionar la nostra comprensió de la física solar.

Publicat a la revista "Els Colors del Pla de l'Estany" en el seu nº 321 del setembre de 2026

Origen dels elements químics

Tots els elements químics existents a la taula periòdica (TP) es van crear en algun moment al llarg de la vida de l’univers. Tot sembla indicar que alguns es van crear en el moment del Big Bang (BB), a les estrelles i altres, els darrers, són sintetitzats en laboratoris. Fins els 118 coneguts actualment.

S’han descrit vuit formes diferents de sintetitzar-los. Quant més gran és l’àtom més difícil és aconseguir-lo. Quanta més massa al nucli, partícules (protons) al nucli, li cal més energia, directament. És la química del cosmos. Quan el que varia en el nucli són el nombre de neutrons, l’element químic segueix sent el mateix, però ara serà un isòtop. Existeixen uns 90 elements estables i uns 260 isòtops estables, dels 3.000 coneguts. L’element més estable de tots és el ferro, que és on finalitzen els processos de fusió nuclear. L’altre element molt estable és el plom, on acaben els processos radioactius de fissió.

        Taula dels elements químics d'acord amb la seva abundància a la terra.
        Font: 1970 Wm. F. Sheenan, adaptat per Closas-Reiss.

Les formes d’obtenció són:

1- Nucleosíntesi primordial

2- Nucleosíntesi interestel·lar

3- Explosió de nanes blanques – massa fins a 9MꙨ (masses solars)

4- Nucleosíntesi estel·lar

5- Explosió estrelles massa fins 30 MꙨ

6- Fusió d’estrelles de neutrons

7- Decaïment nuclear natural

8- Síntesi humana

1- Nucleosíntesi primordial. És la que es va produir en el moment inicial del Big Bang, la Gran Explosió, base del Model Cosmològic Estàndard, vigent avui en dia. Passats els primers 50 μs (microsegons) es va sintetitzar tot l’hidrogen existent a l’Univers. Mai se n’ha fabricat més, tot va ser en aquell i, només en aquell moment. També es va sintetitzar una part d’heli, l’element número 2 de la TP, durant els tres primers minuts després del BB, gràcies a la formació del deuteri, isòtop de l’hidrogen amb un protó i un neutró.

2- Nucleosíntesi interestel·lar. Dels elements següents, liti, beril·li i bor (Li-Be-B) gairebé només se’n van formar traces en el moment del BB. Es van acabar de formar amb el pas dels milions d’anys per xocs de partícules còsmiques d’alta energia, protons a velocitats relativístiques provinents de supernoves o cataclismes similars en el medi interestel·lar que podien trencar altres àtoms ja fets com el carboni.

3- Explosió de nanes blanques – massa fins a 9MꙨ (masses solars). Quan una nana blanca es troba propera a una altra estrella gegant vermella, li pot robar material i engreixar-se fins a explotar com una supernova tipus I-a generant una nebulosa planetària com farà el Sol. Aquí alliberen carboni, oxigen i nitrogen. Un altre model seria quan el sistema estel·lar que explota és binari, amb dues estrelles joves i petites. S’origina la combustió de l’heli en carboni i oxigen, i a l’explotar com supernova tipus Ia lax, diferent de l’anterior supernova, s’arriben a formar els elements entre els números 14 fins el 30, del silici al zinc.

4- Nucleosíntesi estel·lar – massa fins a 30MꙨ . Aquestes estrelles tan massives quan arriben a la vellesa i es converteixen en gegants vermelles, han cremat tot l’hidrogen els primers cent milions d’anys a una temperatura d’entre 20 i 70 milions de graus. Després cremen l’heli durant un milió d’anys a uns 200 milions de graus. Ja cal més temperatura i menys temps, la reacció nuclear és més ràpida. Després cremen el carboni, originant neó, sodi i magnesi durant uns mil anys a 400 milions de graus. Finalment, cremen el neó en 3 anys per obtenir oxigen, magnesi i silici, cremen l’oxigen en 4 mesos per obtenir sofre, fòsfor i silici i, com darrera etapa, cremen el silici en 5 dies per obtenir níquel i ferro i exploten. Aquests darrers passos a uns 2 mil milions de graus de temperatura.

Origen dels elements químics. 
Autor: Dr. Fernando Híjar

5- Explosió estrelles massa fins 30 MꙨ . En arribar al ferro ja no es produeix més energia interior a l’estrella, però continua radiant a l’exterior i es refreda, produint un col·lapse gravitatori. Les capes exteriors es precipiten a una velocitat del 23% de la de la llum i col·lisionen amb el nucli de ferro que es fotodesintegra originant protons i electrons de molt alta energia que xoquen amb les capes externes i donen lloc a l’explosió de supernova tipus II creant els elements superiors, des del ferro fins al rubidi, per reorganització dels nuclis.

6- Fusió d’estrelles de neutrons. La primera es va detectar el 2017 al LIGO, com ones gravitacionals i brots de raigs gamma (GRB) al telescopi Fermi. Es van batejar com kilonoves, amb més brillantor que les noves però menys que les supernoves. Són processos més energètics i es creen els elements del niobi a l’urani. Els lantànids i actínids (terres rares) estan aquí inclosos.

7- Decaïment nuclear natural. És la radioactivitat, un  nucli atòmic inestable emet energia, en forma de nucli d’heli, electrons o raigs gamma. Es creen nous isòtops d’elements ja existents i tots acaben convertint-se en plom.

8- Síntesi humana. Ha sintetitzat els elements que no existeixen a la naturalesa, per no ser estables com el tecneci amb N=43. També els elements posteriors al neptuni, element N=93, fins a l’oganessó N=118, sintetitzat l’any 2006 a Dubnà. Els laboratoris d’investigació es troben a la Facultat de Berkeley (EEUU), Institut Central d’Investigacions Nuclears a Dubnà (Rússia) i a l’Institut de Física Nuclear de Darmstadt (Alemanya) tots ells amb el seu accelerador de partícules.

És curiós però ni l’alumini ni el silici formen part de la vida, encara que sí formen part de l’escorça terrestre, en proporcions altes, 8 i 23%. Només algunes esponges i coralls utilitzen utilitzen silici, en forma d’òxid, per generar defenses dures. Altre curiositat és la dificultat de trobar fòsfor per l’abiogènesi (generació espontània), per la seva escassesa i disponibilitat, sent un  0,8% de la vida, però només un 0,1% a l’escorça.

Aquest escrit està basat en una xerrada del Dr. Fernando J. Híjar a l’Agrupació Astronòmica de Madrid el desembre de 2025.

Publicat a la Revista de Banyoles del setembre de 2026, número 

Ones gravitacionals, ja fa 10 anys

La primera detecció d’ones gravitacionals va ser el 14 de setembre de 2015 i, tal com es preveia, el seus descobridors, Rainer Weiss, Barry C. Barish i Kip S. Thorne, van ser declarats Premis Nobel de Física de 2017.

En aquell moment només existien dos detectors d’ones gravitacionals (OG), a Livingston i Hanford, tots dos als Estats Units, coneguts com LIGO. Ara ja existeix el Virgo, prop de Pisa (Itàlia), el GEO600 a Hannover (Alemanya) i el Kagra a Hida (Japó). Un altre LIGO s’està construint a l’Índia per finals de 2030. El fet de tenir més d’un detector operatiu facilita la definició precisa del lloc on es produeix la fusió que origina la transformació de massa en energia i crea les ones gravitacionals. Abans, amb només dos detectors els era molt difícil precisar un punt, era un àrea més àmplia.

La primera col·lisió detectada (2015) va ser la fusió de dos forats negres de 29 i 36 masses solars que van originar un nou forat negre, però de només de 62 masses solars. Les 3 masses solars que falten respecte de les 65 inicials s’havien transformat en energia en dècimes de segon, tal com va preveure Einstein el 1915, i van provocar la deformació del teixit espai-temps. Aquesta deformació de l’espai de 10^-19m va ser la que van detectar els interferòmetres LIGO.

Les preguntes que es van generar en aquell moment van ser:

- Quina mena d’esdeveniment havia generat aquella senyal?

- Quina informació se’n podia extreure?

- Era una confirmació de la teoria de la relativitat?

A finals de 2025 s’havien detectat tres-cents senyals. Avui dia els orígens més habituals són la fusió de dos forats negres, també la fusió de dues estrelles de neutrons, o bé, una barreja de forat negre amb estrella de neutrons. De fet aquestes fusions són les que deixen anar més energia i són les úniques que pel ara som capaços de detectar amb la tècnica actual.

Encara no som capaços de detectar explosions de supernoves o bé les que generen les estrelles de neutrons en girar. També s’espera, algun dia, poder detectar el fons estocàstic d’OG, que seria com el fons còsmic de microones, però amb ones gravitacionals. Seria com el conjunt encavalcat de milers de fusions de forats negres de massa estel·lar que originen OG però que serien massa febles per a detectar-les directament.

El proper pas serà la construcció de nous detectors interferomètrics enterrats a 100 m sota terra, per evitar interferències, com seria l’Einstein Telescope a Europa o el Cosmic Explorer als Estats Units. Podrien estar operatius cap al 2035 i els hi permetria guanyar un ordre de magnitud en sensibilitat respecte dels detectors actuals.

L’Agència Espacial Europea (ESA) està preparant el projecte LISA per al 2035, que consisteix en tres naus espacials que volaran en formació triangular, seguint la Terra en la seva òrbita, on cada costat tindrà 2,5 milions de km, sis cops la distància Terra-Lluna. Tindrà sis raigs làser i espera detectar més de 10.000 esdeveniments d’OG. Que així sigui.

Publicat a la revista "Els Colors del Pla de l'Estany" en el seu nº 320 de l'agost de 2026

L’univers és energia (4/4)

L’Univers seguirà expandint-se i refredant-se els propers 380.000 anys, i arribarà a una temperatura d’uns 4.000K, els electrons són finalment capturats pel nuclis d’hidrogen i heli per formar els primers àtoms complets, amb més electrons a l’escorça . Els fotons, alliberats de les interaccions electròniques, podran viatjar per tot l’Univers. És el moment de la recombinació. L’Univers es torna transparent per a la llum.

Aquesta llum continuarà viatjant per l’espai i és encara observable en totes les direccions. Actualment, a conseqüència del desplaçament al roig cosmològic, aquesta radiació primigènia s’observa com una radiació de microones amb temperatura de 2,7 K. És la Radiació del Fons Còsmic de Microones.

Deu mil milions d’anys després apareixerà la vida al planeta Terra.

Ara bé, tota aquest massa, la visible i que podem tocar, és només el 5% de la totalitat de la massa/energia de l’Univers. L’altre 95% ens és desconegut i, per això, li diem energia fosca al 68% i matèria fosca al 27% (dades segons l’Experiment DASI, que ha estudiat 20 milions d’objectes a la nostra galàxia i fora d’ella fins el març de 2025). 

Sabem que existeixen però no hi ha forma de mesurar-la ni saber quines partícules la constitueixen. La primera és l’origen de l’expansió de l’Univers i la segona provoca efectes gravitatoris sobre les galàxies.

Aquesta teoria no explica què podia haver passat abans, només després del BB. Si volem anar més enrere en el temps ens caldrà una nova teoria.

Des que es va iniciar l’Univers han passat 13.700 milions d’anys, però com a conseqüència de l’expansió de l’espai per culpa de l’energia fosca, l’Univers observable arriba fins a 46.000 milions d’anys-llum cap a cada banda. Aquesta quantitat d’espai és el que ens ha pogut enviar la seva llum i l’hem rebuda. En total 92.000 milions d’anys, mida estimada de l’Univers total. 

Si hi ha algun ens astronòmic per fora d’aquesta esfera no ho podrem saber, la seva llum no ens arribarà mai. L’espai s’expandirà més ràpidament que la velocitat de la llum i no podrà arribar a entrar dins de l’esfera observable.

Com ja sabeu l’energia no es destrueix només es transforma. 

Tots els càlculs teòrics explicats han estat possibles gràcies a les investigacions i avenços aconseguits pels científics en els darrers 300 anys, des que es va inventar la màquina de vapor. La ciència en aquests anys ha estat avançant de forma exponencial, la imaginació i la curiositat dels científics no té límit i sempre volen saber més coses. Qualsevol resposta els porta a fer-se noves preguntes.

(1) – Steven Weinberg, Els tres primers minuts de l’Univers, Ed. Alianza Editorial – 1978. Original del 1977

Publicat a la revista "Els Colors del Pla de l'Estany" en el seu nº 319 del juliol de 2026

L’univers és energia (3/4)

Quan tenia un dècim de segon la temperatura era de deu mil milions de graus (10¹⁰ K). Les partícules que abunden són electrons, i la seva antipartícula el positró, a més de fotons i neutrins. L’antipartícula del neutrí és ell mateix. En aquest moment per cada protó o neutró existeixen mil milions de fotons, electrons o neutrins. Ara la densitat és només 380.000 cops la de l’aigua. El balanç protó-neutró ha canviat al valor 76/24%.

Quan l’Univers tenia catorze segons la temperatura ja havia baixat als tres mil milions de graus (3*10⁹ K). Els neutrons es continuen transformant en protons, però més lentament. La relació protó-neutró està en 83/17%.  

Els electrons i positrons comencen a aniquilar-se ràpidament, transformant-se en fotons d’alta energia. Apareix algun nucli de deuteri format per un protó i un neutró, però és molt inestable.

Als tres minuts, exactament tres minuts i dos segons (1),  ja era només de mil milions de graus (10⁹ K), només 70 cops més calent que el centre del Sol. Electrons i positrons han  desaparegut gairebé tots en forma d’energia. Només queden protons, neutrons, fotons i neutrins. 

Ara ja es poden unir protons i neutrons i arribar a formar un àtom, el més senzill, com l’hidrogen, amb un protó o el deuteri amb un protó i un neutró. Aquest ha sigut l’únic moment de tota la història de l’Univers en que s’ha format hidrogen, mai més. Tot l’hidrogen que ens bevem en un vas d’aigua, com a part de la seva molècula formada per hidrogen i oxigen, ve d’aquest instant.

També es poden formar nuclis de triti i heli-3, però el deuteri no es estable a aquesta temperatura. La relació protó-neutró ha pujat fins 86/14%, a caus de que el neutró es desintegra espontàniament cada mil segons.

Fins que no han passat 226 segons, amb una temperatura una mica més baixa (9*10⁸ K), no s’estabilitza la formació del deuteri. Ara els nuclis de triti i heli-3 poden arribar fins a l’heli-4, l’heli normal estable. Els nuclis superiors, de major nombre de partícules, no són estables. La major part dels neutrons que quedaven disponibles passen a formar heli-4. La proporció protó/neutró ara és de 87/13%). Aquesta proporció, si la fem en pes, seria de 75/25% entre àtoms d’hidrogen i heli. Aquí comença la nucleosíntesi primordial.

La temperatura ha baixat fins a 300 milions de graus (3*10⁸ K), han transcorregut 34 minuts i quaranta segons des del principi. Els electrons i les seves antipartícules, els positrons, s’han aniquilat, excepte una part necessària per compensar la càrrega positiva dels protons. Les partícules nuclears es troben lligades a àtoms d’heli o bé són protons. Els processos nuclears s’han aturat. L’Univers és massa calent per poder formar més àtoms superiors estables. 

(1) – Steven Weinberg, Els tres primers minuts de l’Univers, Ed. Alianza Editorial – 1978. Original del 1977

Publicat a la revista "Els Colors del Pla de l'Estany" en el seu nº 317 del maig de 2026

Detección inusual de litio en la atmósfera

Un lidar de resonancia en Kühlungsborn, Alemania, detecta un aumento de 10 veces de los átomos de litio a 96 km de altura aproximadamente 20 horas después de la reentrada incontrolada de una etapa superior del Falcon9 de SpaceX, según se comenta en Communications earth&environment del grupo Springer Natura, en febrero de 2026.

Este aumento fue detectado por casualidad y se trata de la primera detección de contaminación por litio en la alta atmósfera. Las cantidades habituales de litio a esas alturas son ínfimas y el hecho de encontrar estos valores más elevados habría de ser un toque de atención, especialmente para el cambio climático. La detección de litio en las capas altas atmosféricas es una firma química de origen humano indiscutible.

Por  ese punto de la atmósfera había reentrado de forma incontrolada sobre Europa, justo un año antes a la publicación del artículo, la etapa superior de un cohete SpaceX Falcon9. Normalmente se procura que estas reentradas se efectúen sobre el océano Pacífico, pero ésta se descontroló y los restos cayeron sobre Polonia, divididos en cuatro partes aterrizando cerca de la ciudad de Poznan sin causar daños.

Esquema general para medir la polución en el espacio . 

Autor: communications earth&environment

Esta primera detección da pie a la preocupación de que el tránsito espacial pueda contaminar la atmósfera superior, aunque aún no se entienda a fondo el cómo. Los continuos lanzamientos y reentradas de satélites pueden producir efectos acumulativos con implicaciones en la composición atmosférica a largo plazo, con posibles interacciones climáticas.

La desintegración de satélites u otros objetos liberan considerables cantidades de gases y partículas que permanecen largo tiempo en esas capas de la alta atmósfera antes de caer a Tierra de forma definitiva. Todos estos contaminantes contribuyen al cambio climático y, también, a la destrucción de la capa de ozono y llegan a formar nubes mesosféricas, que algunos científicos relacionan con el cambio climático.

Esta nueva era espacial en la que vivimos, se caracteriza por el rápido despliegue de megaconstelaciones comerciales de todos los colores y países, con decenas de miles de satélites, lo que también significa un notable aumento de la masa de materiales en órbita. Esta masa podría llegar a superar les 10.000 toneladas dando vueltas al planeta. En cinco años se ha multiplicado por un factor de tres el número de lanzamientos. En 2025 se produjeron 324.

Metales como aluminio (Al), cobre (Cu), litio (Li), titanio (Ti), niobio (Nb), molibdeno (Mo), plata (Ag), estaño (Sn), hafnio (Hf) y plomo se consideran trazadores eficaces de la contaminación por basura espacial. Todos estos elementos se utilizan habitualmente en componentes aeroespaciales, pero no suelen ser abundantes en meteoroides naturales.

Por contra, otros elementos com sodio (Na), magnesio (Mg), potasio (K), cromo (Cr), hierro (Fe) y níquel (Ni) pueden encontrarse en la atmósfera tanto por razones antropogénicas como meteóricas y, por tanto, no son útiles como indicadores de contaminación artificial.

Por este motivo se escogió el litio como metal objetivo para detectar firmas de basura espacial a causa de su mínima abundancia en meteoroides condríticos y por su aplicación, bien conocida, en baterías de iones de litio y revestimientos de cascos de cohetes hechos de aleaciones litio-aluminio.

Esta detección de litio en la alta atmósfera lleva a concluir que los países que envían cohetes al espacio exterior no vigilan suficientemente el problema de la basura espacial y su reentrada a la atmósfera, con su consecuente contaminación.

El Tratado sobre el Espacio Exterior promovido por las Naciones Unidas  en 2002, en su artículo IX, indica que todos los Estados «procederán a su exploración de tal forma que no se produzca una contaminación nociva ni cambios desfavorables en el medio ambiente de la Tierra». También  haría falta definir claramente hasta donde llegan las responsabilidades de los países, incluso ahora que las empresas privadas trabajan en este ámbito, o si han de ser éstas últimas las que se responsabilicen de que sus productos no contaminan. Queda claro que aún queda mucho trabajo legislativo por hacer. Las entidades políticas parece que siempre van detrás de la realidad en cuanto a la redacción de normativas. Esperemos que no sea necesaria una reacción urgente delante de algún acontecimiento negativo en este ámbito.

Publicat a la revista Astrum de l’AASabadell del maig de 2026, número 383