ASTRONÓMICA

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.