ASTRONÓMICA

Conferencia de la Astronómica de Sabadell. Adriana Nadal, 20 de mayo de 2026.

El universo es todo: todo lo que hay más allá de la Tierra, incluyendo todas las galaxias, todo lo que vemos y todo lo que hay aún más allá. Y la pregunta que me gustaría responder es: ¿cómo podemos saber cosas de un lugar que es tan lejano y tan inmenso?

Antes del “cómo”, sin embargo, creo que debemos entender un poco el “por qué”. A lo largo de la historia, los motivos que nos han llevado a observar el universo han sido, primero, la curiosidad y, después, la necesidad. Sabemos que desde la antigüedad el universo y los astros se han utilizado para orientarse geográficamente —las constelaciones nos han servido de guía—, también han funcionado como una medida del tiempo —las estaciones y el movimiento de los astros nos indicaban en qué momento del año nos encontrábamos— y, finalmente, siempre ha habido una especie de motivación filosófica y existencial.

Pero, ¿y hoy en día, por qué queremos entender el Universo? Pues hay curiosidad, hay esos motivos filosóficos de querer entender dónde estamos, qué hay y cómo funciona el universo. Y también queda un poco de esa necesidad de orientación; quizá no tanto como antes, pero al fin y al cabo también nos orientamos con satélites que tenemos ahí arriba. Por tanto, en el fondo, no somos tan diferentes de lo que éramos.

No quiero centrarme tanto en la historia, sino en lo que hacemos ahora. Pero creo que es importante entender que lo que hacemos hoy es consecuencia de lo que se hacía antes, y dar cuatro pinceladas de los avances más importantes que nos han llevado a las técnicas actuales. Es un camino que va desde la astrología hasta la cosmología, y que pasa por una gran revolución tecnológica y conceptual, sobre todo relacionada con la luz. Esto nos permite llegar a la cosmología actual, que comienza a principios del siglo pasado, cuando se hacía cosmología con gráficas de diez puntos, hasta las grandes colaboraciones actuales, donde se trabaja con datos de millones y millones de galaxias para hacer cartografía a gran escala. Es un campo que está cambiando constantemente, y es una historia que continúa abierta. La investigación es muy activa y todavía tenemos muchas dudas que queremos resolver.

Empecemos por los orígenes: el cielo como calendario y brújula. Las civilizaciones antiguas comienzan mirando hacia arriba y buscando patrones en el cielo: las constelaciones. No hace falta que las estrellas que forman una constelación estén físicamente relacionadas; simplemente nos servían para orientarnos y para saber dónde estábamos y en qué momento del año nos encontrábamos.

Esto da lugar a una determinada cosmovisión. Las civilizaciones antiguas construían una visión del mundo basada en lo que podían observar. De aquí nace un geocentrismo muy claro: nosotros interactuamos con lo que tenemos cerca, y todo lo que hay más allá gira a nuestro alrededor o está conectado con nosotros. Hay muchos ejemplos diferentes de cosmovisiones antiguas, pero todas siguen un patrón similar.

Después llega, probablemente, la revolución más importante para nosotros: la revolución de los telescopios. Los telescopios nos permiten desmitificar los astros. Por ejemplo, descubrimos que la Luna es irregular, imperfecta. Pasamos de una cosmovisión centrada en las deidades, donde todo lo que hay en el cielo es perfecto y celestial, a comenzar a “terrenalizar” el cosmos.

Poco a poco empezamos a preguntarnos si lo que hay fuera no es, en realidad, similar a lo que tenemos aquí. Y esto es gracias a que podemos acercarnos a los astros y observar cosas que antes no podíamos ver.

Esta transformación también nos lleva a descentralizar nuestra visión del mundo. Los telescopios nos permiten hacer un seguimiento mucho más preciso del movimiento de los astros en el cielo. Comenzamos a estudiar, a lo largo del tiempo, la posición de los planetas y del Sol.

De repente, el modelo geocéntrico necesita órbitas cada vez más complicadas para explicar las observaciones. Cuanto más precisas son las medidas, más complejas se vuelven estas órbitas. En cambio, el modelo heliocéntrico es mucho más simple y explica mucho mejor lo que observamos.

Entonces, los telescopios nos hacen abandonar esta visión profundamente geocéntrica y nos llevan hacia una visión heliocéntrica, donde entendemos que no somos el centro, sino una pieza más dentro de un sistema mucho más grande.

Y, a medida que podemos observar más lejos, entendemos que esto no pasa solo con el sistema solar. Descubrimos que formamos parte de una galaxia, luego de un grupo local, y finalmente de una gran red cósmica. Cada vez queda más claro que nosotros no ocupamos ningún lugar privilegiado.

Llega un momento, sin embargo, en que sabemos dónde están las estrellas y las galaxias, pero no sabemos exactamente qué son. Y aquí hay una idea clave: en astronomía no podemos hacer experimentos directos. No podemos reproducir estrellas, galaxias o universos en un laboratorio. Por tanto, tenemos una única herramienta para observar el universo: la luz. Toda la información que recibimos de las galaxias y las estrellas llega a través de la luz. Por eso es tan importante entender sus propiedades.

Newton es conocido sobre todo por las leyes de la gravedad, pero también estudió la naturaleza de la luz. La luz se puede describir como una onda y como una partícula, los fotones. Pero aquí nos centraremos sobre todo en la descripción ondulatoria.

La luz visible no es toda igual: se puede descomponer en diferentes colores. Si juntamos todos los colores obtenemos luz blanca. Cada color corresponde a una energía diferente: el azul es más energético, el rojo menos. Esto se describe con la longitud de onda y la frecuencia, que son dos conceptos relacionados.

Pero la luz visible es solo una pequeña parte de un espectro mucho más grande. Hay radiación mucho menos energética, como las ondas de radio, y radiación mucho más energética, como los rayos gamma.

Y esto es muy útil porque cada longitud de onda nos permite observar cosas diferentes. Con luz visible podemos ver una imagen determinada de la galaxia. Pero si observamos en infrarrojo, por ejemplo, algunas regiones se vuelven transparentes y podemos ver qué hay detrás de las nubes de gas y polvo. Lo mismo pasa con las ondas de radio.

Hoy en día hay campos enteros dedicados a observar el universo en diferentes longitudes de onda, y esto nos permite construir una imagen mucho más completa del cosmos.

Otra propiedad fascinante de la luz es que nos permite saber de qué están hechas las estrellas y las galaxias. Cada elemento químico tiene una especie de huella dactilar: emite luz en unas longitudes de onda muy concretas.

Por ejemplo, el hidrógeno emite en unas líneas específicas, el helio en otras, y así sucesivamente. Si observamos el espectro de la luz del Sol e identificamos estas líneas, podemos saber qué elementos hay presentes.

Así es como descubrimos que la mayoría de las estrellas y galaxias están formadas principalmente por los mismos elementos: hidrógeno, helio, oxígeno, carbono, hierro...

Y aquí llega una de las partes más potentes: el efecto Doppler. Es el mismo efecto que notamos con una ambulancia. Cuando se acerca, el sonido es más agudo; cuando se aleja, es más grave.

Con la luz pasa exactamente igual. Si una estrella se acerca, sus líneas espectrales se desplazan hacia el azul. Si se aleja, se desplazan hacia el rojo. Este desplazamiento hacia el rojo es lo que llamamos redshift.

Observando el espectro de una galaxia podemos saber no solo qué elementos contiene, sino también si se acerca o se aleja de nosotros.

Ahora ya tenemos los ingredientes: entendemos la luz y entendemos cómo obtener información a partir de ella. ¿Cuál es, entonces, el estado actual de la cosmología?

La idea fundamental es que las leyes de la física son iguales en todo el universo. Esto es consecuencia de haber abandonado la idea de que ocupamos un lugar central o privilegiado. También asumimos que la velocidad de la luz es constante y finita. Y finalmente, la gravedad se entiende a través de la relatividad general: la materia y la energía deforman el espacio y el tiempo, y esta deformación determina cómo se mueven los objetos. En otras palabras: allí donde hay materia y energía, el espacio-tiempo se comporta de manera diferente.

Con todo esto, ¿qué nos dice el universo? Y sobre todo, ¿cómo lo entendemos y cómo lo observamos?

Empezaré hablando de la rotación de las galaxias. Hace mucho tiempo, en los años veinte del siglo pasado, se empezó a estudiar, utilizando la técnica del redshift, cómo se movían y cómo rotaban las galaxias.

Lo que hacemos es observar diferentes puntos de una galaxia. Apuntamos los telescopios hacia un lado y vemos que las líneas espectrales se desplazan hacia el lado rojo —se aleja de nosotros—, y si apuntamos hacia el lado contrario vemos que se desplazan hacia el lado azul —se acerca a nosotros—. Estos desplazamientos nos indican la velocidad. Cuanto más rápido gira la galaxia, mayor es el desplazamiento que observamos.

A partir de esto se hicieron estimaciones de qué velocidad deberían tener las galaxias según la masa que observábamos. En principio, cuanto más grande y más masiva es una galaxia, más rápido debería girar. Pero lo que se encontró es que las observaciones no coincidían con las predicciones. De manera consistente, en muchas galaxias, las velocidades observadas eran mucho mayores de lo que esperaríamos.

Y esto es muy importante, porque con nuestro entendimiento más básico de la gravedad —ya ni siquiera hablamos de relatividad general, sino de la gravedad de Newton y Kepler— llegamos a la conclusión de que hay mucha más materia dentro de las galaxias de la que podemos ver. De aquí nace el concepto de materia oscura: una forma de materia que no emite ni absorbe luz, y que, por tanto, no podemos observar directamente. La llamamos “oscura” precisamente por eso.

Este fue el primer gran contacto con la idea de la materia oscura: ver que las galaxias giran demasiado rápido respecto a lo que esperaríamos con la materia visible.

También a principios del siglo XX se empezaron a hacer medidas muy precisas de galaxias. Por un lado, se medía la distancia, y por otro, observando de nuevo el desplazamiento de las líneas espectrales, se calculaba su redshift, es decir, la velocidad a la que se alejaban de nosotros. Y lo que se descubrió es que cuanto más lejos se encontraba una galaxia, más rápido se alejaba.

Entonces, solo había dos posibilidades: o bien nosotros ocupábamos el centro del universo y todo se alejaba de nosotros, o bien era el propio espacio el que se estaba expandiendo. Como ya habíamos abandonado la idea de que ocupamos un lugar privilegiado, la interpretación que adoptamos es que es el universo mismo el que se expande, y que esta expansión es igual en todas las direcciones y desde cualquier punto. Esta fue la primera gran evidencia de la expansión del universo.

En aquel momento todavía no se entendía muy bien qué estaba pasando, pero se recuperaron unas soluciones de las ecuaciones de Einstein que permitían precisamente un universo en expansión. Y aquí aparece una idea muy importante: el redshift está relacionado con el tiempo.

Para entenderlo, imaginemos que una galaxia emite un fotón con una determinada longitud de onda. Si el espacio se está expandiendo, este fotón viaja a través de un universo que se va estirando. Y, a medida que el espacio se expande, también se estira la longitud de onda del fotón. Esto hace que la luz se vuelva más roja.

Por tanto, cuando observamos una galaxia muy desplazada hacia el rojo, no quiere decir necesariamente que tenga elementos diferentes, sino que la luz ha viajado durante mucho tiempo a través de un universo en expansión. Cuanto mayor es el redshift, más espacio ha recorrido la luz y, por tanto, más atrás en el tiempo estamos observando.

De aquí surge esta idea tan típica de que “mirar lejos es mirar hacia atrás en el tiempo”. La luz tarda tiempo en llegarnos, así que ver objetos muy lejanos es verlos tal como eran en el pasado. De este modo, acabamos estableciendo una equivalencia entre distancia, redshift y tiempo.

Una vez esto quedó claro, se hicieron medidas mucho más precisas. Y lo que se observó es que el universo no solo se expande, sino que se expande cada vez más rápido. Es decir, la expansión es acelerada.

Tiene que haber algo que hace que el universo se acelere. Y ante esto se introdujo el concepto de energía oscura: una forma de energía que no sabemos qué es ni de dónde sale, pero que parece responsable de esta expansión acelerada.

Este es el marco teórico actual, y a partir de aquí comenzó la época de las grandes misiones espaciales.

Por ejemplo, satélites como WMAP y, posteriormente, Planck, intentaron obtener la primera “fotografía” observable del universo: el fondo cósmico de microondas.

Según el modelo actual, hubo un momento en que los primeros fotones pudieron viajar libremente por el universo. Estos fotones siguen llegándonos hoy, después de miles de millones de años de viaje.

Lo que observamos es un mapa completo del cielo, como si desplegáramos una esfera en dos dimensiones.

Y esta imagen (figura 1) contiene una cantidad enorme de información sobre las propiedades fundamentales del universo. Lo más importante no es tanto el valor exacto de un punto concreto, sino las propiedades estadísticas globales: cómo se relacionan las diferentes regiones entre sí.

Figura 1. Datos obtenidos a partir del fondo cósmico de microondas

Analizando estas correlaciones podemos extraer propiedades fundamentales del universo. Por ejemplo: la curvatura del universo, la cantidad total de materia, la proporción de materia ordinaria, o la velocidad actual de expansión.

Esto dio lugar a lo que hoy llamamos cosmología de precisión: una cosmología basada en cantidades enormes de datos y análisis estadísticos muy potentes. De aquí nace el modelo cosmológico estándar, el modelo ΛCDM. La letra lambda representa la energía oscura, y CDM significa “cold dark matter”, es decir, materia oscura fría.

Este modelo nos da una imagen como la siguiente (figura 2). Si retrocedemos en el tiempo, se hace cada vez más pequeño hasta llegar a un estado extremadamente denso y caliente: lo que llamamos Big Bang. Después habría habido un período inflacionario, en el que el universo se expandió rapidísimamente. Más adelante se forman los primeros fotones libres —los que observamos en el fondo cósmico de microondas— y, a partir de aquí, la materia comienza a agruparse bajo el efecto de la gravedad: se forman estrellas, galaxias, cúmulos y finalmente toda la estructura a gran escala que observamos hoy.

Figura 2. La evolución del Universo

El problema es que, aunque tenemos esta “foto inicial” y el universo actual, nos cuesta entender exactamente qué ha pasado en medio. Y aquí es donde entran muchas de las técnicas modernas de cosmología observacional.

Según este modelo, aproximadamente un 70 % del contenido del universo es energía oscura, más de un 25 % es materia oscura, y menos de un 5 % es materia ordinaria: la materia de la que estamos hechos nosotros.

Es evidente que esto genera incomodidad. El 95 % del contenido del universo corresponde a cosas que no hemos observado directamente y que no entendemos del todo. No sabemos exactamente qué son la materia oscura y la energía oscura, pero el modelo funciona extraordinariamente bien. Por eso hay alternativas y críticas al modelo estándar. El problema es que, hasta ahora, ningún otro modelo consigue explicar las observaciones con el mismo éxito.

Y como no podemos crear universos ni reproducir estas condiciones en un laboratorio, lo que intentamos es observar la evolución del universo a lo largo del tiempo. Para hacerlo necesitamos objetos o estructuras que podamos utilizar como referencias: cosas de las que sepamos el tamaño o las propiedades físicas y que podamos comparar en diferentes momentos cósmicos.

Una de las técnicas más importantes es estudiar la estructura a gran escala del universo. Cuando cartografiamos millones de galaxias, vemos que el universo tiene una estructura filamentosa, como una red cósmica. Y, si analizamos estas estructuras estadísticamente, aparece una escala característica: una distancia preferente entre galaxias (figura 3).

Figura 3. Estructura estadística del Universo

El origen de esta escala se encuentra en el universo primitivo, cuando la materia ordinaria y los fotones formaban un plasma caliente y denso. En este plasma había una competencia entre la gravedad, que intentaba concentrar la materia, y la presión de la radiación, que intentaba expandirla. Esto generaba ondas de presión, como ondas sonoras, que se propagaban por el plasma primordial.

Cuando los fotones se desacoplaron de la materia y comenzaron a viajar libremente, estas ondas quedaron “congeladas” en la distribución de materia. Como resultado, hoy hay una ligera preferencia para que las galaxias aparezcan separadas por una determinada distancia. Y esto es fantástico porque esta escala la podemos predecir teóricamente.

Así, observando cómo varía esta distancia en diferentes épocas del universo, podemos medir directamente cómo se ha expandido el espacio a lo largo del tiempo.

Cuando hacemos estas medidas, lo que encontramos es que, efectivamente, el universo era más pequeño en el pasado y se ha ido expandiendo hasta hoy. Y, además, confirmamos que esta expansión es acelerada. Sin energía oscura esperaríamos una evolución diferente; en cambio, los datos indican claramente esta aceleración cósmica.

Y esta es una medida muy potente, porque llega un punto en que solo hay dos opciones: o cambiamos la teoría, o aceptamos que realmente hay algún tipo de energía oscura. Por eso es una observación tan interesante.

Otra cosa que podemos hacer es intentar calibrar esta velocidad de expansión: intentar entender cuán rápido se está expandiendo el universo hoy en día.

Con la técnica de las “reglas estándar”, la que os explicaba antes con estas escalas características, esto se puede hacer, pero es complicado. Pero existe otra metodología: las llamadas velas estándar. En este caso, en lugar de utilizar un tamaño conocido, usamos objetos de los que conocemos el brillo intrínseco.

Hay un tipo de estrellas llamadas cefeidas que tienen una propiedad muy especial: su brillo oscila periódicamente. Y lo que se descubrió hace mucho tiempo es que hay una relación universal entre el período de esta oscilación y el brillo real de la estrella: cuanto más largo es el período, más brillante es la cefeida. Así, comparando el brillo real con el brillo observado, podemos calcular la distancia de estos objetos.

Como veis, en cosmología nos inventamos todas las técnicas posibles para medir distancias, porque es una de las cosas más difíciles que tenemos.

Una vez tenemos la distancia de una cefeida, buscamos una situación muy concreta: una galaxia que contenga tanto una cefeida como una supernova. Una supernova es la explosión final de una estrella cuando acaba su vida. Es un fenómeno extremadamente brillante.

Si una galaxia contiene una cefeida y una supernova, podemos utilizar la cefeida para calcular la distancia de la galaxia. Y, por tanto, también sabemos a qué distancia se encuentra aquella supernova.

Cuando se empezó a hacer esto de manera sistemática, se descubrió una cosa muy interesante: las supernovas de un determinado tipo brillan prácticamente todas igual. Esto quiere decir que también se pueden utilizar como velas estándar. Si sabemos cuánto deberían brillar y observamos que brillan menos, podemos calcular su distancia.

Y aquí construimos una especie de escala cósmica de distancias. Primero tenemos las cefeidas cercanas. Después, galaxias que tienen cefeidas y supernovas. Y finalmente, supernovas mucho más lejanas. Esto nos permite relacionar distancia y redshift con una precisión enorme. En el fondo, es lo mismo que se hizo cuando se descubrió la expansión del universo, pero ahora con muchos más datos y mucha más precisión.

El parámetro que nos dice cuánto vale la expansión actual del Universo es la constante de Hubble, H₀. Quizá os suene por el concepto de la “tensión de Hubble”. Y aquí es donde las cosas se empiezan a complicar.

En principio parece que lo tenemos todo: tenemos una imagen del universo primitivo, tenemos medidas de su historia de expansión y tenemos medidas de la velocidad de expansión actual. Parece fantástico. Parece que está todo resuelto. Pero no.

El problema es que tenemos diferentes técnicas, que observan momentos diferentes de la historia del universo y que se basan en fenómenos físicos muy distintos… y estas técnicas no dan el mismo resultado.

Por ejemplo, las medidas basadas en el fondo cósmico de microondas y en las oscilaciones acústicas bariónicas dan un valor del parámetro de Hubble alrededor de 68 km/s/Mpc. En cambio, las medidas basadas en cefeidas y supernovas dan valores más cercanos a 72 km/s/Mpc (figura 4).

Figura 4. La tensión de Hubble

Y puede parecer poca diferencia, pero el problema es que estas medidas son hoy tan precisas que esta discrepancia ya no se puede ignorar. Las barras de error ya no se solapan. Estadísticamente, las dos medidas son incompatibles.

Esto es lo que conocemos como la tensión de Hubble: dos maneras muy diferentes de medir el mismo parámetro dan resultados irreconciliables.

Durante mucho tiempo se pensaba que quizá era un problema experimental o metodológico. Pero cada vez cuesta más justificarlo así. Y esto hace aparecer una pregunta muy interesante: ¿el problema está en las medidas… o es que nuestro modelo cosmológico empieza a romperse?

Pero todavía hay más. Las técnicas que estudian la historia de expansión del universo parecen indicar también que la energía oscura podría no ser constante en el tiempo. El modelo estándar asume que la energía oscura tiene siempre las mismas propiedades. Pero algunas observaciones sugieren que podría evolucionar. Y esto es otra tensión importante dentro del modelo cosmológico actual.

Por tanto, nos encontramos en una situación muy curiosa: tenemos un modelo que funciona extraordinariamente bien y que explica casi todas las observaciones, pero al mismo tiempo empiezan a aparecer grietas muy consistentes.

Y ahora mismo hay tres grandes líneas de trabajo: entender mejor la materia oscura, entender mejor la energía oscura, y buscar nuevas maneras de medir la expansión del universo.

Por ejemplo, una de las grandes misiones actuales es Euclid, un satélite europeo diseñado específicamente para estudiar la materia oscura y la energía oscura. Una de las técnicas que utiliza es la de las lentes gravitacionales. La gravedad puede deformar la luz de galaxias lejanas, y esta deformación nos da información sobre la distribución de materia, incluida la materia oscura.

Después está DESI (Dark Energy Spectroscopic Instrument), que es la colaboración en la que yo trabajo. Lo que hacemos es cartografiar millones de galaxias para estudiar estas estructuras a gran escala y medir con mucha precisión la historia de expansión del universo.

También tenemos el telescopio James Webb, que observa principalmente en infrarrojo. Esto le permite ver mucho más lejos y observar las primeras galaxias del universo. Y esto es importante porque nos permite comprobar si nuestra cronología cósmica es correcta. Quizá cuando observemos muy atrás en el tiempo encontremos estructuras más evolucionadas de lo que esperaríamos, y esto podría indicar que algo de nuestro modelo temporal no acaba de encajar.

Después tenemos el LSST (Legacy Survey of Space and Time) que observará enormes cantidades de supernovas. Esto es importante porque las supernovas son fenómenos transitorios: aparecen y desaparecen. Necesitamos muchas observaciones y datos muy precisos. Quizá, con muchas más supernovas, la tensión de Hubble se reduzca. O quizá pase justo lo contrario y se haga aún mayor.

Y finalmente tenemos colaboraciones como LIGO, Virgo y KAGRA, que detectan ondas gravitacionales producidas por fusiones de agujeros negros y estrellas de neutrones. Estas observaciones podrían proporcionar una manera completamente nueva e independiente de medir la expansión del universo.

Y con este panorama me gustaría acabar con una idea: todavía queda muchísimo por descubrir. En realidad, la gran diferencia entre lo que sabíamos antes y lo que sabemos ahora no es tanto que lo entendamos todo mejor, sino que cada vez podemos observar más cosas y con más precisión. Y al final, lo que sigue moviendo este campo es exactamente lo mismo que movía a las primeras civilizaciones a mirar el cielo: la curiosidad.

Espero que algún día entendamos qué son la materia oscura y la energía oscura… pero, si puede ser, que sea hacia el final de mi carrera científica, porque si no después no sabré de qué trabajar.

Coloquio

Según las teorías actuales, ¿creéis que el universo se expandirá eternamente o acabará contrayéndose con un “Big Crunch”?
Lo que observamos actualmente es que el universo se expande cada vez más rápido. Si las propiedades de la energía oscura no cambian con el tiempo, esto nos llevaría hacia un escenario de expansión indefinida. Pero todavía no lo sabemos.

¿Qué son las oscilaciones Acústicas de Bariones (BAO)?
En el universo primitivo había una especie de sopa caliente formada por fotones y materia, ambos fuertemente acoplados. Los fotones tienden a escaparse, mientras que la gravedad tiende a retener la materia. Esta competencia generó una especie de ondas de presión, como ondas sonoras.

Cuando el universo se enfrió lo suficiente, los fotones finalmente se desacoplaron y comenzaron a viajar libremente. La materia, en cambio, quedó “congelada” en aquella distribución.

A partir de aquí, toda la evolución fue principalmente gravitacional: las regiones con un poco más de materia atraían aún más materia, y allí fue más probable que se formaran galaxias. Por eso acabamos observando estas estructuras características.

Cuando observáis la evolución de las oscilaciones acústicas bariónicas en función del tiempo, ¿estáis observando el mismo objeto en momentos diferentes?
No. Lo que observamos es el mismo fenómeno físico en objetos diferentes y en diferentes momentos cósmicos. Es decir, no seguimos una misma galaxia a lo largo del tiempo, sino que observamos muchas galaxias situadas a diferentes distancias —y, por tanto, en diferentes épocas del universo.