ASTRONÓMICA

Conferencia de la Astronómica de Sabadell. Carles Schnabel, 10 de diciembre de 2025.

Hace tiempo que no os presentaba los fenómenos astronómicos destacados; creo que la última vez fue en 2018. He hecho una selección muy personal, ya que habría muchos más fenómenos que mencionar. Este año me he centrado especialmente en el paso de la Luna por la eclíptica, visitando los diferentes planetas, porque siempre es un motivo de satisfacción visual. A veces, el juego entre la Luna, los planetas y las estrellas brillantes crea asterismos muy bonitos, no solo para observar, sino también para fotografiar.

De hecho, el año está centrado sobre todo por el gran eclipse total de Sol que tendrá lugar el 12 de agosto. Iré avanzando cronológicamente:

• 3 de enero: Conjunción de la Luna con Júpiter.

Se trata de una conjunción bonita, pues la Luna, prácticamente llena, estará cerca de Júpiter, y cerca de Cástor y Pólux. Será a primera hora de la noche.

• 6-9 enero: Conjunción de Venus y Marte con el Sol.

Venus en conjunción superior, es decir, detrás del Sol, y Marte en conjunción también detrás del Sol. Por lo tanto, estos días de enero no intentéis encontrar a Venus ni Marte en el cielo. De hecho, ahora Venus ya no es visible. Ha sido visible hasta el pasado mes por la mañana, antes de la salida del Sol. A partir de febrero se volverá a ver por la noche. Primero costará mucho, después durante la primavera y principios de verano se verá muy bien. Incluso el día del eclipse estará en la máxima elongación y se verá muy bien.

• 10 enero: Júpiter en oposición.

Ahora Júpiter ya se ve bien por la noche pero a principios de enero es cuando se verá mejor.

• 21 enero: Conjunción superior de Mercurio.

Como sabéis, Mercurio cuesta mucho de ver. De hecho este mes de diciembre, de madrugada, se puede ver muy bien. El 21 de enero se verá por la tarde.

• 23 enero: Conjunción de la Luna con Saturno.

En enero, Saturno cada vez estará más cerca del Sol, ya va llegando al final de su aparición, pero ese día se verá cerca de la Luna. De hecho, las conjunciones del año que viene, entre Saturno y la Luna, no serán muy buenas, quedarán bastante separadas. Pero fijaos que en medio tenemos Neptuno. Neptuno realmente estará durante este año y principios del año que viene cerca de Saturno. Saturno y Neptuno estarán cerca el uno del otro. Ya veremos que entrarán en conjunción más adelante. Tenéis la oportunidad de encontrar a Neptuno muy fácilmente a partir de la posición de Saturno.

• 27 enero: La Luna roza las Pléyades

Las Pléyades no quedarán del todo ocultadas por la Luna, sino que las rozará por el Norte (figura 1). Eso de que la Luna esté al norte de las Pléyades es relativamente extraño porque las Pléyades están bastante por encima de la eclíptica. Y eso hace que la Luna, cuando culmina en estos momentos, culmine muy alta, más alta que el Sol en el solsticio. Si miráramos la Luna desde Canarias, en el momento del paso por el meridiano, la Luna pasaría por el cenit. Debemos pensar que el Sol nunca llega al cenit desde Canarias, pero la Luna sí.

Figura 1. La Luna por el norte de las Pléyades

• 30-31 enero: Conjunción de la Luna con Júpiter

La Luna vuelve cerca de Júpiter y las estrellas Cástor y Pólux de Géminis. De hecho, está muy bien ver estas conjunciones porque así se ve también la dinámica de la Luna, es decir, cómo se mueve a lo largo del firmamento, lo cual sirve, también, para entender un poco cómo funciona el movimiento de nuestro satélite.

• 3 febrero: Ocultación de Regulus por la Luna

Regulus, la estrella más brillante de Leo,será ocultada por la Luna. La ocultación empezará a las 3h 27m y terminarà a las 4h40m. Eso sí, sólo será visible desde Canarias y en el extremo suroeste de la Península.  En la figura 2 se pueden ver siete líneas que representan la visión que se tendrá desde las siete islas de Canarias. Y en el extremo, la visión desde Cádiz, donde la ocultación será rasante.

Figura 2. Ocultación de Regulus por la Luna

• 12 febrero: Dos sombras de satélites sobre Júpiter

También he buscado cuándo se verán simultáneamente dos sombras de satélites sobre la superficie de Júpiter, que es un fenómeno bastante bonito de ver. Hasta los años 30 no se producirá ningún paso de tres sombras simultáneamente, tendremos que esperar.  El 12 de febrero, entre las 19 y las 20 horas, aproximadamente, Cal·listo y Europa proyectarán simultáneamente sus sombras sobre la superfície de Júpiter. Además, aquel día Júpiter estarà muy bien situado en el cielo, será fácil de observar.

• 17 febrero: eclipse anular de Sol

Este eclipse sólo será visible desde la Antártida, pero si queréis ir haciendo boca por lo que vendrá en verano, ya sabéis dónde tenéis que ir.

• 18-19 febrero: Conjunción de la Luna con Venus, Mercurio y Saturno

La Luna, muy pequeña, se paseará en medio de estos tres planetas, por la noche, muy bajo sobre el horizonte. Para verla será necesario que no haya montañas de por medio.

• 20 febrero: Conjunción de Saturno y Neptuno

Estos dos planetas se acercarán a 0,8 grados. Con un telescopio que tenga un campo de un grado y medio se podrán ver los dos planetas. Quedarán relativamente bajitos, pero será posible verlos.

• 26-27 febrero: Conjunción de la Luna con Júpiter

La Luna volverá a acercarse a Júpiter, que seguirá estando muy cerca de Castor y Póluux. Además, con el aspecto del cielo del invierno: Orión, Sírius, Capilla... Será muy bonito.

• 3 marzo: Eclipse de Luna

Será un eclipse total pero sólo visible en el Pacífico.

• 8 marzo: Conjunción de Venus y Saturno

En la puesta de Sol se verán Venus y Saturno muy cerca el uno del otro, a 0,9 grados. Con telescopio Venus se verá como una bolita de 10 segundos de arco y Saturno de 15 segundos de arco, y los anillos muy de lado.

• 19-20 marzo: Conjunción de la Luna con Venus

La Luna se volverá a acercar a Venus. La Luna será muy pequeña, se verá la luz cenicienta, y Venus será muy brillante.

• 26 de marzo: Conjunción de la Luna con Júpiter

Igual que el mes pasado, la Luna volverá a acercarse a Júpiter, Castor y Pólux. De hecho, Pólux, la Luna y Júpiter se alinearán perfectamente.

• 29 de marzo: Ocultación de Regulus por la Luna

La Luna ocultará Regulus. La desaparición será todavía de día, pero como Regulus es una estrella brillante, se podrá ver bien con telescopio. Y la reaparición ya será de noche. La desaparición será por el borde no iluminado de la Luna y la reaparición por el borde iluminado. En la figura 3 se pueden ver los rastros para todas las capitales de provincias españolas. En este caso, será visible desde la Península pero no desde Canarias.

Figura 3. Trazas para todas las provincias españolas de la ocultación de Regulus por la Luna.

• 2 abril: ocultación de una estrella por el asteroide Eufemia

Una estrella de magnitud 7,8 será ocultada durante 8,4 segundos por el asteroide Eufemia. Aunque se vea una traza curvada (figura 4), el asteroide se mueve en línea recta. En la imagen se intenta simular la rotación de la Tierra. Aunque el asteroide solo mide 16 km, la duración de la ocultación es larga porque la velocidad entre los dos astros (Tierra y asteroide) es muy parecida.

Figura 4. Línea de ocultación de la estrella por el asteroide Eufemia

• 4 abril: ocultación de una estrella por el asteroide Demeter

Dos días después, otro asteroide (Demeter) ocultará una estrella de magnitud 7,4 durante 2 segundos.

• 16 abril: Conjunción de Mercurio, Marte y Saturno

Se tratará de una conjunción muy difícil de ver, porque será de madrugada muy baja sobre el horizonte, poco antes de la salida del Sol. Marte y Saturno habrán pasado por detrás del Sol y empezarán a volverse a ver, ahora de madrugada.

• 19 abril: La Luna muy cerca de las Pléyades

El 19 de abril la Luna se acercará por la parte Norte de las Pléyades, y en la parte de abajo se verá también Venus. Será una foto muy bonita, aunque muy baja sobre el horizonte por la noche.

• 23 abril: Conjunción Venus y Urano

Los planetas Venus y Urán estarán muy cerca, los podremos ver con 1 grado de separación, por debajo de las Pléyades, por la noche.

• 4 mayo: Conjunción de la Luna con Antares

La Luna pasará muy cerca de la estrella más brillante del Escorpión, Antares. Será de madrugada.

• 14 mayo: Conjunción de la Luna con Marte y Saturno

Estos tres astros se verán muy cercanos, con la Luna bastante pequeña, de madrugada, antes de la salida del Sol.  

• 18-19 mayo: Conjunción de la Luna con Júpiter y Venus

Por las noches, Júpiter y Venus se irán aproximando, provocando conjunciones muy bonitas. Entre los días 18 y 19, además, la Luna pasará entre estos dos planetas.

• 27 mayo: Conjunción de Mercurio, Venus y Júpiter

Aquella noche, se podrán ver alineados, por este orden: Mercurio, Venus y Júpiter.  Mercurio estará muy bajo y costará de ver. 

• 30 mayo: ocultación de una estrella por el asteroide Androgeos

El asteroide Androgeos ocultará una estrella de magnitud 7,9 durante 33 segundos.

• 9 junio: Conjunción de Venus y Júpiter

Aquella noche, los dos planetas se acercarán a menos de 2 grados, y un poco más abajo se verá también Mercurio.

• 17 junio: Conjunción de la Luna con Venus

Aquella noche, hacia las 23 h, la Luna y Venus se acercarán mucho. Y un poco más arriba se verá el cúmulo del Pesebre, en la constelación del Cangrejo.

• 4 julio: Conjunción de Marte y Urán

De madrugada, estos dos planetas se verán muy cerca, a solo 6 minutos de arco. Lástima que desde la Península, en el momento de la máxima aproximación, no se verá porque será de día.

• 7-8 julio: Conjunción de la Luna con Saturno

La Luna se volverá a acercar a Saturno, de madrugada.

• 11 julio: Aproximación de la Luna y Marte

Aquella madrugada en el cielo se verá un espectáculo muy bonito: la Luna y Marte estarán cercanos, entre los cúmulos de las Híades y las Pléyades.

• 17 julio: Conjunción de la Luna con Venus

Aquella noche se volverá a producir una conjunción entre la Luna y Venus.

• 4 agosto: Conjunción de la Luna con Saturno

Aquella madrugada se producirá una conjunción entre la Luna y Saturno.

• 9 agosto: Conjunción de la Luna con Marte

Aquella madrugada la Luna pasará muy cerca de Marte. Y un poco más abajo se verá Mercurio.

• 12 agosto: Eclipse total de Sol

Como bien sabéis, el 12 de agosto nos pasará un eclipse total de Sol por la Península Ibérica, hacia las 20:30 h de la noche. Desde Sabadell no serà un eclipse total pero se tapará el 99,5% del Sol. En la figura 5 está representada la franja del eclipse.

Figura 5. Mapa de la franja del eclipse sobre la Península Ibérica

Hice un pequeño estudio estadístico sobre la meteorología de mediados de agosto en la península y los resultados son estos (el conferenciante muestra unas cuantas imágenes de la nubosidad en la península a mediados de agosto al fin). Como se puede ver, siempre hay nubes en alguna parte u otra de la Península, sobre todo en la costa catalana. La zona más favorable son las Baleares, que en todos los casos está despejado. O sea que...la fuerza nos acompañe.

• 28 agosto: Eclipse parcial de Luna

Quince días después del eclipse de Sol, el 28 de agosto, de madrugada, habrá un eclipse parcial de Luna, en el que se ocultará el 93,2% de la Luna.

• 14 septiembre: Ocultación de Venus por la Luna

Ese día, entre las 9:30 h y las 10:30 h la Luna ocultará a Venus. Esto pasará cuando ya será de día, por lo que ver esta ocultación no será fácil. Hará falta observarlo con telescopio y una buena transparencia del cielo.

• 27 septiembre: Ocultación de una estrella por el asteroide Vsekhsvyatskij

La estrella será de magnitud 5,7 y por lo tanto será la ocultación más brillante del año. Durará 2,2 segundos.

• 5 octubre: Conjunción de La Luna con Marte

Aquella madrugada la Luna se acercará mucho a Marte, que también estará cerca del cúmulo del pesebre, en la constelación del Cangrejo. Y un poco más abajo se verá Júpiter muy brillante.

• 18 octubre: Ocultación de una estrella por el asteroide Semphyra

Esta ocultación será muy larga, ya que durará 36 s. Esto serà así porque tanto el asteroide como la Tierra se estarán moviendo a velocidades muy parecidas.

• 28 octubre: Ocultación de las Pléyades por la Luna

Esta ocultación tocará un poco más las Pléyades que la anterior ocultación, pero tendremos que ir a La Coruña para verlo perfectamente (figura 6).

Figura 6. Franja de la ocultación de las Pléyades por la Luna

• 3 noviembre: Preinscripción de la Luna con Marte y Júpiter

Aquella madrugada se podrá ver una alineación entre Marte, Júpiter y la Luna. Esta última muy cerca de Regulus.

• 7 noviembre: Conjunción de la Luna con Venus

Aquella madrugada la Luna y Venus se verán muy cerca, y también muy cerca de Spica, la estrella más brillante de Virgo.

• 30 noviembre: Conjunción de Marte y Júpiter con la Luna

Aquella madrugada se verán muy cerca los planetas Marte y Júpiter con la Luna, todos ellos muy cerca también de Regulus, en Leo.

• 5 diciembre: Conjunción de Venus con la Luna

Aquella madrugada se verá una bonita conjunción entre Venus y la Luna, que a su vez formarán un triángulo con Spica. Y un poco más abajo, cerca del horizonte, se verá Mercurio.

• 7 diciembre: Conjunción de Mercurio con la Luna

Dos días después, también de madrugada, la Luna se acercará a Mercurio, pero será justo antes de la salida del Sol.

• 11 diciembre: Dos sombras de satélites sobre Júpiter

A las 22 h sobre la superficie de Júpiter se verán simultáneamente las sombras de Io y Europa (figura 7).

Figura 7. Dos sombras sobre la superficie de Júpiter

• 19 diciembre: Dos sombras de satélites sobre Júpiter

Esa noche, a las 0h, Io y Europa también proyectarán simultáneamente sus sombras sobre la superficies de Júpiter.

• 22 diciembre: Ocultación de las Pléyades por la Luna

Esa noche, hacia las 0h, la Luna volverá a pasar por el norte de las Pléyades.

• 26 diciembre: Dos sombras de satélites sobre Júpiter

Esa noche, a las 01 h, nuevamente los satélites Io y Europa proyectarán simultáneamente sus sombras sobre la superficies de Júpiter.

• 30 diciembre: Ocultación de una estrella por el asteroide Franklina

Esa noche el asteroide Franklina ocultará una estrella de magnitud 8,6 durante 3,2 segundos.

• 31 diciembre: Ocultación de una estrella por el asteroide Baucis

Esa noche el asteroide Baucis ocultará una estrella de magnitud 9 durante 5,3 segundos.

Coloquio

De la observación de las ocultaciones, ¿qué datos científicos se pueden obtener?
Las ocultaciones van muy bien para determinar, primero, la posición del asteroide; además se puede determinar el tamaño, la forma y la rotación del asteroide. Y a veces se ha descubierto que la estrella ocultada es doble.  

Estas simulaciones del Stellarium son espectaculares ¿pero siempre representa la luna tan pequeña? 
La luna está bien representada.  Lo que pasa es que nosotros, cuando miramos el cielo, como la Luna es muy brillante, nuestro cerebro la interpreta más grande.

Conferencia de la Astronómica de Sabadell. Laura Monica, 17 de diciembre de 2025.

He venido a hablar un poco de lo que sabemos sobre la evolución de nuestro linaje. Tras el 50.º aniversario del descubrimiento de Lucy, este fósil marcó un antes y un después en lo que se pensaba sobre la evolución de nuestro linaje. El año pasado, 2024, fue precisamente el 50.º aniversario de su descubrimiento. Por lo tanto, era un momento importante para entender qué nos ha aportado este fósil y cómo ha cambiado la paleoantropología en 50 años, especialmente en lo referente a esos primeros millones de años, y de eso os hablaré hoy.

Esta es la portada del Scientific American del año pasado, con este recordatorio de Lucy y esta imagen que veis aquí, que corresponde a la reconstrucción que hicieron para el 50.º aniversario de Lucy (figura 1). También os he traído algunos cráneos, incluido el de Lucy. Evidentemente, no son los originales, sino réplicas, pero también os enseñaré cómo me ha cambiado un poco esta visión de la paleoantropología respecto a las representaciones antiguas y las diferentes que vemos actualmente.

Figura 1. Portada del Scientific American con la reconstrucción de Lucy

Yo soy profesora agregada de la Universidad de Barcelona, concretamente de la Facultad de Biología, e imparto docencia en diferentes grados. Pero en todos esos grados doy evolución humana. Formo parte también del Instituto de Arqueología de la Universidad de Barcelona y de un grupo de investigación consolidado de la Generalitat de Catalunya que ha estudiado la evolución de nuestro linaje y su adaptación al medio. Mi investigación se centra sobre todo en el estudio de la reconstrucción de la dieta de los primeros homininos, de los homininos que encontramos en África y de los que os hablaré hoy.

Pero a veces la vida te lleva por diversos caminos y, durante mi carrera científica, mientras estaba haciendo el doctorado, tuve la oportunidad de viajar al Próximo Oriente, a Siria, como antropóloga física de campo. Eso me hizo interesarme también por los cambios importantes que ha habido en nuestra historia evolutiva más reciente, como es el paso del cazador-recolector a agricultor-ganadero, que también están relacionados con la dieta. Por lo tanto, mi otra línea de investigación es el estudio del cambio en la dieta entre el paleolítico y el neolítico.

Sabéis que Lucy es un Australopithecus afarensis que vivió en Etiopía hace 3,2 millones de años. Sus características faciales nos recuerdan más a un primate que a lo que será después el género Homo. Así, nuestros ancestros eran más semejantes a un primate que a los humanos actuales, pero cambiar esta idea en la sociedad tardó casi 50 años, y por eso fue tan importante su descubrimiento.

Su descubrimiento no se publicó en ninguna revista de gran impacto como Science o Nature, sino en la revista del Museo de Historia Natural de Cleveland. Los que la describieron fueron Donald Johanson —el verdadero descubridor—, Tim White e Yves Coppens. En el artículo original se hace una descripción del esqueleto y una clasificación taxonómica. Además, se muestra la fotografía de las partes del esqueleto que se encontraron. En aquel momento fue una publicación de muy poco impacto, pero para la paleoantropología tuvo un gran impacto.

Lo más importante es que sabemos que Lucy era bípeda. Es decir, hace 3,2 millones de años los homínidos ya eran bípedos. Aparte de eso, tiene algunas características muy similares a las de los primates: una gran longitud de los brazos respecto a las piernas, es robusta, la cara también es robusta, con inserciones musculares marcadas.

Pero ¿cómo empieza todo? Hace 51 años, Donald Johanson estaba excavando en la región de Afar, Etiopía (figura 2). Se trata de una región muy árida y de un clima muy duro. Después de una jornada completa de trabajo en la región de Afar, Etiopía, cuando ya volvía hacia el campamento con su Land Rover, divisó un fragmento de fósil en la superficie del terreno. Era un fragmento de hueso, y ya vio que pertenecía a un homínido. Continuaron un poco la excavación y encontraron el resto del esqueleto.

Fijaos que en este caso la excavación es en superficie, y eso es así porque nos encontramos en medio de lo que se llama el Great Rift Valley en África, la gran falla del Rift. Esta gran falla va desde esta región de Etiopía, pasa por toda la banda este de África hacia las regiones de Kenia y Tanzania y acaba en Mozambique. Se trata de una serie de fallas escalonadas debidas al hecho de que la placa de esta zona y la placa del resto de África se están separando, y eso expone en superficie sedimentos de hace 3, 4 y 5 millones de años. Por lo tanto, podemos estar caminando por esta región y estar pisando sedimentos con esa antigüedad. Así, los fósiles no se encuentran en profundidad, sino en superficie. Por eso veremos que la mayoría de fósiles que se han encontrado de nuestro linaje están alrededor de esta falla.

En realidad, se encontró bastante parte del esqueleto: parte del cráneo, la caja torácica, las extremidades superiores, la pelvis —solo el coxal y el sacro—, el fémur y la extremidad inferior hasta la tibia y parte del peroné (figura 2).

Figura 2. Los huesos encontrados de Lucy

Pero realmente no fue uno de los primeros homininos que se encontraron, ya se habían encontrado otros antes. Pero pasaba que costaba mucho que la gente pensara que eran ancestros nuestros. Hace un siglo, en 1924, se encontró un fósil espectacular que se conoce como el niño de Taung. Este niño fue descubierto por Raymond Dart, en el yacimiento de Taung, en la región de Sudáfrica —un poco más al sur de la región del Cradle of Humankind, es decir, de la cuna de la humanidad—. Es parte de la cara y de la mandíbula, pero también un molde interno del cerebro, que es espectacular que se haya preservado. Se clasificó como Australopithecus africanus, pero en aquel momento se hablaba del hombre-mono de Sudáfrica (figura 3).

Figura 3. Australopithecus africanus y su descubridor Raymond Dart.

Desgraciadamente, este fósil no fue aceptado por la comunidad científica —ni en general por la sociedad— como un ancestro nuestro. Así, hace un siglo no se aceptaba que nuestros ancestros fueran muy semejantes a los primates. Pero en los años 50, la gran saga de paleoantropólogos que fueron la familia Leakey estuvieron excavando primero en la región de Sudáfrica y después en la región de Tanzania, en los yacimientos de Olduvai y Laetoli. Allí encontraron una serie de homininos, como el Paranthropus boisei, que fueron cambiando la idea de nuestros ancestros. Se estaban encontrando muchas evidencias de que nuestros ancestros tenían características simiescas.

Figura 4. Los tres primeros homininos descubiertos

Estos son todas las especies de primates que existen en la actualidad (figura 5), las cuales se agrupan en diferentes familias. Nosotros somos de la superfamilia Hominoidea, junto con el gorila, el chimpancé y el orangután.

Figura 5. Las diferentes especies de primates.

De hecho, nuestra historia evolutiva propia se separa de la historia evolutiva que conduce a los chimpancés hace aproximadamente 7 millones de años. Es decir que hace 7 millones de años encontraríamos lo que se conoce como el eslabón perdido, aquello que todo paleoantropólogo querría encontrar. Y a partir de ahí comienza una historia evolutiva propia nuestra, de lo que decimos que somos nosotros y nuestros ancestros, y que denominamos homininos.

Vamos a ver cómo es esta evolución. No tendré tiempo hoy de hablaros de toda ella, pero sobre todo he centrado la presentación en tres puntos:

• ¿Qué había antes de los Australopithecus?
• ¿Qué sabemos de los Australopithecus 50 años después del descubrimiento de Lucy?
• ¿Qué nuevas evidencias esperamos en los próximos años?

Lucy tiene 3,2 millones de años, pero nuestro linaje comienza hace 7 millones de años, por lo tanto debería haber algo antes que los australopitecos. Pero sí que os tengo que decir que, a lo largo de estos millones de años y de estos linajes, hubo un factor que condicionó nuestra evolución de forma muy marcada: el cambio climático. El cambio climático ha condicionado siempre nuestra evolución y la continúa condicionando actualmente.

Hace 6-7 millones de años, en la zona del este de África había bosques cerrados con recursos abundantes todo el año, y los homininos podían vivir allí fácilmente. Pero a partir de hace 4 millones de años, la temperatura de la Tierra a nivel global empezó a bajar, y eso en África se tradujo en una aridificación. Empezó a haber cada vez menos pluviosidad y una marcada estacionalidad. Por lo tanto, aquellos bosques fueron desapareciendo y empezaron a aparecer las típicas sabanas africanas. Esto empezó hace 4 millones de años, pero hace 2 millones de años los bosques ya habían desaparecido prácticamente y solo quedaron las sabanas. Al cambiar los recursos, los homininos se tuvieron que adaptar a estos cambios climáticos.

Los primeros homininos se encontraron más allá del valle del Rift, concretamente en la región del Chad. El Chad, en el Plioceno, estaba formado por una cuenca con un enorme lago, y algunos paleontólogos que fueron a excavar allí encontraron restos muy antiguos, concretamente de la especie Sahelanthropus tchadensis (figura 6).

Figura 6. Sahelanthropus tchadensis

Sahelanthropus tchadensis fue descubierto en 2002. Es un cráneo pequeño —el cerebro es pequeño—, pero es un cráneo robusto. La cara presenta una región muy marcada por encima de las órbitas de los ojos. Es un cráneo robusto, con inserciones musculares muy marcadas, y la cara es muy recta. El hecho de tener esta región tan robusta y la cara tan recta no lo encontraremos en ningún otro hominino posterior, por lo tanto nos hace pensar —junto con otras características— que quizás no es un ancestro nuestro.

Es decir, que hace 7 millones de años habría más de un hominino, algunos de ellos no habrían tenido éxito evolutivo, sino que serían líneas paralelas que se extinguieron sin dar lugar a ningún descendiente. Y pensamos que el Sahelanthropus tchadensis era una de esas líneas paralelas y no un ancestro nuestro. El foramen magnum, que es el agujero donde se articula la columna vertebral, está retrasado, y eso significa que era cuadrúpedo, no bípedo.

Aún no hemos encontrado ningún hominino de hace 6-7 millones de años que pueda ser el eslabón perdido.

El siguiente hominino que encontramos, hace cerca de 6 millones de años, es Orrorin tugenensis. Y este sí que se encontró de nuevo en el Valle del Rift. De hecho, como su nombre indica, es originario de las Tugen Hills, en Kenia.

De Orrorin se ha encontrado una parte del fémur izquierdo y una parte de la tibia, pero no tenemos ningún cráneo. Ahora bien, este fémur nos indica que tenía capacidades bípedas. Eso significa que el bipedismo no apareció con Lucy hace 3 millones de años, sino que hace entre 5 y 6 millones de años ya había homininos que tenían cierta capacidad de caminar de forma bípeda, no como la que vendrá después, pero sí que podemos hablar de un bipedismo de tipo ocasional. También se han encontrado dientes de Orrorin y, por ejemplo, tiene un canino superprominente, cosa que no veremos después con los siguientes homininos, pero sí que lo encontramos en los otros primates. Por lo tanto, este también es un rasgo aún primitivo en el caso de Orrorin. La mandíbula es robusta y la dentición también.

El siguiente género que encontramos es el Ardipithecus, que ha sido una gran revolución dentro de la paleoantropología. Ardipithecus tiene dos especies, dos taxones: Ardipithecus kadabba, de hace 5,8 millones de años, y Ardipithecus ramidus, de hace 4,4 millones de años.

Ardipithecus se descubrió en el yacimiento de Aramis, muy cerca de donde se descubrió Lucy, en una prospección superficial también.

Figura 7. Ardi

A partir de los fragmentos del cráneo encontrados, con las técnicas más modernas, se pueden hacer modelos en 3D de todo el cráneo y calcular áreas, volúmenes, distancias, etc.

Quizás una de las imágenes más conocidas de Ardipithecus es esta imagen del National Geographic (figura 7). Se llama Ardi y es una hembra que tenía la altura aproximadamente de un niño de 8 años, y presenta un cráneo pequeño, la cara tirada hacia adelante (se llama prognatismo), caninos pronunciados y la parte posterior robusta.

Ardi también tiene otros rasgos primitivos, como por ejemplo los brazos largos comparados con las piernas, lo que nos indica que tendría capacidad para trepar. Es decir, que tendría cierta capacidad arborícola. Además, su pie tiene el pulgar oponible, cosa que indica que le servía para agarrarse a las ramas.

Las manos de Ardi destacan porque tienen unos dedos superlargos y curvados, que estarían relacionados con este aspecto arborícola que estábamos comentando. La caja torácica también es primitiva, ya que es estrecha en la parte superior y ancha en la parte inferior, para facilitar este tipo de locomoción.

Pero Ardi aportó una cosa muy importante. Si nos fijamos en el coxal y en el fémur, el fémur baja inclinado, y eso es una adaptación al bipedismo. Aún no es un bipedismo como el nuestro o como el de los Australopithecus, pero ya se aproxima.

Hace unos años siempre se decía que el bipedismo apareció en la sabana para poder ver a lo lejos, porque hay menos superficie expuesta a la radiación solar, etc. Todo eso son adaptaciones, es decir, el bipedismo se seleccionó en la sabana porque representaba una ventaja, pero apareció antes. En la figura 8 podemos ver una reconstrucción del ecosistema donde vivía Ardi.

Figura 8. Ecosistema donde vivía Ardi

Vivía en una zona más o menos húmeda, con poco estrés para encontrar comida. Pero muy pronto aparece el cambio climático y las zonas húmedas desaparecen para dar lugar a las sabanas.

En este momento comienza la era de los australopitecos. Hay muchísimos taxones diferentes de australopitecos (figura 9). Antes de Lucy hay uno: Australopithecus anamensis. Y, por ejemplo, la semana pasada salió un artículo que ratificaba que hay otro taxón en la misma datación que Lucy, se llama Australopithecus deyiremeda; después hablaremos de él. También tenéis Australopithecus bahrelghazali, Australopithecus africanus, el Australopithecus garhi, etc. Pensad que el más antiguo está datado en 4,2 millones de años y el más joven en 1,78 millones de años. Eso significa que durante más de dos millones de años los australopitecos estarían viviendo en África. Por lo tanto, que encontremos tanta diversidad es normal, porque se deben a cambios climáticos que después quedan aislados geográficamente.

Figura 9. En amarillo los diferentes taxones de Australopithecus

¿Cómo son los Australopithecus?

En general tienen un tamaño pequeño. Un Australopithecus como Lucy mediría 1,20 m, porque era una hembra, pero los machos del mismo taxón medirían 1,70 m. Habría un gran dimorfismo sexual. Aun así, la capacidad encefálica es pequeña. La de Lucy no llega a los 500 cm³ y la de los machos tampoco es mucho mayor. Eso significa que desde el inicio de nuestro linaje, hace 6 millones, hasta hace 3 millones de años que tiene Lucy, no hubo una presión selectiva por el crecimiento del cerebro. Eso vendrá después. La presión selectiva fue por otras cosas: la locomoción, la robustez, etc., pero no por el cerebro.

Ya no tenían dientes largos, sino más reducidos. Y la pelvis era más moderna, es decir, más adaptada a un bipedismo. No como el nuestro, que es obligado, sino un bipedismo facultativo. Eso significa que no podían hacer caminatas muy largas porque su bipedismo gastaba mucha energía.

Esta es la cara del primer Australopithecus, el Anamensis (figura 10).

Figura 10. Australopithecus Anamensis

Se encontró en el yacimiento de Woranso-Mille, Etiopía. Es un cráneo pequeño con prognatismo y cresta sagital. Esta cresta servía para insertarse el músculo temporal, el cual sería muy potente, con un aparato masticatorio también potente. Pero el cerebro continuaba siendo pequeño, de unos 370 cm³. Los caninos aún son un poco prominentes, sobresaliendo por encima de las otras dientes, de los premolares y de los molares. Y el foramen magnum está más avanzado que en los anteriores, lo que indica que presenta otro tipo de bipedismo, más semejante al nuestro. Por lo tanto, estos homininos presentan algunos rasgos primitivos y otros rasgos que son un poco más modernos.

La reconstrucción de su hábitat (figura 11) ya es diferente de la anterior que hemos visto. Aquí vemos bosques más abiertos, rodeados de sabana. Cuando se acababan los recursos del bosque tenían que atravesar la sabana y eso era peligroso. Por ejemplo sabemos que Lucy fue depredada por un carnívoro y que el niño de Taung fue depredado por un águila.

Figura 11. Ecosistema del Australopithecus Anamensis

Llegamos a Lucy, los Australopithecus afarensis. Como hemos dicho antes, su cerebro es pequeño. Continúa teniendo los brazos largos respecto a las piernas, pero el ángulo valgo ya es marcado. Por lo tanto Lucy era bípeda, con un bipedismo que se llama bipedismo facultativo.

Lucy era un individuo que acababa de entrar en la edad adulta. Pero tenemos otro afarensis, la niña de Dikika, encontrada también en Etiopía. A su cráneo se le hizo una tomografía computerizada y se vio la dentición. Aún tiene la dentición de leche, pero debajo se ven las dientes de adulta. Podemos ver cómo estaban desarrolladas y podemos deducir que tenía unos 2,4 años cuando murió. Pero además, se ha podido reconstruir parte del cerebro también, y se han podido distinguir partes de los lóbulos parietales y occipital del cerebro. Presenta un estado de desarrollo similar al de un chimpancé.

Otras restos excepcionales son las huellas de Laetoli (figura 12). Se trata de unas huellas fósiles, muy bien datadas en 3,6 millones de años. Si hacemos un zoom a una de estas huellas, este pie ya no tiene un pulgar oponible, sino recto. Por lo tanto eran de individuos bípedos facultativos.

Figura 12. Las huellas de Laetoli.

Estas huellas, como podéis imaginar, se han estudiado de todas maneras. Sabemos que se trata de las huellas de tres individuos que iban caminando, no corriendo. Había dos adultos y un infantil, y de forma rápida nos viene a la cabeza que eran una pareja y su hijo, pero no tenemos ni idea. También aparece otra huella muy diferente, con forma de pie divergente, que es de otro taxón diferente de Lucy, llamado Australopithecus deyiremeda, aunque es de la misma época. Por lo tanto podemos decir que coincidieron diferentes especies de homininos que convivían. Eso significa que aquella imagen de la evolución humana, de un animal cuadrúpedo que se va poniendo cada vez más de pie, es mentira, la evolución humana no fue lineal sino ramificada.

Vamos a ver mejor esto del bipedismo facultativo, que era el bipedismo de Lucy. En la siguiente imagen podemos ver la diferencia entre las extremidades inferiores de un chimpancé, un australopithecus y un humano moderno (figura 13).

Figura 13. Extremidades inferiores de un chimpancé, un australopithecus y un humano moderno

[la conferenciante muestra un vídeo de la locomoción comparada de un chimpancé, un australopithecus y un humano moderno].

Y para complicarlo un poco más, hace unos años se descubrieron otros fósiles fuera del Rift Valley, en el Chad. Concretamente se descubrió un fragmento mandibular con una edad de 3,5 millones de años, que pertenece a otro Australopithecus, concretamente el Australopithecus bahrelghazali. Eso significa que no solo encontramos ancestros nuestros en la parte este de África, sino que había también homininos más allá. Seguramente, en épocas de bonanza, con un clima más húmedo, los bosques crecían un poco y los homininos podían salir y migrar hacia otras regiones.

Figura 14. Fragmento mandibular descubierto en el Chad

Más allá del valle del Rift no se ha investigado mucho por razones económicas —las excavaciones son caras y tienes que asegurarte un poco de que encontrarás algo—. Pero hoy en día ya hay nuevas expediciones que van más allá. De hecho, hay un grupo español que está en la región de Guinea Ecuatorial, una zona más tropical, con bosques también, a ver qué encuentran.

Y últimamente nos hemos llevado otra sorpresa con los Australopithecus. Desde siempre se había dicho que los primeros homininos que fabricaron herramientas fueron los del género Homo, más tarde que los Australopithecus. Estos las usaban pero no las fabricaban, igual que hacen los chimpancés, por ejemplo. Pero hace solo dos años, en 2023, en el yacimiento de Lomekwi, en Kenia, se encontraron unas herramientas líticas que tienen 3,3 millones de años. Son las más antiguas jamás descubiertas, y hace 3,3 millones de años solo había Australopithecus, lo que significa que estos ya fabricaban herramientas líticas. Además se han encontrado huesos que han sido descarnados o que tienen marcas de corte.

Y el último australopiteco que encontramos en el este de África es Australopithecus garhi que veis aquí (figura 15). Este es el que se ha postulado como el posible ancestro de los primeros representantes del género Homo. Tiene una datación de 2,5 millones de años, justo cuando aparecen los primeros representantes del género Homo.

Figura 15. Australopithecus garhi

Garhi tiene un cerebro pequeño (450 cm³), tiene prognatismo, y sus dientes son grandes.

Os presento al Indiana Jones de la paleoantropología moderna. Se llama Lee Berger y ha revolucionado la paleoantropología de los últimos años (figura 16). Es un sudafricano que trabaja en la Universidad de Witwatersrand y va por el mundo dando charlas y entusiasmando a la gente con la paleoantropología. Pero además, ha hecho dos hallazgos muy interesantes en los últimos años. Ha descubierto el Australopithecus sediba, en el yacimiento de Malapa.

Sediba tiene 1,8 millones de años. Es un poco más alto que Lucy, pero aún tiene brazos largos, ángulo valgo, los pies un poco primitivos, la caja torácica también es estrecha por la parte superior y ancha por la parte inferior y un volumen encefálico también pequeño. Eso significa que desde hace 7 millones de años hasta hace 2 millones de años no hubo una presión selectiva para el incremento del tamaño del cerebro. Esta presión vendrá después con el género Homo. Su mano es moderna, derivada, y tiene la capacidad de hacer la pinza de precisión con los dedos, lo que sirve para agarrar cosas de forma precisa. Esta habilidad se ha relacionado con la fabricación de herramientas líticas. Aunque no se han encontrado herramientas líticas en el yacimiento de Malapa.

En resumen, desde hace 7 millones de años encontramos una serie de homininos muy diversos y cada vez más evolucionados. En la figura 16 también aparecen los del género Homo.

Figura 16. Evolución del linaje hominino

¿Cuáles son las evidencias que esperamos en los próximos años?

Si nos fijamos en la figura 16, vemos diferentes especies de homininos pero no se ha añadido una línea evolutiva entre ellas. Cuando yo estudiaba siempre se establecían líneas. Actualmente eso no lo hacemos porque, tal como hemos visto, en un mismo momento hay diferentes especies conviviendo y no sabemos cuáles serán las ancestras de las siguientes, exactamente. En lugar de hablar de un árbol genealógico, hablamos de muchas ramas diferentes, algunas con éxito evolutivo y otras se extinguieron.

En los próximos años esperamos encontrar más especímenes, por ejemplo del Australopithecus deyiremeda, y ver su variabilidad. Y también esperamos encontrar más homininos, sobre todo entre 7 y 5 millones de años, ya que realmente sabemos muy poco. Por lo tanto tenemos que seguir excavando en diferentes partes de África, y para eso necesitamos más financiación.

Además, el análisis del ADN lo está revolucionando todo. De momento solo hemos encontrado material genético hasta 450.000 años, ya que son moléculas que se van degradando. Pero quizás encontremos en individuos más antiguos. Eso sí que visualizaría nuestro árbol evolutivo, y sí que podríamos trazar esas tendencias evolutivas de ancestro-descendiente.

Coloquio

Cambio un poco de tema, pero ¿nuestro ADN cuánto tiene de neandertal y cuánto de sapiens?
Si eres de origen europeo, entre el 2 y el 4 % de tu material genético proviene de los neandertales. En otras poblaciones no europeas, la proporción baja.

¿Cuál es el estudio genético más antiguo de una dentadura?
En Atapuerca han analizado genéticamente dentaduras de 450.000 años, pero cada vez las técnicas son mucho más eficientes y quizás podamos ir más atrás. Hoy en día se obtiene material genético del propio yacimiento, sin ningún fósil. Por ejemplo, está la especie de los denisovanos, que convivieron con los neandertales y los sapiens en Asia, que los conocemos mejor por su genética que por sus fósiles.

¿No nos podemos encontrar con sorpresas en los yacimientos de Asia?
Sí, hay que pensar que en Asia, hasta hace poco, se había excavado muy poco. Y hoy en día estamos encontrando muchas sorpresas, sobre todo debido a las excavaciones chinas.

 

Conferencia de la Astronómica de Sabadell. Frédéric Courbin, 14 de enero de 2026.

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En esta charla voy a hablar de dos cosas: lentes gravitacionales y cosmología, y de cómo se puede aplicar el estudio de las lentes gravitacionales a la cosmología. En particular, de cómo se pueden medir los parámetros cosmológicos, especialmente la constante de Hubble, H₀.

Empecemos por la ley de Hubble que es la primera ley de la cosmología. Siempre digo que debería llamarse la ley de Lemaître porque fue el primero que la descubrió y publicó. Hoy en día sabemos que Hubble leyó el artículo de Lemaître de 1927 y dos años después publicó su propia teoría. Así funciona muchas veces la ciencia.

La ley de Hubble-Lemaître dice que cada galaxia que observamos parece alejarse de nosotros, y la velocidad de esa galaxia es mayor cuanto más lejana está, es una relación lineal:

Y esto parece un poco raro porque parece que todo se aleje de nosotros y que nosotros seamos el centro del Universo, pero hay que tener en cuenta que cada punto del Universo es equivalente, y esta ley se cumple en cualquier otro punto.

En la fórmula anterior H₀ és la llamada constante de Hubble y nos dice a qué ritmo se expande el Universo, en unas unidades muy raras: km/s/Mpc. Hoy en día sabemos que vale aproximadamente 70 km/s/Mpc

Para obtener esta ley, Hubble tuvo que medir la distancia y la velocidad de alejamiento de unas cuantas galaxias. Medir la velocidad es relativamente sencillo ya que se obtiene directamente del corrimiento al rojo de las líneas espectrales que se observa en los espectros, pero medir la distancia es muy difícil.

Para medir distancias tenemos, más o menos, dos métodos. Uno es el método de las candelas estándar: se mide el brillo del objeto, se supone que conocemos su brillo intrínseco y se compara con el brillo aparente; la diferencia se debe a la distancia. Por ejemplo, una supernova de tipo Ia explota siempre con el mismo brillo (al menos eso creemos), y una  supernova más brillante estará más cerca que una menos brillante. El otro método es el de los metros estándar. Aquí se supone que conocemos el tamaño físico de un objeto de un cierto tipo. Se mide su tamaño aparente y a partir de eso se deduce la distancia. Ninguno de estos métodos es perfecto, y ese es el gran problema. Además tenemos el método de las lentes gravitatorias, que no encajan en ninguna de estas dos categorías, y os explicaré cómo funcionan.

Gracias a las supernovas de tipo Ia se midió la aceleración de la expansión del universo. Ese descubrimiento dio lugar al Premio Nobel en 2011, y la consecuencia es la hipótesis de la existencia de una energía oscura repulsiva que explicaría la expansión acelerada del universo. Todos los modelos cosmológicos dependen, al final, de esta constante de Hubble, y el problema que tenemos actualmente en astronomía, astrofísica y cosmología observacional es lo que llamamos la “tensión de Hubble”, es decir, que tenemos dos medidas distintas de H₀ que deberían coincidir, pero no lo hacen.

Un método utiliza el mapa del cielo en microondas como metro estándar. En este mapa, cada mancha tiene una temperatura cercana a 2,7 kelvin, con pequeñas desviaciones, que son las que vemos en la figura 1.

Figura 1. Radiación cósmica de fondo

Si se mide la separación angular entre dos puntos de temperaturas distintas —rojos, azules o verdes— y se hace un histograma se obtiene la siguiente gráfica (figura 2). En el eje horizontal tenemos la separación angular entre dos regiones del mapa, y en el vertical el número de pares con esa separación.

Figura 2. Histograma de la radiación cósmica de fondo

Esto muestra que hay muchas más regiones separadas por aproximadamente un grado en el cielo que por otros valores. Ese ángulo es el metro estándar. Se puede calcular que ese ángulo de un grado corresponde, en el modelo cosmológico actual, a unos 147 Mpc. De esta manera tenemos un ángulo conocido, un metro estándar, y podemos deducir la distancia hasta el fondo cósmico de microondas. Lo que mide el fondo cosmológico es la distancia hasta la época en la que se emitió esa radiación. Se observa hoy, pero corresponde a un corrimiento al rojo de aproximadamente z = 1100.

Figura 3. Constante de Hubble des de z=1100 hasta hoy en día

En la figura 3 podemos ver cómo ha cambiado el valor de la constante de Hubble a lo largo del tiempo. Con la radiación de fondo cósmica medimos H(z) en z = 1100, aplicamos el modelo cosmológico y obtenemos la curva que se ve en la gráfica. Al principio el Universo se desaceleró y a partir de un momento dado empezó a acelerarse. Siguiendo esa curva hasta z = 0 obtenemos H₀. El valor resultante es de alrededor de 67 km/s/Mpc, con una precisión del 1%. Es una medida extremadamente precisa. Sin embargo, precisa no significa necesariamente correcta porque depende de la medida en z=1100 y del modelo cosmológico.

También se puede medir H₀ directamente usando objetos más cercanos como supernovas, y se obtiene un valor de 72 km/s/Mpc, con un error de aproximadamente el 2 %.

Evidentemente con los dos métodos deberíamos obtener el mismo valor y esto no ocurre. Es lo que se llama la Tensión de Hubble. Y hay un fuerte debate, ya que quienes miden el fondo cósmico de microondas dicen que su resultado es el correcto; y quienes hacen medidas directas dicen lo mismo; y los teóricos afirman que el modelo y la forma de la curva también son correctos. Se trata del gran problema de la cosmología actual.

Las lentes gravitacionales se pueden utilizar también para medir el valor de la constante de Hubble, y la gran ventaja de este método es que no depende de ningún otro: es completamente independiente. Por eso es tan importante. Vamos a ver cómo funciona.

Antes de hablar de lentes gravitacionales, tengo que decir algunas palabras sobre los cuásares, porque nos ayudan a medir lo que se llama el desfase temporal, que es la cantidad directamente relacionada con H₀.

Un cuásar es un agujero negro en el centro de una galaxia, un agujero negro supermasivo, con millones de masas solares. El agujero negro en sí no se ve, pero la materia que cae en él se calienta, emite radiación y brilla intensamente. Vemos así el centro de muchas galaxias —no de todas, pero sí de muchas— donde la materia cae hacia el agujero negro y emite luz que se puede observar a enormes distancias.

La tasa de caída de materia no es constante: a veces cae un poco más, a veces un poco menos, y por eso el brillo varía con el tiempo. A esta región luminosa asociada al agujero negro supermasivo se la llama cuásar, nombre que viene de quasi-star (cuasi-estrella), porque cuando se descubrieron, con telescopios terrestres se veían simplemente como un punto, similar a una estrella. Sin embargo, al analizar su espectro se vio que no eran estrellas, de ahí el nombre.

Si entre un cuásar y el observador hay una galaxia, esta galaxia actúa como una lente desviando la luz, de manera similar a una lente óptica (figura 4). La galaxia genera un pozo gravitacional que deforma el espacio. Si una partícula cae en ese pozo, su trayectoria depende de la forma del potencial gravitacional. Lo mismo ocurre con la luz: al pasar cerca del pozo gravitacional no cae en él, pero sí se desvía.

Figura 4. Esquema de una lente gravitatoria

Esta desviación produce varias imágenes de la fuente original. En este esquema tenemos un cuásar, una galaxia que actúa como lente gravitacional, y la luz puede seguir distintos caminos. Desde el punto de vista del observador, se ven dos imágenes del mismo cuásar. A veces son cuatro, y en casos más complejos incluso seis.

Todo esto depende de la geometría del sistema y de la distancia recorrida por los fotones en cada trayectoria. Como los caminos no tienen la misma longitud, la luz no llega al mismo tiempo. Por eso, si el cuásar presenta variaciones de brillo, estas se observan en las distintas imágenes con un cierto retraso. A esto se le llama el desfase temporal.

Este desfase temporal se puede medir, y existe una fórmula que lo relaciona con las distancias en el Universo y otros parámetros (figura 5). Se trata de un método propuesto por el astrónomo danés Sjur Refsdal en 1964.

Figura 5. Fórmula de Refsdal para las lentes gravitatorias

Lo importante aquí es que, a partir del modelo del pozo gravitacional del objeto central y del desfase temporal, se puede deducir H₀. En un universo más pequeño, H₀ es mayor; en un universo más grande, H₀ es menor. El desfase temporal varía de forma inversa: un desfase pequeño implica un H₀ grande, y viceversa. Por lo tanto, distintos valores de H₀ producen distintos desfases temporales.

Os muestro algunos ejemplos reales de lentes gravitatorias de cuásares (figura 6).

Figura 6. Ejemplos de lentes gravitatorias

Todas estas imágenes provienen del telescopio espacial. Son objetos extremadamente pequeños en el cielo: del orden de un segundo de arco. Para hacerse una idea, un segundo de arco es aproximadamente el tamaño angular de un cráter de un kilómetro en la Luna visto desde la Tierra. Es muy pequeño.

Para que el método funcione, necesitamos medir los desfases temporales y modelar correctamente el pozo gravitacional de la lente, que es el objeto central. Finalmente, también hay que tener en cuenta todos los objetos que se encuentran a lo largo de la línea de visión, ya que también contribuyen a desviar la luz. El efecto principal proviene de la lente principal, pero otras galaxias a lo largo del trayecto de la luz también influyen en la geometría del sistema.

Así pues, para obtener todos estos datos tenemos que observar estos cuásares de forma continua para ver cómo varía el brillo de las imágenes lenteadas del cuásar. Para ello usamos varios telescopios: uno en Uzbekistán, dos en Chile —en el observatorio de La Silla y en Paranal, en la ESO—, uno en el Observatorio de Haute-Provence, en Francia, y el telescopio nórdico en La Palma. La idea es observar cada dos o tres noches durante muchos años. Es un proyecto complejo y costoso: cada punto de una curva de luz cuesta del orden de 500 euros.

Como estos telescopios están en la Tierra, las imágenes de los lentes son borrosas debido a la atmósfera. Por eso es necesario aplicar técnicas de procesamiento de imagen para mejorar la nitidez. Esto se hace mediante algoritmos de deconvolución.

Estas son curvas de luz de un cuásar cuádruple (figura 7). Cada una corresponde a una imagen distinta del mismo cuásar. A simple vista ya se aprecia el desfase temporal entre ellas. En el eje horizontal está el tiempo y en el vertical el brillo. La idea es medir cuántos días, semanas, meses o años separan las variaciones entre las distintas curvas.

Figura 7. Curvas de luz de un cuásar cuádruple

Os muestro un ejemplo que me gusta especialmente porque lo ilustra muy bien: aquí hay seis imágenes del mismo cuásar (figura 8). Al principio pensamos que se trataba de dos cuásares distintos, uno con cuatro imágenes y otro con dos. Sin embargo, al analizar las curvas de luz vimos que las variaciones de estas dos imágenes eran idénticas entre sí, y distintas de las otras cuatro. Eso demuestra que todas las imágenes corresponden al mismo cuásar.

Figura 8. Cuásar séxtuple

En este objeto tenemos muchos desfases temporales distintos, lo que lo convierte en un sistema muy potente para medir la constante de Hubble mediante lentes gravitacionales. Este ejemplo es solo para ilustrar el tipo de datos que obtenemos.

Una vez que obtenemos las curvas de luz, el análisis no termina ahí. En principio, después de corregir el desfase, todas las curvas deberían coincidir exactamente. Sin embargo, no es así. La razón es que delante de cada imagen del cuásar hay también estrellas de la galaxia lente. Estas estrellas son distintas para cada imagen y producen un efecto adicional de lente gravitacional que introduce variaciones de brillo independientes en cada imagen. Este fenómeno se llama microlenteo gravitacional.

Este efecto se puede modelar, por ejemplo, con una pendiente por año, un polinomio u otro tipo de función, y luego corregirlo. Pero es un trabajo largo y delicado, y por eso necesitamos observar durante muchos años. En algunos periodos se puede medir muy bien el desfase temporal, mientras que en otros es mucho más difícil debido al paso de estrellas frente a la imagen. Estos son efectos muy pequeños, de ahí el nombre microlenteo: los ángulos de desviación son del orden de microsegundos de arco.

Después de corregir estos efectos, finalmente obtenemos el Δt que aparece en la ecuación. El siguiente paso es determinar el pozo gravitacional de la lente. Para ello utilizamos imágenes de muy alta resolución, como las del telescopio espacial. Aquí vemos un ejemplo de galaxia lente y el anillo de Einstein (figura 9). El grosor del anillo nos permite medir la pendiente del perfil de masa de la lente en esta región (flecha en la figura), que es la más relevante para el cálculo del desfase temporal.

Figura 9. Ejemplo de lente gravitatoria y anillo de Einstein

Sin embargo, no podemos conocer el pozo gravitacional completo solo a partir de las lentes, porque las galaxias tienen mucha materia oscura, que desconocemos. Por lo tanto, en el modelo hay que incluir un perfil de materia oscura y restringir sus parámetros. Pero estos parámetros no se pueden fijar únicamente con las imágenes: la masa total que genera el pozo gravitacional proviene tanto de la parte visible de la galaxia como de la materia oscura, si esta existe.

Aquí vemos nuevamente el sistema con seis imágenes (figura 10). Se puede ver una imagen tomada por el Telescopio Espacial Hubble (izquierda) y la misma obtenida por el telescopio James Webb (derecha). La diferencia es notable: el anillo de Einstein se ve mucho mejor con el James Webb, no sólo porque el telescopio es más grande, sino también porque observa en el infrarrojo, donde las galaxias lejanas se detectan mejor que en el óptico. Una imagen es óptica y la otra infrarroja.

Figura 10. La misma lente gravitatoria fotografiada por los telescopios Hubble y James Web

El campo de visión aquí es de unos cinco segundos de arco. Para comparar, la resolución del telescopio de Sabadell es de unos tres segundos de arco. Con un telescopio así, este objeto ocuparía apenas unos pocos píxeles en toda la imagen.

Otra forma de obtener observaciones de alta calidad desde Tierra es mediante óptica adaptativa, como la que existe en el VLT. Se dispara un láser para crear una estrella artificial brillante cerca del objeto observado, y se utiliza para corregir la turbulencia atmosférica. Un espejo deformable, situado en el foco del telescopio, vibra y corrige en tiempo real las distorsiones producidas por la atmósfera. El mismo principio se aplicará en el Extremely Large Telescope, que se está construyendo en Chile. Este telescopio de 39 metros tendrá una resolución —una nitidez— entre cinco y seis veces mejor que la del James Webb, pero además con un poder colector mucho mayor: podrá recoger muchos más fotones y, por lo tanto, observar objetos mucho más débiles. Estas son las herramientas que vamos a utilizar en un futuro cercano. Esperamos que el ELT empezará sus observaciones en 2028.

Después de hacer todo este proceso para muchas lentes gravitatorias hemos obtenido un valor de la constante de Hubble de 73,7 km/s/Mpc. Así pues, la tendencia es clara: los resultados tienden a confirmar la llamada tensión de Hubble.

Ahora bien, en el modelo que utilizamos medimos bien la pendiente del perfil de masa allí donde aparecen los arcos o las imágenes del cuásar, pero no necesariamente en el centro de la galaxia. ¿Por qué es importante esto? Porque existen distintos modelos de distribución de masa que pueden reproducir exactamente la misma imagen observada, pero que predicen distintos desfases temporales.

Por eso no basta con conocer la pendiente del perfil de masa solo en esta región; también necesitamos información del centro de la galaxia. Pero con las lentes gravitacionales solas no tenemos esos datos. Aquí es donde entran nuevas observaciones, por ejemplo con espectroscopía del James Webb. El James Webb puede hacer lo que se llama espectroscopía de campo integral: son observaciones en las que cada píxel contiene un espectro.

Esto es importante porque cada espectro lleva la firma de las estrellas contenidas en ese píxel. Las estrellas no se ven individualmente, pero su movimiento interno ensancha las líneas espectrales. Si las estrellas no se movieran, las líneas serían muy estrechas. El ensanchamiento de las líneas depende de la profundidad del pozo gravitacional. Si el pozo gravitacional es profundo, las estrellas se mueven más rápido; si es más plano, se mueven más lentamente. Midiendo este ensanchamiento podemos determinar la dinámica estelar de la galaxia lente, es decir, el movimiento de las estrellas dentro de ella. Esto se puede medir en muchas posiciones, incluso en el centro de la galaxia.

Así, combinamos las imágenes del James Webb con la espectroscopía para reconstruir el pozo gravitacional completo a lo largo de todo el campo de visión. Esto nos da restricciones mucho más fuertes sobre la forma real del potencial gravitacional, que antes podía variar casi libremente.

En conclusión, si hacemos este análisis —combinando lentes gravitacionales y dinámica estelar— para la muestra actual, que por ahora incluye solo siete lentes bien estudiados (aunque tenemos desfases temporales medidos para unos 50 cuásares), obtenemos un valor de H₀ cercano a 72 km/s/Mpc.

No podemos decir todavía que esto sea una prueba definitiva de la tensión de Hubble, pero sí es el único método completamente independiente de los demás que confirma esta discrepancia. Lo más probable es que tengamos que revisar el modelo cosmológico estándar, ya que la curva que se obtiene con él (figura 3) no es correcta.

Sin embargo, no se puede simplemente modificar la curva para que pase por el punto correcto, ya que al cambiar la curva se modifican también la cantidad de energía oscura y de materia oscura, lo que afecta inmediatamente las predicciones del fondo cósmico de microondas. No se puede resolver un problema introduciendo otro.

Por eso la situación es tan difícil. La cosmología se enfrenta actualmente a un problema profundo. Aunque la diferencia entre estos dos puntos pueda parecer pequeña, sus consecuencias pueden ser enormes: por ejemplo, podría significar que la energía oscura no existe, o que la materia oscura no existe, o que hay que cambiar algo fundamental en el modelo cosmológico.

Otra posibilidad es que sí existan la materia oscura y la energía oscura, pero que nuestra teoría de la gravedad no sea correcta. Eso implicaría revisar incluso la relatividad general, lo cual sería un cambio muy profundo.

Coloquio

En los diferentes métodos, ¿todos tienen el mismo rango de error o hay diferencias también en los posibles errores de las mediciones?
Aquí tenemos un método con errores muy pequeños y, la verdad, lo más probable es que sea correcto. En cambio, hay otros métodos con barras de error más grandes. Actualmente hay un proyecto europeo para obtener errores mucho más pequeños con distintos métodos.

Imagino que cada una de las imágenes que hemos visto es el resultado de la combinación de muchas imágenes para minimizar el ruido térmico de los sensores.
Sí, por ejemplo te muestro una imagen que corresponde a unas tres horas de observación con el telescopio espacial. Son varias imágenes apiladas, efectivamente.

Antes comentaste que el procesado era consecuencia de una deconvolución. ¿Utilizáis también procesos de inteligencia artificial para mejorar las imágenes?
No. En inteligencia artificial existe lo que se llama “alucinaciones”: el algoritmo puede producir estructuras que no existen o modificar el flujo real de los píxeles. Eso puede ser útil para obtener imágenes visualmente nítidas, por ejemplo en radiografías médicas para detectar rápidamente un tumor, porque luego se puede repetir la prueba o comprobar desde otro ángulo. Pero aquí no es posible: cada imagen cuesta mucho obtenerla y, después del procesado, no siempre se sabe si el resultado es fiel. Por eso usamos métodos más clásicos de deconvolución.

 

Conferencia de la Astronómica de Sabadell. Josep M. Trigo, 22 de enero de 2026.

Hoy os hablaré de la investigación que realizamos sobre cometas gracias al Observatorio del Montsec, donde disponemos del telescopio Joan Oró, y que nos brinda una oportunidad científica enorme. Esperamos que muy pronto dispongamos de un telescopio aún mayor y, por tanto, podamos abarcar objetos más débiles y retos más ambiciosos.

Prácticamente todo el mundo, hace unas semanas, hablaba del cometa ATLAS, que es el segundo cometa y el tercer objeto interestelar descubierto hasta ahora. En esta charla os hablaré de estos dos cometas y, para empezar, os muestro una imagen del cometa ATLAS tomada con el telescopio Joan Oró (figura 1).

Figura 1. Cometa ATLAS fotografiado con el telescopio Joan Oró

Hay que tener en cuenta que se trata de un telescopio de 80 centímetros, el mayor de Cataluña hasta la fecha, pero también que estos objetos son débiles, difusos y difíciles de captar. Por ejemplo, la primera imagen que obtuvimos del cometa ATLAS se tomó prácticamente tres días después de su descubrimiento y fue todo un reto. Fueron muchas horas para localizar el objeto y poder facilitar al Minor Planet Center la astrometría precisa del cometa. Hay que tener en cuenta que se encontraba en una zona muy poblada de estrellas y que aquí solo tenemos aproximadamente un 5 % del tamaño de la imagen original.

La gran familia del Sol

Cuando empezamos a interpretar y estudiar el sistema solar, hablamos del Sol y de los planetas. El Sol es mucho más grande y masivo que los planetas: serían necesarias unas 330.000 masas terrestres para crear un Sol y, por tanto, la masa del resto de cuerpos es inferior al 1 % de la masa total contenida en el sistema solar. A continuación vemos que existen dos familias muy distintas de planetas: los más cercanos al Sol son rocosos y los más lejanos, gaseosos.

Inicialmente se pensaba que podía identificarse un cierto patrón en la formación de cuerpos planetarios en otros sistemas estelares, pero hoy en día, gracias al descubrimiento continuo de miles de sistemas planetarios, podemos decir que no: que esto es una peculiaridad de nuestro sistema solar y que, a priori, esta dicotomía de planetas rocosos cercanos al Sol y planetas gaseosos más distantes no tiene por qué darse de forma sistemática.

Además de todos estos cuerpos existen otros significativamente más pequeños: los asteroides y los cometas. Los asteroides se formaron a partir de cuerpos aún más pequeños, inicialmente de tamaño métrico, que se fueron agregando para formar lo que llamamos planetesimales. Los cometas se formaron a partir de objetos helados, una mezcla de materiales: quizá un tercio de cada componente, material orgánico, hielos —no solo agua, sino también metano, amoníaco y muchos otros tipos de hielos— y pequeñas partículas minerales, muchos silicatos cristalinos que se formaron cerca del Sol.

Los asteroides no diferenciados tienen una gran importancia porque contienen los primeros materiales sólidos de todo el Sistema Solar. Esto es relativamente fácil de explicar: en un entorno donde los objetos se iban acumulando, cuanto más lejos estaban del Sol más lentamente se movían, y sus encuentros no eran muy energéticos, lo que hizo que nacieran con estructuras porosas. Fueron creciendo a partir de colisiones mutuas y acumulándose unos con otros.

Sus componentes dependían fundamentalmente de su distancia al Sol. En primer lugar hay que tener en cuenta que la luminosidad del Sol primitivo —no solo en el visible, sino también en el infrarrojo, el ultravioleta, etcétera— era inmensamente más energética, con una capacidad radiativa cinco o seis veces superior a la del Sol actual.

En un entorno radiativo tan intenso, todo lo que estaba cerca del Sol se vaporizaba prácticamente de forma instantánea. Durante su nacimiento, a medida que se producía el colapso de la estrella, se produjeron importantes estallidos energéticos que fueron barriendo progresivamente la nube de gas —hidrógeno y helio— a partir de la cual se estaba formando. Además, cuando el Sol entró en ignición, comenzó a fusionar deuterio y después hidrógeno, y generó un viento solar intensísimo, el viento solar de la fase T Tauri, que barrió literalmente el gas de su entorno.

Como consecuencia de esta fase, los materiales que permanecían alrededor del Sol comenzaron a condensarse, debido al descenso drástico de la temperatura. Mientras hay gas denso, las colisiones entre hidrógeno, helio y otros elementos químicos mantienen el calor; pero cuando esta densidad de gas decrece, la temperatura baja y es entonces cuando aparece la química. Es la química de la condensación de las partículas sólidas, de los primeros minerales sólidos del sistema solar, independientemente de que también entraran partículas procedentes de estrellas cercanas.

Hoy en día, gracias al estudio de los meteoritos —especialmente las condritas— sabemos que el Sol se formó en un entorno con muchas estrellas. No sabemos si era un cúmulo o una asociación estelar, pero sí que había una elevada densidad estelar, y se incorporaron algunos granos presolares formados en las capas externas de estas estrellas, más allá de la fotosfera, donde se condensan pequeñas partículas con anomalías isotópicas muy peculiares de sus atmósferas.

Todo esto quedó incorporado en los materiales que, a su vez, se fueron condensando y acumulando hasta formar los cuerpos que conocemos de nuestro sistema solar, en particular los meteoritos que llamamos condritas.

Hoy en día, y gracias al telescopio James Webb, se han identificado dos tipos principales de discos protoplanetarios (figura 2). Por un lado, los discos más compactos, donde existe un continuo de material y una deriva de los sólidos hacia el interior a través del disco protoplanetario debido a la fricción interna. En estos entornos, la mayoría de los elementos ya se encuentran en forma sólida —han formado pequeños granos minerales— que están en colisión continua entre sí. Además, existe un gas residual que también se produce por estas colisiones, con procesos de vaporización asociados; el disco compacto es, en gran medida, consecuencia de estos mecanismos.

Más allá de la línea de hielo, los pequeños granos minerales —típicamente de tamaño micrométrico— acumulan hielos a su alrededor, ya que las temperaturas son muy bajas. Estos pequeños objetos sufren colisiones que generan fricción, a causa de la cual, y en escalas temporales que pueden ir de cientos a decenas de miles de años, irían cayendo hacia el Sol. Como consecuencia, se produce una mezcla entre componentes más frágiles y porosos —ricos en volátiles como los hielos— y materiales más refractarios —más resistentes a las altas temperaturas— que se condensan y se acumulan preferentemente cerca del Sol.

El segundo tipo de disco protoplanetario tiene forma de anillos. Dado que nuestro Sistema Solar presenta diferentes grupos de meteoritos no diferenciados, parecería que su disco fue de esta forma. En cada disco se almacenaron materiales diversos: algunos acabaron casi deshidratados y otros conservaron materiales hidratados.

Figura 2. Dos tipos de discos protoplanetarios observados por el telescopio James Webb

Así, en una etapa muy temprana del sistema solar, que apenas duró unos diez millones de años, se estableció la constitución básica de nuestro sistema solar actual. Cada uno de los planetas del sistema solar es el producto de cientos o miles de colisiones entre embriones planetarios. Es decir, en un estadio temprano había millones de cuerpos kilométricos o de decenas y cientos de kilómetros que, inevitablemente, se fueron encontrando y creciendo. Podemos hacer números, pero para formar una Tierra de más de 6.000 kilómetros de diámetro se necesitan muchos cuerpos de estas dimensiones.

Para explicar la composición de la Tierra y de otros planetas es necesario mezclar materiales procedentes de diferentes cuerpos. Y las muestras de meteoritos que tenemos son muy variadas. Hay algunas muy deshidratadas y otras no tanto. Y aún desconocemos muchas cosas sobre muchos asteroides, como por ejemplo el mayor de ellos: Ceres. Ceres es una auténtica maravilla y, además, contiene más agua que la propia Tierra. Por tanto, la exploración de Ceres nos permite retroceder en el tiempo unos 4.550 millones de años para averiguar cómo eran los cuerpos hidratados que contribuyeron a la formación de nuestro planeta, aunque probablemente fueron una minoría. En términos porcentuales creemos que un 70 u 80 % de los cuerpos que formaron la Tierra fueron condritas ordinarias, prácticamente deshidratadas, y solo un pequeño porcentaje correspondería a cuerpos como Ceres, más similares a las condritas carbonáceas.

Afortunadamente, disponemos de misiones espaciales que han permitido describir muchos de estos cuerpos fascinantes, como la misión Dawn, que nos proporcionó imágenes únicas tanto de Vesta como de Ceres. Pero dado que esta charla trata sobre cometas, quiero hablaros de la misión Stardust, que fue la primera misión de retorno de muestras de un cuerpo distinto de la Luna (figura 3).

Figura 3. La sonda Dawn

Esta misión capturó partículas procedentes del cometa 81P/Wild 2, desplegando un panel con aerogel de dióxido de silicio mientras atravesaba la coma del cometa. Las partículas penetraron en el aerogel a una velocidad superior a 6 km por segundo. La mayoría se fragmentaron, pero algunas quedaron intactas para su estudio.

Durante mi posdoctorado en la UCLA, tuve la oportunidad de formar parte del Preliminary Examination Team y de analizar algunos de estos impactos y partículas. Lideré un estudio sobre la física de la excavación de estas trazas en el aerogel, descubriendo que muchas de estas partículas contenían volátiles. Como consecuencia de esta vaporización súbita de los materiales, se generaron cavidades en la parte inicial de las trazas. La ruptura y la rápida sublimación de la fase volátil provocaron una sobrepresión que hizo que las partículas quedaran adheridas a las paredes de estas trazas excavadas en el aerogel.

Para hacernos una idea de cómo es un cometa por dentro, y teniendo en cuenta que los cometas son una mezcla de materiales que puede variar significativamente según la región donde se formaron, cabe destacar que también contienen minerales cristalinos. Aquí tenemos un ejemplo de una de estas partículas, denominada Febo, que corresponde a una partícula capturada del cometa 81P (figura 4).

Figura 4. Partícula procedente del cometa 81P

Este fragmento está formado por varios minerales distintos: troilita, un sulfuro de hierro, enstatita y un agregado de partículas nanométricas. En una imagen de microscopio electrónico observamos la típica firma de un enriquecimiento en nitrógeno-15, un isótopo que a menudo se ha asociado con materiales característicos del medio interestelar.

Por tanto, los cometas son, en realidad, una especie de puente entre dos mundos completamente diferentes. Por un lado, existen minerales que se formaron cerca del Sol, a alta temperatura, como la enstatita, los cuales fueron expulsados por el viento de la fase T Tauri hacia regiones mucho más lejanas, a decenas de unidades astronómicas, donde se mezclaron con materiales mucho más pequeños, y donde también había materiales procedentes del medio interestelar. Todo ello nos proporciona pistas muy valiosas: si queremos aprender más detalles sobre la formación del sistema solar y de los sistemas planetarios en sus primeros estadios, posiblemente los mejores materiales para estudiarlo son los cometas, aunque obtener muestras de ellos es un reto enorme.

Cuando hablamos de cometas, debemos hablar necesariamente de la misión Rosetta de la Agencia Espacial Europea, cuyo objetivo principal era estudiar y comprender mejor la formación y la naturaleza de los cometas. Las imágenes revolucionarias que nos proporcionó del cometa 67P (figura 5) superan con creces las que recordamos de la misión Giotto, tanto en resolución como en calidad.

Figura 5. Imágenes del cometa 67P

Obviamente, acercarse a un cometa es una obra de ingeniería extraordinaria. Su forma es irregular y su campo gravitatorio no es homogéneo, sino complejo.

Este cometa es un mundo fascinante. Encontramos estructuras que recuerdan a lo que podríamos esperar de una batalla de bolas de nieve: cuerpos que colisionan y que son tan frágiles que se apilan unos sobre otros. A veces llega un cuerpo algo más refractario y genera un cráter. Y todo esto quizá no haya cambiado mucho a lo largo de 4.500 millones de años.

Obviamente, también nos indica que mucho más allá del sistema solar interior, que es el que solemos pensar que conocemos mejor, se producen encuentros entre estos objetos transneptunianos que ocurren casi a cámara lenta. A pesar de ser extremadamente frágiles, las velocidades relativas son tan bajas que, cuando se tocan, se deforman ligeramente, se comprimen localmente, pero quedan “pegados” entre sí para el resto del tiempo. Es absolutamente maravilloso. Con el nivel de detalle que nos ha proporcionado la misión Rosetta, podemos observar todo tipo de estructuras e incluso hacer geología en un cometa.

El cinturón de Kuiper y la Nube de Oort

Más allá de Neptuno encontramos los llamados objetos transneptunianos, que forman el cinturón de Kuiper, del cual el propio Plutón forma parte. Este cinturón fue propuesto teóricamente por Gerard Kuiper, quien, al distribuir de forma homogénea la masa de los cuerpos planetarios del sistema solar, se dio cuenta de que en la región del cinturón principal de asteroides faltaba una enorme cantidad de masa.

Todo ello fue consecuencia de los grandes acontecimientos que tuvieron lugar hace unos 4.000 millones de años en el sistema solar, que acabaron de definir su estructura actual. Los modelos dinámicos de formación muestran que en los primeros estadios del sistema solar, de no haber sido por estos procesos, probablemente habríamos acabado con un cinturón de asteroides inmenso, quizá entre tres y cinco órdenes de magnitud más masivo que el actual.

¿Qué ocurrió entonces? Los planetas gigantes que se habían formado a decenas de unidades astronómicas del Sol, principalmente Júpiter y Saturno, comenzaron a ser arrastrados por el campo gravitatorio de todas estas miríadas de pequeños cuerpos que formaban el cinturón de asteroides. Algunos de los astrónomos de dinámica planetaria más importantes de la actualidad, como Alessandro Morbidelli o Gomes, han desarrollado modelos que permiten reconstruir cómo, a partir de una amalgama de cuerpos primigenios, se llega a una distribución de masas prácticamente idéntica a la que observamos hoy en el sistema solar. Estos modelos explican tanto la formación de los cuatro planetas terrestres como la de los cuatro planetas gigantes gaseosos.

Uno de los episodios clave es el que conocemos como el Gran Bombardeo Tardío, que tuvo lugar unos 700 millones de años después de la formación de los planetas. Durante este periodo se produjo un fuerte estiramiento gravitatorio de los planetas gigantes por parte de los cuerpos del cinturón de asteroides, lo que dio lugar a una migración planetaria. Esta migración desempeñó un papel fundamental en la dispersión de millones de cuerpos, muchos de los cuales acabaron impactando contra los planetas terrestres, produciendo una fase intensa de impactos entre hace 4.000 y 3.800 millones de años.

Estos impactos han quedado registrados en la Luna, que no tiene atmósfera y, por tanto, conserva muy bien el registro geológico. Gracias a las misiones Apolo de la NASA —y al sacrificio de los astronautas que arriesgaron su vida— disponemos de muestras lunares que han permitido datar estos grandes impactos lunares entre hace 4.000 y 3.800 millones de años, un periodo absolutamente clave.

En la figura 6 vemos cómo evolucionó el cinturón de asteroides. Inicialmente era mucho más denso, pero poco a poco se desestabilizó, se ensanchó y se dispersó, reduciendo enormemente su densidad debido al efecto gravitatorio de Júpiter y Saturno, que se fueron desplazando hasta estabilizarse en sus órbitas actuales.

Figura 6. Evolución del cinturón principal de asteroides

Esto no solo lo observamos a través de los modelos, sino también observando la distribución de los objetos más allá de Neptuno. En esta distribución también se aprecian resonancias —distancias múltiples entre sí— algunas de las cuales son destructivas, pero otras son constructivas y allí se acumulan más objetos.

La dispersión de objetos más allá de las 50 unidades astronómicas es una consecuencia directa de las interacciones con los planetas gigantes. Muchos de estos cuerpos fueron lanzados a órbitas más excéntricas y con grandes inclinaciones como resultado de estos encuentros. Distinguimos entre los objetos clásicos del cinturón de Kuiper y los objetos dispersos (scattered objects).

Estos modelos no solo predicen correctamente la masa y la posición de todos los planetas, sino que también explican la estructura completa del sistema solar exterior, y predicen que muchos objetos fueron lanzados al espacio interestelar. Por tanto, sabemos que los objetos que acabaron formando parte del conjunto de objetos interestelares fueron extremadamente diversos, ya que los encuentros con Júpiter y Saturno afectaron de forma distinta a cada uno de estos pequeños cuerpos. Algunos se convertirían en asteroides propiamente dichos, y otros serían cometas.

Y, obviamente, también existe una pléyade de objetos de grandes dimensiones —de miles de kilómetros de diámetro— en la región externa del sistema solar, en el cinturón transneptuniano. Los mayores son Plutón, Eris, Makemake y Haumea.

Recordemos la misión New Horizons de la NASA que, en menos de diez años, llegó al sistema de Plutón gracias a los nuevos sistemas de propulsión, y que continuó viajando hacia otros objetos del cinturón de Kuiper, como el asteroide Arrokoth, también formado por dos cuerpos que se fusionaron (figura 7).

Figura 7. Asteroide Arrokoth fotografiado por la sonda New Horizons

Plutón tiene aproximadamente dos tercios del tamaño de la Luna, con un diámetro ecuatorial de 2.377 km. Es un mundo congelado, pero que probablemente tuvo un océano interno en el pasado. El hecho de tener un satélite muy grande, Caronte, muy cerca, podría haber permitido que Plutón conservara durante buena parte de su historia cierta actividad interna. A pesar de encontrarse muy lejos del Sol, esta energía interna generada por la interacción con Caronte podría explicar que aún hoy queden reminiscencias.

Entre 50.000 y 100.000 veces la distancia Tierra-Sol se encuentra gran parte de los cometas, en lo que llamamos la Nube de Oort. Quizá debido al paso de estrellas cercanas, pueden sufrir interacciones gravitatorias que desestabilizan sus órbitas y hacen que algunos viajen hacia el sistema solar interior. Así se explican muchos de los cometas que llegan con excentricidades prácticamente iguales a 1, pero que aún permanecen débilmente ligados al sistema solar. Seguramente estos cuerpos interactuaron con los planetas gigantes, fueron expulsados hacia el exterior con mucha energía, pero quedaron en el límite gravitatorio del sistema solar.

Todo esto lo seguimos con nuestras limitaciones observacionales. No tenemos el telescopio más grande del mundo, pero sí un telescopio que es el legado de un científico extraordinario, el profesor Joan Oró, que luchó mucho para crear este observatorio junto con otros colegas de la época. Este telescopio permite realizar un seguimiento muy preciso de objetos débiles, hasta el punto de que tanto la ESA como la NASA lo utilizan por sus capacidades de seguimiento de asteroides y cometas.

Cometa Borisov

Entrando ya en la parte final de la charla, dedicada a los cometas interestelares, hablaré primero del cometa Borisov. Este objeto tenía una órbita claramente hiperbólica, con una excentricidad superior a 3. Fue descubierto por un astrónomo aficionado, Gennadiy Borisov, que también fue coautor del trabajo publicado posteriormente sobre este cometa.

Las observaciones realizadas con espectropolarimetría revelaron que la polarización de este cometa era más alta que la que normalmente se mide en los cometas del sistema solar. Esto es coherente con el hecho de que este objeto ha estado sometido durante miles de millones de años al espacio interestelar, lo que le confiere unas peculiaridades que luego se hacen evidentes cuando lo estudiamos.

Por otro lado, Julia de León, del Instituto de Astrofísica de Canarias, llevó a cabo magníficas observaciones espectroscópicas que proporcionaron algunos de los mejores espectros obtenidos de este cometa. Los resultados demostraron que no presentaba una gran cantidad de detalles, ya que los cometas cuando pasan lejos del Sol no muestran una sublimación intensa de los hielos ni una gran abundancia de partículas a su alrededor. Normalmente se asemejan a objetos oscuros, con pocas firmas de minerales cristalinos y, por tanto, sin detalles espectrales muy definidos.

Figura 8. Cometa 2I/Borisov fotografiado por el telescopio Hubble

El radio de su núcleo se estimó inicialmente entre 0,7 y 3,3 km, pero observaciones posteriores con el telescopio espacial Hubble (figura 8) permitieron restringirlo a un tamaño probablemente inferior a 0,5 km. David Jewitt, en particular, obtuvo observaciones muy relevantes sobre lo que parece que ocurrió en la fase final del paso del cometa, una etapa que pocos pudieron observar debido a la geometría desfavorable de la órbita, y en la cual el cometa sufrió un proceso de fragmentación.

Evidentemente, un objeto de menos de un kilómetro no lo veríamos con nuestros telescopios y cámaras; lo que realmente estamos viendo es la coma del cometa, una envoltura de gas y partículas. Estas partículas son las que producen la dispersión de la luz solar, y para que este proceso sea eficiente es necesario que el tamaño de las partículas sea comparable a la longitud de onda de la luz reflejada. Por tanto, en el rango visible, son las partículas micrométricas las que generan buena parte de la coma difusa que vemos alrededor del falso núcleo.

En general, esperamos que la mayoría de estos cometas interestelares contengan hielos susceptibles de sublimar, mezclados con partículas sólidas que inicialmente no necesariamente son micrométricas. Pueden ser agregados mayores. Dado que estas partículas están mezcladas con el hielo, en el momento en que escapan de la superficie debido a la sublimación y a la presión del gas, quedan expuestas a la luz solar y comienzan a fragmentarse, formándose muchas partículas micrométricas. Es entonces cuando la coma empieza a reflejar de forma eficiente la luz del Sol y, por tanto, aumenta su luminosidad.

Obviamente, cada cometa es diferente. Los procesos que tienen lugar en los cometas son muy diversos, ya que son una mezcla de muchos materiales. Además, algunos cometas periódicos, especialmente los que tienen órbitas cortas, van acumulando escombros en su superficie. Cada paso cercano al Sol contribuye a este proceso, de modo que la superficie se va cubriendo de rocas y otros materiales. Como consecuencia de la sublimación progresiva de los hielos, estos cometas van perdiendo actividad con el tiempo. Por tanto, los cometas evolucionan, se fragmentan y generan un conjunto de objetos que representan también un reto observacional considerable.

Si me lo permitís, el cometa Borisov, en comparación con el cometa ATLAS, fue un objeto bastante aburrido: no presentó ningún tipo de actividad inusual. Se realizaron muchísimas observaciones y en ninguna de ellas se detectó ningún estallido repentino de brillo, un fenómeno relativamente común, aunque generalmente de poca amplitud. Las variaciones observadas se mantuvieron dentro de dos o tres décimas de magnitud, y el comportamiento fue muy homogéneo. Esto es una evidencia de una sublimación moderada de los hielos, probablemente como consecuencia del largo tiempo de exposición al espacio interestelar. Es muy posible que no presentara estallidos precisamente porque no contenía grandes cantidades de agua en su interior. La presencia de agua y su distribución dentro de la porosidad del objeto tienen mucho que ver con la posibilidad de que se produzcan estos episodios de actividad repentina.

A partir de las magnitudes observadas, la distancia heliocéntrica, la distancia geocéntrica y el campo de visión, se obtuvieron parámetros como el Afρ, que es una medida de la actividad y de la producción de polvo del cometa en función de la observación.

Cometa ATLAS

Finalmente, pasamos al cometa ATLAS. En la figura 9 podemos ver una imagen de este cometa obtenida con el telescopio Joan Oró. Fue descubierto el 1 de julio, y nosotros conseguimos una imagen ya el día 5, solo cuatro días después del descubrimiento.

Figura 9. Cometa ATLAS desde el observatorio Joan Oró

Llegó con una excentricidad indudablemente hiperbólica: era claramente un cometa interestelar, con una excentricidad superior a 6 y una velocidad nunca observada hasta entonces, de 58 km por segundo.

Las primeras observaciones ya mostraron una coma de gas dominada por dióxido de carbono. Estos datos permitieron obtener las primeras estimaciones de las dimensiones del núcleo, de entre 0,2 y 2,8 km de diámetro.

La velocidad espacial, en particular la velocidad vertical, del cometa ATLAS, era muy elevada en comparación con la de estrellas cercanas y con la de otros objetos interestelares. Esto, junto con la geometría de su trayectoria, permitió concluir que procedía de una región completamente ajena a nuestro entorno local de la galaxia, posiblemente del disco fino o del disco grueso de la Vía Láctea.

Realizando cálculos basados en la geometría orbital y en su dirección de origen, se propuso que este objeto podría tener una edad comprendida entre 7,6 y 14 mil millones de años; es decir, estaríamos hablando de una edad que podría duplicar o incluso triplicar la del sistema solar. Esto ya nos indica, de forma clara, la importancia de estudiar estos objetos, ya que nos permiten aprender no solo sobre la formación del sistema solar, sino también sobre la historia y la evolución de nuestra galaxia.

Otro estudio se centró en analizar la trayectoria del cometa mediante el catálogo Gaia, y los resultados confirmaron que no interceptaba ninguna estrella en un radio de unos 500 pársecs a nuestro alrededor, ni siquiera considerando una escala temporal de unos 10 millones de años. Por tanto, no existe ninguna posibilidad razonable de que proceda de una estrella cercana.

Conviene recordar, lamentablemente, que algunos medios de comunicación dieron voz a afirmaciones completamente infundadas, procedentes de alguien más interesado en vender libros y ganar notoriedad mediática que en hacer ciencia rigurosa, sugiriendo que este cometa podía ser un objeto artificial, una especie de nave enviada intencionadamente. Esto dice muy poco a favor de los medios, que deberían aprender a ser más cuidadosos y responsables, porque si no, cada vez que alguien diga una barbaridad amparándose en una universidad prestigiosa, acabaremos creyéndolo todo. También es importante reflexionar sobre la responsabilidad individual de los científicos: todos tenemos interés en obtener financiación, pero no a cualquier precio.

Si comparamos la fotometría del 2I/Borisov con la del 3I/ATLAS, observamos diferencias muy claras. La fotometría del cometa ATLAS muestra que, a una distancia de unas 2,5 unidades astronómicas —una región donde esperaríamos que el hielo de agua comenzara a sublimar y activara el cometa—, efectivamente se produjo dicha activación. Y prácticamente a la misma distancia heliocéntrica, disponemos también de excelentes observaciones que detectaron el desarrollo de una coma con una tonalidad verdosa, característica del CO₂ pero también del cianógeno.

Posteriormente, otras observaciones confirmaron que este objeto producía una gran cantidad de partículas de tamaño significativo y con un elevado contenido de agua en su estructura. Esto indicaba claramente que se trataba de un agregado.

Disponemos de esta misma evidencia en los espectros obtenidos en el infrarrojo cercano, donde se observa que el cometa ATLAS es muy oscuro. Se realizaron diversas observaciones en las que el espectro puede reproducirse muy bien con una mezcla de hielo de agua y carbono amorfo. Este ajuste concuerda perfectamente con lo que esperaríamos para un objeto primitivo de naturaleza transneptuniana.

Y estudiando los datos obtenidos a longitudes de onda más largas se observó que concordaban muy bien con la presencia de materiales opacos, metales y mesosulfuros, característicos de las condritas carbonáceas, especialmente de las férricas, que son particularmente singulares. Esta es una de las claves para comprender por qué este objeto ha despertado tanto interés.

Pensamos que se trata de un cometa muy especial, que posiblemente se aproxima a la composición de un objeto transneptuniano muy prístino. Contiene grandes cantidades de metales y, al mismo tiempo, observamos muchos gases. Y a diferencia de los cometas del sistema solar que habitualmente producen gases de naturaleza reducida, el cometa ATLAS produjo gases de naturaleza oxidante, lo que sugiere que su composición podría ser similar a la que esperaríamos de un material típico de condritas carbonáceas, con abundantes metales y sulfuros.

Un trabajo relativamente reciente muestra que la dinámica de sublimación depende del porcentaje en volumen de hielo de agua presente en el objeto. Si solo contiene polvo, la sublimación es limitada; pero a medida que la fracción de hielo aumenta, la sublimación se vuelve más eficiente. Cuando supera el 50 %, es fácil que se produzcan estallidos, con expulsión de materiales que se subliman en la coma del cometa.

Durante los últimos 20 años hemos realizado un seguimiento de diversos cometas, incluido 29P/Schwassmann-Wachmann, arquetipo de los cometas que presentan estallidos. Hemos comenzado identificando los estallidos mediante fotometría en diferentes bandas, especialmente en el infrarrojo, ya que las primeras partículas grandes desprendidas del núcleo son las que detectamos primero. Dado que son agregados con hielo, estos se fragmentan de nuevo, y de ahí surgen los estallidos.

Otra cosa curiosa es que se estimó que alrededor de un 1 % de los proyectiles de grandes dimensiones que llegan a la Tierra podrían tener un origen interestelar. Algunos presentan un comportamiento de alta resistencia, consistente con meteoritos metálicos; por tanto, también esperamos meteoritos metálicos procedentes del espacio exterior. Por ejemplo, el objeto ‘Oumuamua mostraba características asteroides y podría encajar en este tipo de cuerpos dispersados desde otros sistemas planetarios.

Así pues, los tres visitantes interestelares identificados hasta ahora ejemplifican perfectamente la diversidad composicional que esperaríamos de cuerpos dispersados en otros sistemas planetarios, de manera similar al nuestro: ‘Oumuamua era un asteroide, Borisov y ATLAS eran cometas, pero mientras que el primero no varió significativamente y se comportó como un objeto cometario difuso y extendido, con una coma homogénea y sin estallidos conocidos; el segundo experimentó un aumento notable de su actividad, en concordancia con su mayor contenido de agua.

Quiero destacar la importancia de estudiar visitantes interestelares para comprender mejor su naturaleza. Los programas de seguimiento y descubrimiento de cometas desempeñarán un papel clave para identificar estos objetos, esperando encontrar uno por año o cada par de años, lo que permitirá estudiar su composición y posibilitará misiones como la Comet Interceptor de la ESA, en la que estamos trabajando.

Obtener información detallada sobre la composición de estos visitantes requerirá ampliar nuestras capacidades de observación. Un reto futuro, que podría darse dentro de una década o más, sería una misión de retorno de muestras de un cometa interestelar. Esta es una tarea extremadamente difícil y requeriría recuperar muestras criogénicas, una técnica que aún no se ha probado en cometas de nuestro sistema solar. Es importante destacar que en Cataluña también trabajamos para poder contribuir a estos objetivos.

Coloquio

Quería preguntarte sobre el Late Heavy Bombardment. Hace años leí que era controvertido, que no estaba claro si realmente existió o no. ¿Qué puedes decirnos al respecto?
Existe cierta controversia sobre la verificación directa del Late Heavy Bombardment en la Luna. Sin embargo, la gran dispersión masiva de objetos por todo el Sistema Solar solo se explica mediante este fenómeno.

He oído que la coma del cometa ATLAS, a la altura de Marte, estaba en dirección contraria al sentido de movimiento. ¿Es cierto? Y si lo es, ¿cuál sería la explicación?
Eso depende de la geometría. La mayoría de los cometas que sufren mucha fragmentación tienen gran cantidad de materiales por delante, desde partículas milimétricas hasta métricas, que pueden adelantarse al movimiento del cometa.

¿Es real la Nube de Oort o solo es una hipótesis para explicar la gran cantidad de cometas? Segunda: ¿cómo pueden actuar gravitacionalmente otras estrellas para desviar cometas hacia la Tierra?
La Nube de Oort no se ha observado directamente, pero debe existir, porque si no, tendríamos muchos más cometas apareciendo desde todas direcciones con excentricidades inferiores a 1. En cuanto a la segunda pregunta, las estrellas cercanas pueden alterar la órbita de estos objetos. Tenemos constancia de pasos de estrellas gracias a las observaciones astrométricas de Gaia, que muestran cómo estos encuentros pueden perturbar regiones más lejanas que inicialmente están ligadas al campo gravitatorio del Sol.

Conferencia de la Astronómica de Sabadell. Cristina Jiménez, 28 de enero de 2026.

Para empezar, quiero haceros tres preguntas: ¿qué es una supernova de tipo Ia?, ¿por qué importa su entorno? y ¿cómo lo estudiamos? En esta charla intentaré explicaros todo esto.

Cuando miramos el firmamento vemos puntitos brillantes, estrellas, y podemos preguntarnos si siempre las veremos iguales. La respuesta es que no, que las estrellas también nacen, viven y mueren, igual que los seres vivos. En esta imagen (figura 1) os presento, de forma esquemática, el ciclo vital de las estrellas: las estrellas nacen a partir de nubes de gas y polvo que se calientan, se condensan y forman una protoestrella.

Figura 1. Ciclo de vida de las estrellas.

A partir de aquí, según tengan más o menos masa, las estrellas siguen dos caminos diferentes. Si son estrellas de baja masa, como por ejemplo nuestro Sol, evolucionarán hacia una gigante roja, después expulsarán sus gases externos y acabarán formando una nebulosa planetaria con una enana blanca en el centro: una estrella muy pequeña, muy caliente y muy densa. La enana blanca será una de las protagonistas de las supernovas Ia.

Por otro lado, podemos tener estrellas de mayor masa. Estas también evolucionan y se convierten en supergigantes rojas. Llega un momento en que su núcleo colapsa y explotan en forma de supernova de tipo II (o supernova de colapso del núcleo). Dependiendo de su masa se convertirán en una estrella de neutrones o en un agujero negro. Pero las estrellas tienen un entorno, no viven solas, y aquí es donde la cosa se complica un poco más.

Según el diccionario, una supernova es una estrella que al final de su vida explota. Lo que también nos dice esta definición es que aumenta mucho su luminosidad. Estrellas que generalmente no se veían en el cielo nocturno, de repente se hacen visibles.

¿Cómo se clasifican? Lo que usamos para clasificar las supernovas son sus espectros (figura 2). Hay dos grandes tipos de supernovas: las de tipo I y las de tipo II. Mientras que las primeras no tienen líneas de hidrógeno, las segundas sí. Y las de tipo I también se pueden dividir en dos grandes grupos según tengan líneas de silicio o no. Si presentan estas líneas son de tipo Ia, mientras que si no las presentan pueden ser de tipo Ib o Ic, según tengan líneas de helio o no.

Figura 2. Clasificación de las supernovas

Las supernovas que nos interesan ahora son las de tipo Ia, ya que su naturaleza es totalmente diferente de las otras. No son supernovas de colapso del núcleo, sino supernovas termonucleares.

La gracia de las supernovas de tipo Ia es que no pueden producirse con una sola estrella. Aquí se necesita, como mínimo, una enana blanca. Puede ser una enana blanca con otra estrella, pueden ser dos enanas blancas, o incluso tres en casos más complejos. Lo más habitual es tener una estrella grande muy cercana a una enana blanca. Como están muy cerca, la gravitación hace que interactúen: una estrella roba masa a la otra. Esta transferencia de masa continúa hasta que la enana blanca alcanza una masa lo suficientemente grande como para dejar de ser estable, y entonces explota.

Una de las cosas que caracteriza a las supernovas de tipo Ia, y que es especialmente interesante, es que son candelas estándar. Imaginemos que tenemos dos bombillas exactamente iguales: una la ponemos al final de un pasillo y la otra más cerca. Evidentemente, la que tenemos cerca la veremos mucho más brillante que la que está más lejos, no porque sea diferente, sino simplemente porque está más lejos y, por lo tanto, la vemos más tenue. Esto es exactamente lo que pasa con las supernovas de tipo Ia. Siempre brillan de la misma manera, pero como pueden estar más cerca o más lejos, no las veremos todas con la misma brillantez aparente. La distancia hace que las veamos diferentes. La gracia es que, como sabemos que brillan igual, las podemos usar para medir distancias. Si se sabe que tienen la misma luminosidad intrínseca pero una de ellas se ve más tenue, querrá decir que está más lejos.

Lo que hacemos es obtener una imagen de una galaxia donde hay una supernova. Medimos su luminosidad a lo largo de los días, aplicamos una serie de correcciones —porque no es tan directo como parece— y obtenemos una curva como esta (figura 3).

Figura 3. Curva de luz de una supernova

Este método de cálculo de distancias, a diferencia de otros métodos como la paralaje u otros métodos geométricos, se puede aplicar a distancias muy grandes y nos permite llegar mucho más lejos y medir distancias de manera muy precisa.

Ahora bien, todo esto que os he explicado sería el mundo ideal. Como ya he dicho, las estrellas no viven solas, sino que viven en galaxias. Las galaxias tienen nubes de polvo, tienen interacciones, e incluso pueden tener un agujero negro en el centro. Entonces ocurre que aplicamos la teoría, medimos la luminosidad, intentamos ajustar la curva… y no es perfecto, porque, como hemos dicho, el entorno importa.

Este es el problema: si intentamos usar la estandarización sin tener en cuenta los efectos del entorno, los cálculos no son exactos. Esto hace que no solo no podamos medir distancias de manera precisa, sino que tampoco podamos, por ejemplo, predecir correctamente el ritmo de expansión del universo, que, por cierto, es uno de los grandes problemas de la cosmología actual.

Hay diferentes vertientes que intentan explicar estas incertidumbres. Se cree que una parte del problema tiene que ver con la estadística aplicada a estas medidas: cómo se hacen, si se hacen correctamente, si los instrumentos están bien calibrados… pero también hay una parte muy importante relacionada con el entorno. Si este entorno altera la medida, no obtenemos la estandarización perfecta que necesitamos para hacer una cosmología realmente precisa.

Uno de los grandes problemas es que no podemos estudiar una supernova como si fuera algo aislado. Hasta hace relativamente pocos años, las supernovas se estudiaban de manera individual: se medía la supernova y se describían sus propiedades. En algunos casos, por limitaciones instrumentales, incluso se tomaban medidas de la galaxia como si fueran medidas de la supernova. Esto es muy problemático, porque al final no todas las galaxias son iguales. No tienen las mismas poblaciones estelares ni los mismos entornos, y las supernovas no se producen todas en las mismas condiciones. Todo esto introduce muchas variables que no controlamos y que perjudican de manera significativa estas observaciones.

Como se puede ver en la siguiente imagen (figura 4), hay galaxias muy diferentes entre sí. Y no solo por sus formas, sino también porque tienen diferentes poblaciones estelares, más o menos nebulosas, e incluso diferente distribución de la materia oscura.

Figura 4. Diferentes tipos de galaxias

Todo esto complica mucho la medida, porque cuando observamos una supernova, no solo estamos captando luz de la propia supernova, sino también de todo lo que hay delante en su propia galaxia. Es como si miráramos a través de un vidrio borroso y no translúcido: lo veríamos todo distorsionado.

El estudio de las supernovas se basa en captar su luz, pero sobre todo en obtener sus espectros. En un espectro se dispersa la luz: tenemos un haz de luz blanca, ponemos un vidrio con una rendija y esta luz se separa en las diferentes longitudes de onda. Y no solo se puede hacer en luz visible, sino que también se puede hacer en otras longitudes de onda. En nuestro caso, principalmente trabajamos en el óptico, el ultravioleta y el infrarrojo, pero en otros ámbitos de la astronomía también se hace espectroscopía de rayos X o de rayos gamma.

Antes de tener técnicas más refinadas, cuando hacíamos el espectro de una supernova también recogíamos mucha luz de la propia galaxia: otras estrellas, gas, polvo, agujero negro central… Hoy en día disponemos de una técnica mucho más precisa que se llama espectroscopía de campo integral (figura 5).

Figura 5. Espectroscopía de campo integral

Normalmente, cuando obtenemos una imagen con un telescopio, ponemos un filtro a una longitud de onda determinada y observamos en esa longitud de onda. Ahora, con esta técnica, en lugar de tener un solo filtro, tenemos un rango muy amplio de longitudes de onda. Esto quiere decir que podemos conocer la distribución energética no solo en una longitud de onda, sino en todas a la vez. Literalmente, tenemos un cubo de datos.

La gracia de todo esto es que ya no estamos poniendo una rendija en un solo punto, sino que tenemos información extendida de toda la galaxia. Esto nos permite discernir mucho mejor el entorno exacto donde se encuentra la supernova. Podemos observar una región concreta en lugar de mezclarlo todo en un solo punto. Todo esto nos da información sobre la distribución espacial y energética del entorno, y es, en cierto modo, lo mejor de dos mundos: la fotometría y la espectroscopía juntas.

De este modo tenemos el cubo de datos de toda la galaxia, y esto nos permite estudiar con mucho detalle no solo la supernova, sino toda la galaxia. Además, lo podemos comparar con estudios anteriores, cuando las medidas se hacían integrando la luz de toda la galaxia. También podemos ver si hay diferencias a escala local, es decir, si las supernovas tienden a ubicarse en lugares concretos dentro de las galaxias, o bien si las propiedades que observamos son intrínsecas de la galaxia en su conjunto.

También hay que tener en cuenta que dentro de una misma galaxia podemos encontrar poblaciones muy diversas, lo que nos puede dar pistas sobre qué tipo de poblaciones favorecen estas explosiones: si tienen lugar en regiones con estrellas más jóvenes o más viejas, más masivas o menos masivas. Al final, todo está correlacionado.

En la práctica se toma la luz de toda la galaxia y se integra toda ella: se colapsa el cubo, se suman todos los píxeles y se hace una integral de toda esta información. Después se hace exactamente lo mismo con la región local donde se encuentra la supernova. En ambos casos, el resultado es un espectro integrado, como el que os muestro de ejemplo (figura 6).

Figura 6. Espectro integrado de una galaxia

A partir de este espectro queremos extraer las propiedades físicas: la masa de la galaxia, las edades de sus poblaciones, las temperaturas, y muchas otras cosas. Hay muchas maneras de hacerlo, algunas más sofisticadas que otras. Nosotros usamos un método llamado síntesis de poblaciones estelares. La idea es la siguiente: tenemos una biblioteca con muchos espectros de estrellas diferentes, de edades diferentes y con composiciones químicas diferentes. El código intenta ajustar una combinación de estos espectros para reproducir el espectro observado. El resultado de este ajuste es la línea roja que veis (figura 6).

Esta línea roja representa la contribución de las estrellas al espectro total. Pero una galaxia no está formada solo por estrellas: también hay gas. Para obtener el espectro del gas, al espectro de toda la galaxia le restamos el espectro de las estrellas. Y con este espectro del gas podemos estudiar muchas propiedades químicas de la galaxia, o mejor dicho, del entorno donde explota la supernova. Una de las cosas que analizamos es la línea de H-alfa y las dos líneas de nitrógeno.

Hoy en día hay otros métodos más avanzados para hacer esto mismo: métodos bayesianos, e incluso hay gente que intenta desarrollar técnicas de inteligencia artificial para caracterizar este tipo de datos. Los métodos bayesianos están bastante desarrollados, pero todavía no disponemos de códigos de síntesis estelar lo suficientemente potentes como para depender exclusivamente de la inteligencia artificial. Es decir, podemos entrenar modelos para que reproduzcan lo que hacen estos códigos, pero aún no existe un sistema completamente automático.

Como os decía, todo este proceso lo hacemos por duplicado, porque lo que nos interesa es comparar los resultados globales de la galaxia con los del entorno local de la supernova. La calidad de la medida la caracterizamos con una propiedad que se llama relación señal-ruido. Lo que a nosotros nos interesa es la señal, es decir, la luz propia de la galaxia, pero siempre hay un fondo que no es información del objeto que queremos estudiar, pero que tampoco es cero. Tiene un cierto valor, más alto o más bajo, dependiendo de la calidad de la medida. Por suerte, cuando trabajamos con galaxias relativamente cercanas, es razonable esperar que las líneas espectrales sean mucho más claras cuando estamos integrando la luz de toda la galaxia que cuando solo analizamos una pequeña región.

Parte de nuestro trabajo consiste en pasar muchas más noches despiertos de las que querríamos. Es cierto que hoy en día, y especialmente en el estudio de supernovas, hay muchos telescopios automatizados que hacen un escaneo del cielo buscando posibles candidatos a supernovas u otros eventos transitorios. Estos sistemas detectan candidatos, y después nosotros —o herramientas de inteligencia artificial— evaluamos si son interesantes o no, y decidimos si hay que observarlos con más detalle. Actualmente, muchos telescopios permiten observar en remoto. Desde tu casa puedes estar conectado al ordenador de un telescopio que se encuentra en la otra punta del mundo, cosa que hace unos años era impensable.

Otra parte importante de mi trabajo es presentar los resultados, como lo que estoy haciendo ahora aquí. Pero todavía no os he presentado los resultados finales de mi estudio. La verdad es que hay varios estudios con resultados bastante inconclusos sobre este tema, pero una cosa sí que está clara: las supernovas de tipo Ia no se producen en cualquier tipo de galaxia ni en cualquier lugar dentro de una galaxia.

Una de las cosas más interesantes que hemos encontrado es que, cuando la supernova explota, los gases se expanden a velocidades muy elevadas. Hemos observado que las supernovas con velocidades más altas tienden a producirse en galaxias más masivas y más rojas. Además, estas galaxias suelen tener una metalicidad más alta.

Básicamente, mi tesis se ha centrado en hacer un análisis global, desarrollar todas estas herramientas y aplicarlas a diferentes estudios para entender mejor el papel del entorno en las supernovas de tipo Ia. En otro estudio, por ejemplo, hemos analizado otros aspectos, como las galaxias en general, usando las mismas herramientas. La gracia de estas técnicas es que permiten estudiar muchísimas cosas diferentes.

Coloquio

Cuando explota una supernova, ¿la velocidad de expansión de los gases puede llegar a velocidades relativistas?
En el tipo de supernovas que yo estudio, no. Estamos hablando de velocidades de decenas de miles de kilómetros por segundo.

Antes de que explote una supernova, ¿ya tenéis hecho el análisis de esa misma galaxia? Porque supongo que el entorno importa, pero al mismo tiempo la supernova también cambia el entorno.
Es un tema complejo, sí. Ha habido casos en los que, por lo que sea, ya se había estudiado la galaxia y se han podido obtener medidas de antes y después de la explosión. Pero observar los progenitores es terriblemente difícil. Hay casos muy puntuales en los que se ha podido hacer porque había imágenes históricas del Hubble y, posteriormente, se ha podido reproducir la misma observación con el James Webb. En la mayoría de los casos, sin embargo, ni siquiera se encuentra el progenitor.

Como no se sabe cuándo explotará una supernova, a nivel observacional, cuando de repente explota una, ¿cómo hacéis para observarla? No me imagino cómo se puede mapear el cielo.
Hoy en día tenemos telescopios que se dedican literalmente a mapear el cielo. Evidentemente, no puedes mapear todo el cielo las 24 horas del día de manera continua, pero combinando telescopios de los dos hemisferios se puede hacer un seguimiento con una cadencia bastante elevada. Los datos que se generan pasan por algoritmos de inteligencia artificial que detectan posibles candidatos a supernova y asignan una probabilidad de que realmente lo sean. Como se trabaja en grandes colaboraciones, lo que se hace es revisar estos candidatos y decidir si pueden ser interesantes o no.