ASTRONÓMICA

Conferencia de la Astronómica de Sabadell. Josep Maria Solanes, 4 de febrero de 2026.

 Comenzaré hablando de la paradoja de Fermi y de cómo se puede explicar. Como veremos, esta paradoja está directamente relacionada con una de las grandes preguntas de la ciencia: ¿estamos solos en el universo? O, dicho de otro modo, ¿por qué no tenemos todavía evidencias de vida más allá de la Tierra? Y cuando hablamos de vida, no nos referimos necesariamente a vida inteligente, sino a cualquier tipo de vida.

Veremos que, si nos limitamos únicamente a las ciencias naturales —y en particular a la astrofísica, que es el campo del que provengo—, solo podemos dar una parte de la respuesta. Para obtener una visión más completa, es necesario ampliar el foco e incorporar otros campos del conocimiento, como la psicología, la economía o la sociología, que comentaré hacia el final de la intervención.

Gran parte de lo que expondré está relacionado con la astrofísica, pero será necesario hablar también de otras disciplinas para ofrecer una respuesta más informada a esta cuestión. Entre medias, comentaré brevemente cuáles son los métodos científicos que utilizamos actualmente desde el planeta Tierra para buscar vida extraterrestre. Al final, compartiré unas reflexiones finales y un breve epílogo.

Comencemos con lo que se denomina el principio copernicano relativista, que deriva de la relatividad especial y que establece que las leyes de la naturaleza son las mismas en todo el universo. Si esto es cierto, la vida no debería ser una excepción: la vida forma parte de la naturaleza.

Este principio llevó a Enrico Fermi, premio Nobel de Física, a plantearse a mediados del siglo XX —de manera totalmente informal, según se dice durante una comida con colegas— la siguiente cuestión: si el universo es tan grande, tiene tantas estrellas y una edad tan considerable, ¿dónde está todo el mundo?

Hoy sabemos que el universo contiene aproximadamente 300.000 trillones de estrellas (hablamos de trillones en el sentido latino, es decir, 10¹⁸). El número total de planetas podría ser del orden de miles de trillones, muchos de ellos potencialmente habitables. La edad del universo, según el modelo actual del Big Bang, es de unos 14.000 millones de años, mientras que la Tierra tiene unos 4.600 millones. La vida en nuestro planeta apareció relativamente pronto, aproximadamente 1.000 millones de años después de su formación.

Si este proceso fuera general en todo el universo, la pregunta parece inevitable: ¿por qué no tenemos ninguna evidencia de vida extraterrestre, especialmente de vida inteligente? Este enigma es conocido como el gran silencio o la paradoja de Fermi. Evidentemente, hay quien afirma que ya estamos siendo visitados, pero hay que decir que estas afirmaciones no están demostradas científicamente.

Intentaremos dar respuesta a esta paradoja comenzando por explicaciones basadas en la astrofísica, pero incorporando también conceptos de biología, bioquímica y, muy brevemente, de paleontología.

Las posibles explicaciones de la paradoja de Fermi se pueden agrupar en tres grandes categorías: positivas, negativas y pragmáticas.

Las explicaciones positivas sugieren que, a pesar de la antigüedad del universo, nosotros somos una de las primeras especies en alcanzar un nivel evolutivo lo suficientemente avanzado como para empezar a plantearnos viajes interestelares. Esta visión encaja con la hipótesis de Gaia, propuesta por James Lovelock, según la cual la vida tiende a autorregularse y a mantener el equilibrio climático y geológico de un planeta. En este marco, la vida progresa siempre que se den las condiciones adecuadas.

Las explicaciones negativas, en cambio, proponen justo lo contrario: que somos una de las últimas especies en llegar a este nivel tecnológico, porque el propio progreso conduce inevitablemente a la autodestrucción. Aquí encontramos hipótesis como la de Medea o la del gran filtro, según las cuales la vida compleja tiende a colapsar antes de poder expandirse por el universo.

Finalmente, están las explicaciones pragmáticas, probablemente las más plausibles: los viajes interestelares —y aún más la colonización de otros sistemas— simplemente no son viables, ni siquiera para civilizaciones mucho más avanzadas que la nuestra.

Una de las primeras respuestas formales a la paradoja de Fermi fue la ecuación de Drake, formulada por Frank Drake, profesor en Cornell y mentor de Carl Sagan. Esta ecuación no pretende dar una respuesta definitiva, sino subrayar una idea clave: una cosa es que la vida sea posible en el universo, y otra muy distinta es que sea frecuente.

La ecuación de Drake es probablemente la segunda fórmula más famosa de la física después de E = mc². Aunque existen versiones más sofisticadas, la formulación original es muy clara y permite hacer estimaciones de orden de magnitud.

Sin entrar en todos los detalles, la ecuación incluye factores como el ritmo de formación de estrellas, la fracción de estrellas con planetas, el número de planetas potencialmente habitables, la probabilidad de que aparezca vida inteligente y, finalmente, la duración de las civilizaciones tecnológicas. Este último factor es especialmente crítico y, en los años sesenta —en plena Guerra Fría— se estimaba en unos 100 años, basándose únicamente en nuestra propia experiencia.

Si utilizamos valores moderadamente optimistas, la ecuación sugiere que podría haber del orden de diez civilizaciones tecnológicas en la Vía Láctea en un momento dado. Esto implica que, de media, habría una civilización por cada mil millones de estrellas, separadas por distancias del orden de 5.000 años luz.

Figura 1. El Sol y las estrellas cercanas en el brazo de Orión de la Vía Láctea

Si asumimos una duración mucho más larga de las civilizaciones —como proponía Carl Sagan, que llegaba a hablar de un millón de civilizaciones—, la distancia media se reduciría hasta unos 250 años luz. Aun así, incluso en este escenario optimista, las separaciones siguen siendo enormes.

Y aquí es donde volvemos al corazón de la paradoja: aunque haya muchas civilizaciones, las distancias y las limitaciones físicas pueden hacer que el contacto sea prácticamente imposible.

A partir de aquí, es necesario analizar con objetividad tanto los escenarios optimistas como los pesimistas, y eso es lo que haremos a continuación.

Dentro de estas hipótesis más pesimistas, como la de Medea o la del gran filtro, hay otra que es menos pesimista en el sentido de que no habla de autodestrucción, sino de la gran dificultad de que la vida compleja llegue a desarrollarse. Se trata de la hipótesis de la Tierra infrecuente, propuesta por Peter Ward y Donald Brownlee.

Figura 2. Peter Ward

Esta hipótesis, conocida en inglés como Rare Earth, no debe entenderse tanto en el sentido de “rara” como en el de infrecuente. Lo que defiende es que la aparición de sistemas multicelulares complejos —y aún más de vida inteligente— es extremadamente poco probable, porque requiere una combinación muy específica e improbable de condiciones astrofísicas y geológicas. En este caso, por tanto, el problema no es que las civilizaciones se autodestruyan, sino que casi nunca llegan a aparecer. Según esta visión, la ecuación de Drake sería demasiado optimista y simplificaría excesivamente el problema.

En lo que respecta a las condiciones astrofísicas necesarias para la vida compleja, una de las primeras es que la estrella anfitriona tenga una masa similar a la del Sol. Las estrellas muy masivas tienen vidas cortas, de modo que no disponen del tiempo necesario —miles de millones de años— para que la vida pueda desarrollarse, al menos según el único ejemplo que conocemos, la Tierra. Las estrellas pequeñas, en cambio, viven mucho más tiempo, pero suelen ser más inestables, con interiores convectivos y una elevada actividad que puede resultar perjudicial para la vida. Además, para que un planeta reciba suficiente energía debe estar muy cerca de estas estrellas, lo que a menudo provoca acoplamiento gravitatorio (tidal locking): una cara del planeta queda permanentemente orientada hacia la estrella, mientras que la otra permanece siempre en la oscuridad.

Todo ello apunta a que las estrellas más adecuadas son las de tipo solar, con cierta riqueza en metales —en el lenguaje astrofísico, cualquier elemento más pesado que el helio. De hecho, en astronomía solemos decir, medio en broma, que solo existen tres tipos de elementos: hidrógeno, helio y metales. El hidrógeno y el helio representan aproximadamente el 98 % de la materia, mientras que el resto corresponde a los elementos más pesados, imprescindibles para formar planetas rocosos como la Tierra.

Otro factor clave, que reforzó la idea de la Tierra infrecuente, es que nuestro planeta tiene una Luna inusualmente grande en relación con su tamaño. Si observamos otros planetas terrestres, como Mercurio o Marte, vemos que no tienen satélites o solo tienen satélites muy pequeños. Antes de que Plutón dejara de considerarse planeta, el sistema Plutón-Caronte era el que presentaba una mayor relación de masas entre planeta y satélite; el segundo era el sistema Tierra-Luna.

Esta Luna grande desempeña un papel fundamental, porque estabiliza la inclinación del eje de rotación de la Tierra. Sin la Luna, este eje podría oscilar caóticamente entre 0 y 90 grados bajo la influencia gravitatoria del Sol y de Júpiter. En cambio, gracias a la Luna, la inclinación se mantiene relativamente estable en torno a los 23 grados, lo que favorece un clima moderado y estable a lo largo del tiempo.

La Luna también genera mareas, tanto en los océanos como en la corteza terrestre. Estas mareas contribuyen a la tectónica de placas y a la regulación del clima, especialmente mediante el ciclo del dióxido de carbono en la atmósfera. Además, en el momento de la formación del sistema Tierra-Luna, el planeta adquirió un núcleo de hierro inusualmente masivo, responsable del campo magnético terrestre. Este campo crea la magnetosfera, que protege la superficie del planeta del viento solar desviando las partículas cargadas.

Durante un tiempo se pensó que este conjunto de factores —y en particular la existencia de una Luna grande— era lo que hacía a la Tierra tan excepcional. Sin embargo, estudios más recientes sugieren que no es tan improbable que un planeta interior acabe teniendo un satélite de grandes dimensiones. Esto hace pensar que, probablemente, la infrecuencia de la vida compleja no depende tanto de este factor concreto.

Según estas hipótesis pesimistas, si realmente las civilizaciones son extremadamente raras, entonces en nuestra galaxia solo conoceríamos una: la nuestra. En este caso, la búsqueda de vida inteligente ya no debería hacerse a escala galáctica, sino intergaláctica. Y aquí las distancias se vuelven enormes: no hablamos de miles o decenas de miles de años luz, sino de millones de años luz, como la distancia que nos separa de la galaxia de Andrómeda, una galaxia vecina de dimensiones similares a la Vía Láctea.

En la imagen que os muestro aparece Andrómeda, que ocupa unos tres grados en el cielo. Normalmente no la vemos porque la luz del cielo nocturno la oculta casi por completo; solo en lugares muy oscuros se puede distinguir ligeramente su núcleo.

Figura 3. Galaxia de Andrómeda comparada con el tamaño de la Luna

Como resumen de esta primera parte de la charla, parece que la explicación más plausible es pragmática: sí, hay muchas estrellas, pero precisamente eso es parte del problema. Cuando te planteas un viaje interestelar, no puedes ir “al azar” a ver qué encuentras. Tienes que saber adónde vas y por qué vas. Las enormes distancias entre estrellas y la falta de información hacen que estos viajes sean extremadamente difíciles, incluso para civilizaciones mucho más avanzadas que la nuestra.

Desde nuestro punto de vista —y recordando siempre que solo tenemos un ejemplo de vida inteligente—, la viabilidad de los viajes interestelares queda muy cuestionada. Se pueden imaginar soluciones como naves multigeneracionales, en las que varias generaciones vivirían y morirían durante el viaje, pero esto requiere naves enormes y un gasto energético colosal, además del hecho de que no hay retorno posible. La animación suspendida plantea problemas similares.

La opción más sensata parece ser no enviar humanos, sino sondas automatizadas, especialmente microsondas que consuman poca energía. Estas pueden proporcionar información valiosa, pero inevitablemente mucho más limitada que la que obtendríamos con presencia humana directa.

También existen ideas mucho más especulativas, como el uso de agujeros de gusano —conexiones hipotéticas entre agujeros negros y blancos— o la manipulación del espacio-tiempo, como el motor de Alcubierre, que propone contraer el espacio delante de la nave y expandirlo detrás. Todo esto, sin embargo, es puramente teórico. Los cálculos indican que serían necesarias cantidades de energía descomunales, del orden de 10⁴⁴ julios, una energía comparable a la que el Sol emitirá a lo largo de toda su vida.

Con esto cerramos esta primera parte, centrada sobre todo en la astrofísica. A continuación, hablaremos de los métodos actuales de búsqueda de vida extraterrestre: qué podemos hacer hoy, con la tecnología de la que disponemos, para intentar responder a esta gran pregunta.

El primer método para buscar vida extraterrestre es, de hecho, el más directo: explorar los cuerpos del Sistema Solar. Y eso ya lo hemos hecho. Los seres humanos hemos llegado a la Luna y actualmente se plantean misiones tripuladas a Marte, aunque estas todavía presentan grandes dificultades. Solo el trayecto hasta Marte requiere aproximadamente seis meses de viaje, con un gasto enorme de combustible y recursos. A medida que nos alejamos de la Tierra, enviar seres humanos se vuelve cada vez más complicado.

Aunque es el método que idealmente preferiríamos, su eficacia es limitada. Hace más de 50 años que exploramos el espacio cercano, desde las misiones Apolo —con el primer alunizaje tripulado— hasta la actualidad, y los resultados, en lo que respecta a la detección de vida, han sido modestos.

La alternativa ha sido el uso de sondas espaciales. Hemos enviado sondas a la Luna, a Marte y a otros planetas, así como a los confines del Sistema Solar. Las sondas Voyager, por ejemplo, ya han atravesado la heliopausa y se encuentran fuera de la influencia directa del viento solar. También hemos estudiado planetas, satélites, cometas y asteroides, e incluso hemos conseguido aterrizar sobre algunos de estos cuerpos.

En varios casos —como ya se intuía a partir de observaciones realizadas desde la Tierra— hemos descubierto condiciones potencialmente favorables para la actividad biológica. Pensemos, por ejemplo, en la atmósfera de Venus, en el interior de satélites de Júpiter como Europa o Ganímedes, o en la superficie de Titán, que tiene una atmósfera rica en compuestos orgánicos y que podría asemejarse a la atmósfera primitiva de la Tierra.

A pesar de todo, en ninguno de estos casos hemos encontrado ningún rastro inequívoco de vida. Ni siquiera en Marte, que desde siempre ha sido el principal candidato: es relativamente cercano, se encuentra dentro de la zona habitable del Sol y conserva una atmósfera tenue. Sabemos que Marte tuvo agua líquida en la superficie hace unos 3.500 millones de años, como lo muestran estructuras que recuerdan claramente a antiguos ríos y afluentes. Si estas estructuras estuvieran en la Tierra, no dudaríamos en identificarlas como sistemas fluviales. Sin embargo, a pesar de la evidencia de agua —un ingrediente clave para la vida tal como la conocemos—, no hemos encontrado ni vida actual ni fósiles que indiquen vida pasada, ni siquiera unicelular.

Figura 4. Evidencia de agua en Marte

Otra estrategia consiste en no desplazarnos físicamente, ni nosotros ni las sondas, sino en utilizar señales electromagnéticas, que requieren mucha menos energía. Esta es la base de los proyectos de búsqueda de señales artificiales procedentes del espacio.

Una primera manera de hacerlo es de forma pasiva, mediante programas como SETI (Search for Extraterrestrial Intelligence). Estos proyectos analizan el cielo en busca de señales que no puedan explicarse por procesos naturales. El proyecto SETI original, impulsado entre otros por Carl Sagan, funcionó durante años con distintas fases de financiación. Sin embargo, nunca se ha detectado ninguna señal inequívocamente artificial.

También se puede adoptar una estrategia activa, enviando nosotros mismos señales al espacio con la esperanza de que alguna civilización las detecte y responda. El caso más conocido es el mensaje de Arecibo, enviado en 1974 con el radiotelescopio del mismo nombre. Se trataba de una señal potente, de unos 1 megavatio, emitida durante unos tres minutos, que codificaba información básica mediante un mensaje binario: los números del 1 al 10, algunos elementos químicos fundamentales, la estructura del ADN, la figura humana, la población mundial de la época, el Sistema Solar con la Tierra destacada y el propio radiotelescopio emisor.

Este mensaje no pretendía tanto establecer una comunicación real como demostrar que era posible crear una señal claramente artificial, basada en números primos, que difícilmente podría confundirse con un fenómeno natural. El problema es que se envió hacia un cúmulo estelar situado a unos 22.000 años luz de la Tierra, de modo que, si alguien lo recibiera y respondiera inmediatamente, todavía tardaríamos decenas de miles de años en saberlo.

De hecho, ni siquiera es necesario enviar señales de forma deliberada. Durante aproximadamente 60 años, la Tierra ha sido una fuente importante de emisiones de radio debido al desarrollo de la radio, la televisión y el radar. Esto ha creado una burbuja de radio de unos 100 años luz de radio, que engloba cerca de 60.000 estrellas. Aunque estas señales son mucho más débiles que la de Arecibo, una civilización con instrumentos suficientemente sensibles podría detectar que se trata de emisiones artificiales.

Ahora bien, tanto en la estrategia pasiva como en la activa, el problema es el mismo: ¿dónde apuntar? Enviar o buscar señales hacia una estrella concreta es poco eficiente; a menudo se prefiere observar cúmulos estelares densos, aunque estos se encuentran muy lejos.

Probablemente, el método más razonable —y el que realmente ha revolucionado el campo en las últimas décadas— es la detección y el estudio de exoplanetas, es decir, planetas fuera del Sistema Solar. La primera detección confirmada data de 1992, alrededor de un púlsar, un objeto que difícilmente puede albergar vida. Pero en 1995 se descubrió el primer planeta orbitando una estrella similar al Sol y, desde entonces, el número de exoplanetas conocidos no ha dejado de crecer de forma espectacular.

Sin embargo, todavía estamos muy lejos de los miles de trillones de planetas que se estima que existen en el universo. Además, la mayoría de los exoplanetas no pueden observarse directamente, porque la estrella central es mucho más brillante que el planeta. Solo en casos muy especiales —como el primer planeta observado directamente en 2005, muy masivo, muy alejado de su estrella y orbitando una estrella muy débil— ha sido posible hacerlo.

Por ello, la detección de exoplanetas se realiza principalmente de forma indirecta. De los distintos métodos existentes, el más exitoso hasta ahora es el método de los tránsitos, utilizado por la misión Kepler. Este método consiste en medir la pequeña disminución de brillo de una estrella cuando un planeta pasa por delante de ella. Disponemos de detectores lo suficientemente precisos como para captar variaciones minúsculas en el flujo de fotones que nos llega.

Este método requiere una geometría favorable: la órbita del planeta debe estar alineada con nuestra línea de visión, algo que solo ocurre aproximadamente en uno de cada 200 sistemas. Aun así, como observamos miles de estrellas al mismo tiempo, el método es muy eficiente.

Además, tiene una ventaja adicional: si el planeta tiene atmósfera, parte de la luz de la estrella es absorbida por esta atmósfera durante el tránsito. Analizando el espectro de la luz, podemos detectar la presencia de moléculas como agua, oxígeno u ozono, algunas de las cuales pueden estar relacionadas con procesos biológicos.

Esto que hemos explicado está muy ligado también a misiones como ARIEL, que está actualmente planificada por la ESA. Si no recuerdo mal, ARIEL es una misión de la Agencia Espacial Europea pensada específicamente para estudiar atmósferas planetarias utilizando el método de los tránsitos. Por tanto, encaja perfectamente con todo lo que hemos comentado hasta ahora.

En la figura siguiente (figura 5) se muestra el catálogo actual de exoplanetas conocidos, representados en función de su masa y de su período orbital. Cada punto corresponde a un planeta distinto, y los distintos colores indican el método mediante el cual ha sido detectado. Como puede verse, la gran mayoría se ha descubierto mediante el método de los tránsitos y el de la velocidad radial.

Figura 5. Catálogo de exoplanetas conocidos

Actualmente ya contamos con alrededor de 8.000 exoplanetas confirmados desde 1995. Como podéis ver, especialmente en los últimos 10 o 15 años, el número ha crecido muy rápidamente. Esto se debe principalmente a la misión Kepler, que ha sido claramente la más exitosa en la detección de exoplanetas. Kepler no proporcionaba exoplanetas confirmados directamente, sino candidatos, y en su momento de máxima actividad llegaba a generar hasta 4.000 candidatos por año.

Estos son datos muy recientes, actualizados a fecha 26 de enero, no son datos antiguos. De estos casi 8.000 exoplanetas, más de 1.000 corresponden a sistemas planetarios múltiples, es decir, sistemas con más de un planeta orbitando la misma estrella. En principio, parece razonable pensar que la mayoría de los sistemas deberían ser así; es extraño imaginar una estrella con un solo planeta. Lo que ocurre es que es difícil detectarlos todos, y normalmente solo detectamos el planeta más masivo o el más fácil de observar.

Figura 6. Exoplanetas descubiertos por distancia a la Tierra

Esta es una visión simulada del campo observacional de Kepler. Kepler observaba un campo muy concentrado del cielo. Un parsec corresponde aproximadamente a 3,3 años luz, así que multiplicando por 3,3 obtenéis la distancia en años luz. En este campo, las estrellas observadas se encontraban aproximadamente entre 300–330 años luz en el límite más cercano y hasta unos 3.500–3.600 años luz en el más lejano. Todo estaba concentrado en una región angular relativamente pequeña, simplemente por razones de diseño de la misión, no porque fuera necesario hacerlo así.

Extrapolando los datos, parece que entre un 10 y un 20 % de las estrellas de tipo solar tendrían al menos un planeta de tamaño terrestre situado en condiciones adecuadas. Evidentemente, no basta con que el planeta tenga un tamaño similar al de la Tierra; también debe estar a la distancia correcta de su estrella para que reciba suficiente energía como para permitir el desarrollo de vida.

Con todos estos datos, no solo de Kepler sino también de otras misiones, se ha elaborado un catálogo en el que se asigna a cada planeta un índice de similitud con la Tierra. Las imágenes que a menudo se asocian no son reales, son recreaciones artísticas, pero el catálogo sí es correcto. Este índice es muy sencillo: toma valores entre 0 y 1, donde 1 correspondería a la Tierra. Esto no significa que un planeta con índice 1 tenga vida asegurada, sino que es similar a la Tierra en ciertos parámetros físicos. Por ejemplo, Marte tendría un índice de unos 0,64, mientras que los planetas más parecidos a la Tierra alcanzan valores de unos 0,95.

Dependiendo de cuán laxo sea el criterio que adoptemos, se puede estimar que, entre los casi 8.000 exoplanetas conocidos, habría del orden de una sesentena que serían candidatos especialmente interesantes para ser observados con más detalle, ya que potencialmente podrían albergar vida.

Esta gráfica la he construido yo mismo a partir de los datos de la Enciclopedia de Exoplanetas (figura 7). En el eje horizontal tenemos la distancia de la estrella a la Tierra. La línea vertical verde indica lo que he llamado el radio de Drake, es decir, la separación típica entre civilizaciones tecnológicas que estimábamos con la ecuación de Drake. La línea discontinua azul marca la masa máxima de los planetas que podrían ser adecuados para la vida tal como la conocemos.

Figura 7. Masa de los planetas según su distancia a la estrella

Estos planetas, a menudo llamados super-Tierras, tendrían hasta unas 2–2,5 masas terrestres. Por encima de ese valor, es muy probable que el planeta esté dominado por hidrógeno y helio, ya que los elementos pesados son relativamente poco abundantes. Esto hace que estos planetas no tengan una superficie sólida adecuada.

Por tanto, los planetas que realmente nos interesan son los que se encuentran por debajo de la línea azul y, además, dentro de la región próxima definida por el radio de Drake. Como podéis ver, todavía hay muy pocos, y esto indica que nuestra búsqueda está fuertemente limitada a nuestro entorno próximo. Por tanto, la probabilidad de detectar vida sigue siendo baja.

Aun así, confirmar la existencia de exoplanetas con un índice de similitud terrestre elevado y relativamente próximos parece que no debería tardar mucho. Ya disponemos de candidatos como Kepler-452b, por ejemplo. Otra cuestión distinta es detectar señales de vida inteligente, que continúa siendo mucho más improbable, ya que el volumen del universo que estamos observando sigue siendo muy pequeño.

Con esto cerramos la parte de astrofísica. Continuamos dentro de las ciencias naturales, pero pasamos ahora sobre todo a la biología, donde también hay mucha información. Intentaré no extenderme demasiado.

La idea fundamental es que la vida no aparece espontáneamente, sino que se genera a partir de materia inerte mediante procesos naturales: esto es lo que llamamos biogénesis. Aquí tenemos los diferentes escalones del proceso y la escala temporal asociada. A la derecha está la parte química, con la síntesis orgánica, y más adelante, una vez aparecen los seres vivos celulares, entra en juego la evolución darwiniana.

En esta columna se muestran los lugares donde se pueden encontrar los elementos necesarios: meteoritos, asteroides, discos protoplanetarios, nubes moleculares, etc. Todavía hay algunos puntos con interrogantes, porque no tenemos una explicación definitiva de cómo se da el salto entre la materia prebiótica y moléculas muy complejas como las proteínas o el ADN. El interrogante más grande es cómo se pasa de estos componentes esenciales a la primera célula viva.

Una vez aparecen los organismos unicelulares, con núcleo o sin él, el paso hacia los organismos multicelulares y, eventualmente, hacia seres inteligentes, es un proceso de evolución darwiniana que, en principio, entendemos bastante bien.

Aquí se muestran los tres grandes dominios de la vida: bacterias, arqueas y eucariotas. Nosotros nos encontramos dentro de los eucariotas, y el asterisco indica el Homo sapiens. Esto visualiza que todos los organismos de la Tierra proceden de un ancestro común y que la diversificación es fruto de la adaptación al medio.

Figura 8. El árbol de la vida

Hay que evitar una visión antropocéntrica fuerte, según la cual el Homo sapiens sería la culminación inevitable de la evolución. Esta idea es tentadora, pero incorrecta. Tal como explica Yuval Noah Harari en el libro Sapiens, el hecho de que hoy solo sobreviva una especie del género Homo hace que nos parezca que somos únicos. Pero hace solo 100.000 años coexistían hasta seis especies diferentes de humanos en la Tierra.

De hecho, nuestro genoma aún conserva restos de ese pasado: las poblaciones asiáticas actuales tienen ADN neandertal, y en el caso de los melanesios, entre un 4 y un 6 % del genoma proviene de los denisovanos. Esto muestra que no somos tan excepcionales como a menudo pensamos.

Finalmente, una idea clave es que la vida es extraordinariamente resiliente. En la Tierra se desarrolla en condiciones físicas y químicas que serían extremas para nuestra especie. Por ejemplo, el krill, un pequeño crustáceo de las regiones polares, ha sido durante mucho tiempo el tipo biológico más abundante del planeta. O los gusanos gigantes de los fondos oceánicos, que viven en las fisuras entre placas tectónicas, bajo presiones enormes y temperaturas elevadas.

La temperatura en estos entornos es muy elevada porque de esas fisuras del fondo oceánico sale, literalmente, agua casi hirviendo, calentada por el calor interno de la Tierra. Son zonas hidrotermales muy activas.

Los organismos que viven allí son seres multicelulares, no unicelulares. Son relativamente simples, todo sea dicho, especialmente en el caso de los giant tube worms, pero aun así son organismos bastante elaborados, con diferentes tipos de células y funciones diferenciadas, capaces de soportar condiciones extremas.

De hecho, y permitidme la simplificación —sé que no es del todo correcto decirlo así porque la evolución no tiende necesariamente hacia la complejidad—, pero cuanto más compleja es una especie, como por ejemplo los mamíferos, más delicada es a la hora de sobrevivir en condiciones extremas. En cambio, vemos que no hace falta ir solo a los seres unicelulares para encontrar organismos muy resistentes: también los hay multicelulares.

Otra reflexión muy importante es que, para que la vida prospere, hace falta equilibrio. Sin un ecosistema equilibrado, la vida no funciona. Si tenemos un sistema formado por depredadores y herbívoros pero no hay equilibrio, los depredadores acaban comiéndose a todos los herbívoros y, finalmente, también acaban desapareciendo. Por tanto, debe existir un equilibrio para que el ecosistema sea sostenible.

Esto está muy de actualidad hoy en día con la crisis climática: si rompemos ese equilibrio, colapsa el ecosistema y, con él, la vida tal como la conocemos.

Otra cosa que hay que tener muy presente es que todas las especies tienen fecha de caducidad. De hecho, el 99 % de todas las especies que han existido nunca se han extinguido. En el caso de los mamíferos, la clase a la que pertenecemos nosotros, la esperanza de vida media de una especie es de alrededor de un millón de años, aunque hay algunas que han llegado a los 10 millones de años.

El Homo sapiens tiene aproximadamente 300.000 años de existencia, por tanto todavía estamos dentro de esa media. Pero no podemos esperar que nuestra especie sea eterna, que una vez aparecida no desaparezca nunca de la Tierra.

Las extinciones, además, a menudo vienen provocadas por grandes catástrofes globales que no tienen una relación directa con el comportamiento de los seres vivos, pero que acaban produciendo cambios evolutivos radicales. Nosotros estamos aquí precisamente gracias a un evento catastrófico: la caída de un asteroide en Yucatán hace unos 65 millones de años, que contribuyó decisivamente a la extinción de los dinosaurios.

En aquel momento, los mamíferos eran pequeños y vivían mayoritariamente bajo tierra. Gracias a la desaparición de los dinosaurios, pudieron salir de esos escondites y, a lo largo de millones de años, evolucionar hasta que apareció un mamífero que hoy llamamos Homo sapiens. Por tanto, también somos producto de una extinción masiva.

Aquí tenéis las cinco grandes extinciones de la historia de la Tierra. Y añado una nota ecológica final: todo indica que actualmente estamos contribuyendo a provocar una sexta extinción global, relacionada con la actividad humana y el cambio climático.

No me entretendré mucho porque no queda mucho tiempo, pero aquí tenéis de dónde podéis descargar estos datos. Se trata del registro de CO₂ atmosférico, que proviene de la agencia meteorológica de Estados Unidos. Muestra la evolución de la concentración de CO₂ desde 1979 hasta la actualidad.

Esto es lo que a menudo sale en los informativos del tiempo: la concentración de CO₂, comparada con el año anterior o con hace diez años, y siempre es más alta. El aumento está claramente vinculado a la actividad humana, y negarlo es no haberse mirado bien los datos.

Aquí veis cómo evoluciona la curva. Estas pequeñas oscilaciones corresponden a los ciclos estacionales entre el hemisferio norte y el hemisferio sur. Hay más datos en el hemisferio norte porque hay más población y más puntos de medida.

Si ampliamos la escala temporal, vemos datos estimados de hace 200.000 años hasta la actualidad. Y aquí se ve claramente que el pico final no encaja con ninguna oscilación natural anterior: es un pico totalmente artificial, que coincide con el inicio de la industrialización, cuando se empieza a utilizar masivamente el carbón y otros combustibles fósiles hace dos o tres siglos.

Por tanto, el impacto humano es innegable.

Termino la nota ecológica con un apunte más positivo: también estamos contribuyendo, aunque no compense los efectos negativos, a la creación de nuevas especies. Un caso paradigmático es el maíz, que ha pasado de ser una planta pequeña y poco productiva a la actual mediante selección y manipulación genética.

Aquí tenéis ejemplos de animales creados o modificados por el ser humano, como el beefalo, un cruce pensado para producir más carne, o un ratón con pelaje de mamut, obtenido a partir de ADN de especies extinguidas. No entraremos en temas de dinosaurios o androides, pero es evidente que también estamos generando nuevas formas de vida.

En cuanto a la morfología, hay ciertos rasgos comunes que esperaríamos encontrar en seres vivos de otros planetas. Por ejemplo, si tienen que moverse por el aire, probablemente necesitarán algún tipo de ala, como ocurre en la Tierra con insectos, aves o murciélagos. Esto responde a leyes físicas: son soluciones eficientes a problemas como el desplazamiento o la alimentación.

Ahora bien, en la Tierra también vemos que, aparte de las leyes físicas, químicas y biológicas, juega un papel importante el azar, como las catástrofes cósmicas. Esto genera una diversificación morfológica que no es predecible.

Por tanto, en la vida compleja hay elementos que conducen a una convergencia evolutiva, pero también otros que llevan a una divergencia. Todo esto debería hacernos evitar otro sesgo: el sesgo antropomórfico proyectivo, es decir, pensar que la vida inteligente tiene que parecerse a nosotros: dos brazos, dos piernas, una cabeza muy grande, ojos grandes, etc.

De hecho, un organismo así sería poco práctico: con el centro de masas tan elevado, caería de cabeza fácilmente. Además, ojos muy grandes sugerirían entornos oscuros, porque a plena luz quedarían deslumbrados.

Ni siquiera su bioquímica tendría que ser como la nuestra. No necesariamente tendría que estar basada en el carbono ni utilizar agua como disolvente. Podría estar basada en silicio, o utilizar otros disolventes como el amoníaco, en entornos de temperaturas muy bajas.

Esta imagen es de Star Trek (figura 9) y representa un organismo vivo formado por una combinación de elementos sintéticos y biológicos.

Figura 9. Posible civilización avanzada aprovechando toda la energía de su estrella

¿Qué prerrequisitos esperaríamos en una civilización avanzada, aunque no compartiera nuestra morfología ni nuestra química?

Probablemente harían falta estructuras para manipular objetos, algún tipo de pensamiento simbólico, es decir, transmisión no genética de información: cultura. Esto implicaría algún tipo de lenguaje, no necesariamente como el nuestro, quizá basado en señales electromagnéticas.

Y sobre todo, haría falta comunicación flexible y masiva entre individuos. Esto es lo que nos ha permitido avanzar como especie: no trabajamos de manera individual, sino colectiva. Paradójicamente, la sociedad actual tiende a premiar el éxito individual y fomentar relaciones impersonales, deshaciendo uno de los elementos clave de nuestro éxito evolutivo.

En esta gráfica (figura 10), de Hans Moravec, se muestra la progresión de las capacidades de las máquinas comparadas con las de seres vivos. Según estas estimaciones, hacia 2030 las máquinas podrían alcanzar capacidades comparables a las de un mamífero como un chimpancé.

Figura 10. Evolución de las máquinas y de la vida

Con las correcciones posteriores y el desarrollo de la inteligencia artificial, todo indica que no tardaremos mucho en ser superados en muchos aspectos por sistemas que hoy todavía llamamos máquinas o inteligencias artificiales.

Y esto es un punto clave a tener en cuenta.

El desarrollo tecnológico acelera de manera dramática la evolución de las sociedades inteligentes. Tecnología y evolución se retroalimentan, generando una dinámica exponencial que favorece la aparición de estructuras sociales complejas. Los individuos no evolucionan de manera aislada: forman parte de una sociedad que los sostiene.

Este punto es esencial, porque el progreso científico requiere una condición fundamental: tiempo libre. Si una sociedad tiene que dedicar todos sus esfuerzos a la mera supervivencia —obtener alimento, protegerse, curarse—, no puede dedicar recursos intelectuales a la ciencia fundamental. Es razonable pensar que figuras como Einstein no habrían desarrollado la teoría de la relatividad sin una estructura social que les permitiera dedicar tiempo a la investigación, delegando otras funciones básicas en la comunidad.

No todas las personas utilizan el ocio para hacer ciencia, evidentemente, pero el hecho de que una parte de la sociedad pueda hacerlo es lo que permite el avance colectivo. Este mecanismo es probablemente universal y no exclusivo de la humanidad.

Esto nos lleva directamente a la cuestión de la vida inteligente fuera de la Tierra. Dada la edad del universo, no sería nada extraño que existieran civilizaciones tecnológicamente avanzadas con niveles de inteligencia muy superiores a los nuestros.

Esta posibilidad abre interrogantes profundos, especialmente en el ámbito de la ética.

Actualmente solo conocemos la ética humana, e incluso dentro de esta hay una gran diversidad de visiones. Por un lado, el relativismo moral sostiene que lo que es correcto o incorrecto depende de la cultura y que no existen normas morales universales. Por otro, el objetivismo moral defiende que existen criterios universales del bien y del mal que deberían ser compartidos por cualquier civilización inteligente.

Dentro de esta visión objetivista, hay dos grandes corrientes:

• Deontología: la moralidad de un acto depende del acto en sí mismo, independientemente de sus consecuencias. Hay deberes morales que deben cumplirse siempre.
• Utilitarismo: la moralidad de un acto se mide por sus consecuencias, buscando el máximo beneficio para el mayor número de individuos, aunque esto implique sacrificar minorías.

Estas diferencias no son triviales y tienen implicaciones directas si imaginamos una posible ética extraterrestre: ¿a cuál de estos esquemas se parecería?

Un aspecto a menudo olvidado es el económico —entendido en un sentido amplio como coste energético y de recursos. Incluso si una civilización superara todos los obstáculos tecnológicos, fisiológicos y logísticos, la colonización o exploración interestelar difícilmente sería rentable.

Los escenarios populares de la ciencia ficción, como los de Star Trek, implican desplazamientos constantes de naves y tripulaciones con un coste enorme, a menudo solo con finalidades observacionales. Esto plantea una pregunta clave: ¿quién asume ese coste y con qué retorno?

Además, el comercio o el intercambio cultural interestelar exige niveles de desarrollo relativamente homogéneos, algo incompatible con los efectos de la dilatación temporal relativista en viajes a velocidades cercanas a la de la luz.

Otra posibilidad es la llamada autocensura: civilizaciones que, ante el agotamiento de recursos de su planeta, se ven obligadas a migrar. Sin embargo, el traslado masivo de individuos es extremadamente costoso y requiere un esfuerzo político, social y energético colosal, así como una explotación intensiva de los últimos recursos disponibles.

Este escenario hace pensar que muchas civilizaciones podrían extinguirse antes de alcanzar una expansión interestelar significativa.

Aquí aparece una visión más pesimista: la hipótesis del bosque oscuro, formulada por el novelista chino Liu Cixin. Según esta idea, las civilizaciones avanzadas tienden a esconderse o, si detectan otra civilización, a destruirla preventivamente para garantizar su propia supervivencia.

Esto conduce a la pregunta fundamental: ¿es prudente intentar establecer contacto con civilizaciones extraterrestres potencialmente más avanzadas? ¿Cómo nos percibirían? ¿Como una amenaza? ¿Como un elemento a preservar? ¿O como un obstáculo?

Si se confirmara la existencia de vida extraterrestre, ¿cuál sería su estado evolutivo? Sabemos que ha habido tiempo suficiente para que aparezcan civilizaciones muy avanzadas. Además, no tienen por qué ser antropomórficas ni necesariamente capaces de comunicarse con nosotros.

Quizá el simple hecho de saber que no estamos solos nos haría más humildes. Pero también hay que evitar que las mismas actitudes que nos han permitido triunfar como especie acaben siendo la causa de nuestra autodestrucción. En este sentido, el factor temporal de la ecuación de Drake —del orden de 100 años— no parece una aproximación absurda si no cambiamos nuestra trayectoria.

Coloquio

Una vez aparecida la vida, ¿las posibilidades evolutivas son infinitas? ¿Esto hace inevitable que aparezcan civilizaciones?
La ecuación de Drake —en sus múltiples variantes, algunas muy sofisticadas— es una herramienta orientativa. Aunque pasemos de miles a millones de civilizaciones tecnológicamente avanzadas, esto no cambia el hecho de que el contacto sea difícil: por distancia, por desinterés o porque no quieren ser detectadas.

¿Podría existir vida no basada en el carbono?
El carbono es especialmente adecuado para generar estructuras moleculares complejas, pero no es la única posibilidad. El silicio, por ejemplo, es muy abundante y tiene propiedades parecidas. Además, hace falta un disolvente —como el agua— que facilite las reacciones químicas. Aunque se exploran alternativas, actualmente la investigación se centra en lo que sabemos que funciona.

Si se descubriera una civilización extraterrestre, ¿se haría público?
Probablemente sí. Sería extremadamente difícil de ocultar y, desde el punto de vista científico, no hay ningún incentivo para ocultarlo. Lo más plausible sería una confirmación indirecta: bioindicadores, señales artificiales o patrones imposibles de explicar por procesos naturales. El verdadero impacto llegaría si descubriéramos que están relativamente cerca o que intentan comunicarse activamente. Aun así, es posible que, a largo plazo, la humanidad lo asimile e incluso salga reforzada.

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 Conferència de la Astronómica de Sabadell. Joan Miquel González, 11 de febrero de 2026.

Neptuno es aquel planeta del sistema solar que se descubrió primero con un papel y una pluma, haciendo cálculos matemáticos, y que posteriormente se observó exactamente en la región del cielo donde se había predicho que tenía que ser. Y, efectivamente, allí se encontró. Esta es la historia clásica que se ha explicado.

Quizás también os suena el nombre de Urbain Le Verrier, el matemático francés que hizo estos cálculos. Posteriormente, a Observatorio de Berlín, Johann Galle, con la ayuda de un estudiante en prácticas, observó por primera vez este planeta. Pero la realidad es que la historia es mucho más controvertida que esta simple narración.

Hablamos, pues, de Neptuno, el octavo planeta del sistema solar. Algunos de vosotros quizás estudiasteis nueve, cuando Plutón todavía era considerado un planeta. Esto ya nos muestra que la definición de que es un planeta ha ido cambiante a lo largo del tiempo. Pero todavía antes, conocíamos menos.

El Sistema Solar ancestral

Si queremos hablar del descubrimiento de un nuevo planeta, tenemos que empezar por el principio, es decir de como la humanidad ha entendido el sistema solar a lo largo de la historia. Podemos hablar del que he denominado el sistema solar ancestral, o visual. Si nos remontamos muy atrás en el tiempo, podemos ir a una cueva prehistórica con pinturas rupestres. En una de estas pinturas vemos un buey, pero en otras representaciones del mismo conjunto de cuevas observamos detalles muy curiosos.

Por ejemplo, los cuernos del buey nos recuerdan la constelación de Tauro. Si nos fijamos bien, a la derecha de Tauro hay el cúmulo de Pléyades. Justamente, algunos investigadores han propuesto que unos puntos que aparecen dibujados sobre la cabeza del buey podrían representar este cúmulo. También hay quién sugiere que otros puntos podrían corresponder al cúmulo de las Híades (figura 1).

Figura 1. Pintura rupestre en la cueva de Lascaux

En otras pinturas de la misma cueva encontramos representaciones parecidas. Una figura antropomorfa podría corresponder a la constelación de Orión, y otra figura muy brillante podría ser Sírius. Si pensamos que estas pinturas tienen unos 30.000 años de antigüedad, esto indicaría que nuestros ancestros ya observaban el cielo con mucha atención.

Todo esto nos muestra que, ya desde la antigüedad, los humanos nos fijábamos en el cielo. Ahora bien, los planetes visibles a simple vista son solo aquellos con una brillantez suficiente: Júpiter, Marte, Saturno, Venus y Mercurio. El resto de planetas, como Urano y Neptuno, que hoy sabemos que existen, no eran conocidos por nuestros ancestros porque son demasiado poco brillantes para ser vistos sin instrumentos.

Además, sabemos que los planetas se mueven de manera diferente a las estrellas. En algún momento de la historia, la humanidad fue consciente que había puntos de luz que se desplazaban respecto al fondo estelar.

También tenemos otros ejemplos arqueológicos, como la Venus de Laussel, donde se ve una figura que sostiene un cuerno con forma de luna, con trece marcas grabadas. Sabemos que en un año solar hay aproximadamente trece ciclos lunares, cosa que indica que ya en el Paleolítico se hacía un seguimiento de los ciclos celestes. El mismo pasa con la placa de Blanchard, donde encontramos marcas que también se pueden asociar a los ciclos de la Luna.

Si avanzamos mucho más en el tiempo, llegamos al sistema ptolemaico, con sus epiciclos, que intentaba explicar el movimiento aparente de los planetas a la vuelta celeste. En aquel modelo, las estrellas estaban fijadas en una esfera inmóvil, mientras que los planetas seguían trayectorias complejas (figura 2)

Figura 2. Sistema Solar ptolemaico

Más adelante, con Nicolás Copérnico, aparece el modelo heliocéntrico, donde el Sol se encontraba en el centro del Universo y los planetas giraban a su alrededor. La Tierra era uno más de los planetas.

El descubrimiento de Urano

El descubridor de Urano fue William Herschel. Herschel es una figura muy curiosa porque no era astrónomo de profesión, sino un astrónomo amateur. De hecho, su profesión principal era la música: componía sinfonías y tenía varias obras publicadas. Fue contemporáneo de Mozart, y compaginaba su pasión por la música con la observación del cielo.

Esta imagen que veis es la portada de un disco de música clásica con una recopilación de sus sinfonías (figura 3), por sí a alguien le interesa escucharlas mientras observa el cielo. De hecho, él daba clases de música en casa suya, y se recoge que algunos de sus alumnos decían que, más que un profesor de música, parecía un astrónomo, porque cuando llegaban a casa suya, el aula donde hacían las clases estaba llena de telescopios y de mapas celestes.

Figura 3. Portada de una sinfonía de William Herschel

Quería remarcar esto porque, puesto que somos una agrupación de astrónomos amateurs, William Herschel, el descubridor del planeta Urano, también era un astrónomo amateur.

Además de esto, Herschel es muy conocido porque perfeccionó de manera extraordinaria la técnica de construcción de telescopios. De hecho, cuando descubre Urano —ahora lo explicaremos—, incluso algunos astrónomos profesionales de Inglaterra no se acaban de creer que sus instrumentos fueran tan buenos como realmente eran. Con el tiempo se hace muy famoso y llega a construir telescopios muy importantes, incluso para el Observatorio Astronómico Nacional, donde todavía hoy se puede ver un telescopio suyo si alguien de vosotros ha visitado este observatorio a Madrid.

Un día, como buen astrónomo amateur, estaba observando el cielo dentro de un programa de observación de estrellas dobles. De repente, se da cuenta que hay una estrella un poco diferente: no es puntual, sino que presenta un pequeño disco. No sabemos del cierto si ya en aquel momento aprecia su color ligeramente azulado, pero sí que voz claramente que no es una estrella normal. Inicialmente piensa que podría ser un cometa, puesto que estos tienen un aspecto más difuso.

El primero que hace es comunicarlo a las autoridades científicas de la época en Inglaterra, anunciante que ha descubierto un cometa. Con el paso de los días observa que el objeto cambia de posición, cosa que refuerza esta hipótesis, puesto que los cometas son cuerpos que orbitan el Sol. Aun así, en el ninguno de unos días, un astrónomo ruso calcula su órbita y se da cuenta que no se trata de un cometa, sino de un planeta. Así es cómo Herschel pasa a la historia como el descubridor de un nuevo planeta del sistema solar: Urano.

Aquí pasa una cosa curiosa que después veremos que también pasará en el caso de Neptuno, y que a menudo se ha exagerado. En aquel momento no existía ninguna autoridad internacional como la actual Unión Astronómica Internacional, que regule los nombres de los planetas y de los nuevos descubrimientos. Durante un breve periodo, este nuevo planeta se conoce informalmente como el “planeta Herschel”, en honor a su descubridor. La cosa, pero, se complica algo más porque el mismo Herschel propone denominarlo Georgium Sidus, es decir, “la estrella de George”, en honor al rey George III. Evidentemente, desde el continente europeo esto no gusta nada: muchos astrónomos se quejan que no tiene sentido poner el nombre de un rey inglés a un planeta que es patrimonio de toda la humanidad.

Con el tiempo se acaba imponiendo el nombre de Urano. Y no solo porque sigue la tradición mitológica, sino también porque tiene una coherencia simbólica muy clara: en la mitología griega, Urano es el padre de Saturno, y Saturno es el padre de Júpiter. Teniendo en cuenta la orden de los planetas, el nombre encaja perfectamente. Finalmente, el nombre se impone por uso generalizado.

Este descubrimiento provoca un cambio de paradigma muy importante: se ha descubierto un nuevo planeta al sistema solar, y esto abre la puerta a pensar que quizás hay más, todavía para descubrir. En este contexto aparece la conocida ley de Titius-Bode. Esta ley, formulada por Johann Daniel Titius y Johann Elert Bode, observa que las distancias de los planetas respecto al Sol parecen seguir cierto patrón matemático. Sin entrar ahora en muchos detalles técnicos, si se aplica esta fórmula, se ve que la distancia de los planetas encaja bastante bien con las observaciones conocidas.

Cuando se descubre Urano, este planeta también encaja dentro del patrón predicho por la ley. En los gráficos que se hacen, la línea que representa las distancias reales de los planetas y la que representa la predicción de la ley coinciden sorprendentemente bien (figura 4). Pero entonces los astrónomos se dan cuenta de una cosa muy interesante: entre Marte y Júpiter, según esta ley, habría de haber un planeta.

Figura 4. Lei de Titus-Bode i posición de los planetes

Puede que algunos de vosotros ya estéis atando cabos. Efectivamente, un grupo de astrónomos europeos, encabezados por el barón Franz Xaver von Zach, deciden organizarse para buscar este planeta hipotético. Se hacen llamar la “policía celestial”, o Himmelspolizei en alemán. Lo que hacen es dividir el cielo en sectores, centrándose especialmente en la zona del zodíaco, es decir, el plano de la eclíptica, que es donde se esperaría encontrar un planeta del sistema solar.

Se divide el cielo en 24 sectores de 15 grados cada uno. Cada sector queda asignado a un astrónomo europeo diferente, que se encarga de observar exclusivamente su zona concreta para detectar si algún punto de luz se mueve respecto al fondo de estrellas. Si eso ocurría, querría decir que se había descubierto aquel planeta que parecía faltar, la pieza que completaba el rompecabezas.

Mientras este proyecto se está organizando, un astrónomo italiano, Giuseppe Piazzi, desde Sicilia, descubre un nuevo objeto justo a la distancia donde la ley de Titius-Bode predecía que debía haber un planeta. Este objeto es Ceres, que se encuentra en el cinturón principal de asteroides. Todo parece encajar perfectamente: la ley predice un cuerpo en esa posición y, efectivamente, se descubre uno.

Pero aquí es donde la historia empieza a torcerse. Al poco tiempo se descubren otros objetos en esa misma región, como Vesta y Pallas. A medida que se estudian mejor, se observa que tanto Ceres como estos otros cuerpos tienen un tamaño relativamente pequeño, muy inferior al que se esperaría de un planeta como los conocidos hasta entonces. Esto no termina de encajar con la idea de que se haya descubierto un nuevo planeta.

En este contexto, William Herschel, que ya era una autoridad en astronomía tras el descubrimiento de Urano, propone llamar a estos nuevos cuerpos asteroides, ya que tienen apariencia de estrella: se ven como puntos de luz, no como pequeños discos, tal como ocurría con Urano, que sí mostraba cierta extensión.

Mientras todo esto está ocurriendo, los astrónomos se dan cuenta de que la órbita de Urano presenta un comportamiento extraño. Su posición observada a lo largo del tiempo no sigue exactamente la trayectoria que predicen los cálculos. En otras palabras, Urano presenta irregularidades orbitales.

Ante esto, se plantean varias posibles explicaciones. La primera es que las perturbaciones gravitatorias provocadas por Saturno y Júpiter no estén bien calculadas, y que sea necesaria una matemática más precisa para explicar estas anomalías. Otra hipótesis es que un cometa haya impactado contra Urano y haya alterado su órbita —una idea que en aquel momento no era del todo descartable—. Una tercera posibilidad, que nadie desea demasiado, es que la ley de la gravitación universal de Newton deje de cumplirse en los confines del sistema solar, lo que obligaría a replantear la teoría de la gravedad. Y aún se proponen dos explicaciones más: una es que el espacio no sea completamente vacío, sino que exista algún tipo de éter o medio que provoque una ligera fricción y altere el movimiento de Urano; y la otra —que finalmente será la correcta— es que exista un planeta más allá de Urano, mucho más lejano y masivo, que con su gravedad perturbe la órbita de este planeta.

Todo esto tiene una contrapartida matemática muy clara. El astrónomo Alexis Bouvard publica en 1821 unas tablas con las posiciones que, según los cálculos, debería tener Urano a lo largo del tiempo. Con los años, sin embargo, las diferencias entre las posiciones observadas y las predichas van aumentando: hacia 1830 ya son de unos treinta segundos de arco, y en 1832 superan el minuto de arco.

Esto es muy grave desde el punto de vista astronómico, porque indica claramente que hay algo que no se está entendiendo bien. Lamentablemente, Bouvard muere en 1843 sin llegar a saber cuál es el motivo real de esta trayectoria anómala.

George Biddell Airy, que era una autoridad muy reconocida dentro de la ciencia británica, en 1832 publica un informe para la British Association for the Advancement of Science en el que afirma que el problema de Urano constituye una de las grandes dificultades de la astronomía del momento, es decir, uno de sus principales retos científicos.

Adams

John Couch Adams era un joven inglés nacido en Cornualles en 1819, en una familia humilde. Desde muy pequeño destaca como un prodigio de las matemáticas. Hay un episodio muy citado en la literatura sobre este descubrimiento según el cual, con solo once años, en un concurso de matemáticas, resuelve una ecuación que ni siquiera su profesor es capaz de solucionar. Ya desde muy joven, por tanto, apuntaba maneras.

Figura 5. John Couch Adams

También se interesa pronto por la astronomía. Como muchos de nosotros, desde muy joven consulta libros de astronomía siempre que tiene ocasión, lee todo lo que puede y se familiariza con esta disciplina. Ya de adolescente, con quince o dieciséis años, calcula órbitas de cometas y predice eclipses. En 1839 consigue una plaza como estudiante de matemáticas en la University of Cambridge, concretamente en el St John's College, Cambridge.

Es especialmente revelador que, con solo dieciséis años, calcula que en su pueblo natal habrá un eclipse solar y determina con bastante precisión el momento exacto. Esto nos da una idea clara del nivel extraordinario del personaje.

También es curioso que, durante su etapa universitaria, algunos domingos se reunía con compañeros en despachos del Trinity College, Cambridge, donde comentaban la actualidad científica del momento. Estas estancias son precisamente donde Isaac Newton había escrito gran parte de su obra fundamental. Es difícil no pensar que ese ambiente no lo influyera profundamente.

Figura 6. Trinity College de Cambridge

Otro detalle interesante, que he querido incluir en la conferencia, es una anotación que Adams hace en uno de sus diarios personales. Mientras estudia matemáticas, reconoce que a menudo se distrae pensando en astronomía, lo que dice muy claramente hacia dónde se orientaba su verdadero interés.

En 1841, en una librería, cae en sus manos un libro que contiene el informe que George Biddell Airy había escrito años antes, donde se destacaba que el problema de la órbita de Urano era una cuestión grave que la astronomía debía resolver. A partir de ese momento, parece claro que Adams decide interiormente que quiere dedicarse a este problema.

Pasa el tiempo, Adams se gradúa con resultados excelentes —de hecho, como uno de los mejores de su promoción—, obtiene varios premios académicos y se consolida como una figura brillante dentro de la universidad. Con solo veinticuatro años, decide afrontar directamente el reto de explicar por qué Urano sigue una órbita tan anómala.

Ya he comentado antes que las discrepancias entre las posiciones observadas de Urano y las posiciones predichas por los cálculos teóricos eran cada vez más importantes. Cuando Adams comienza a trabajar en el problema, la situación todavía ha empeorado. Las tablas de Alexis Bouvard, de las que ya hemos hablado, habían tenido que construirse utilizando únicamente las observaciones más recientes, porque si se incorporaban datos más antiguos, las predicciones no cuadraban en absoluto. Esto dejaba claro que el problema era realmente serio.

Airy, que también estaba profundamente implicado, había detectado que los valores predichos del vector radio de Urano —es decir, su distancia al Sol— eran incorrectos según las tablas disponibles. Esta discrepancia le preocupaba mucho, y más adelante veremos que esto acabaría teniendo consecuencias importantes, especialmente para Inglaterra.

¿Qué hace, entonces, este joven matemático que es Adams? Lo primero que hace es comprobar si los cálculos anteriores contienen algún error. Tal vez, simplemente, con una revisión cuidadosa el problema podría resolverse. Pero no es así. A continuación, intenta afinar los cálculos introduciendo más términos de corrección dentro de la teoría de las perturbaciones, para ver si así la órbita de Urano encaja mejor. Lo intenta, pero tampoco funciona.

Después decide actualizar la masa de Júpiter, teniendo en cuenta que estamos hablando del siglo XIX y que los datos observacionales todavía eran bastante imprecisos. Vuelve a hacer los cálculos con este nuevo valor, pero el resultado sigue sin cuadrar. En este punto, Adams llega a la conclusión de que ninguna de estas explicaciones puede justificar el comportamiento de Urano y decide embarcarse en una empresa mucho más ambiciosa: intentar explicar su movimiento suponiendo que hay algo más en juego.

La idea con la que Adams comienza a trabajar es la presencia de un planeta ulterior, es decir, un planeta situado más allá de Urano, que lo perturbe gravitacionalmente. Y aquí es donde hay que hablar de las perturbaciones.

En un mundo ideal, podríamos pensar que un planeta como Saturno solo está influenciado por la gravedad del Sol. Y es cierto que la gran mayor parte de la masa del sistema solar se concentra en el Sol, pero el hecho de tener un planeta relativamente cercano como Júpiter hace que este también ejerza una influencia gravitatoria apreciable. De hecho, esto ya se había estudiado durante siglos: se había comprobado que, si a la órbita de Saturno se le añadía la perturbación causada por Júpiter, las posiciones observadas de Saturno encajaban mucho mejor con las predicciones teóricas.

Este era un caso de problema “directo”: se conocía la órbita real de Saturno, se conocían la posición y la masa de Júpiter, y por tanto se podía calcular qué perturbación debía ejercer Júpiter sobre Saturno. El resultado funcionaba muy bien y reforzaba la teoría de la gravitación.

Ahora bien, con Urano la situación es mucho más complicada. Nos encontramos ante un problema de perturbación inversa. Urano está sometido a la gravedad del Sol, pero también a las perturbaciones de Júpiter y de Saturno, y además parece estar afectado por otro planeta situado aún más allá, del cual no se conoce ni la posición ni la masa. Es decir, hay que resolver dos problemas al mismo tiempo.

Para poder aplicar la teoría de las perturbaciones, sería necesario primero conocer la elipse “verdadera” de Urano, es decir, la órbita que seguiría si no hubiera perturbaciones. Y, una vez conocida esta órbita ideal, se podrían añadir las perturbaciones de Júpiter, Saturno y ese planeta desconocido. Pero como no se conoce ni la órbita real de Urano ni las características del planeta exterior, Adams se ve obligado a atacar ambos problemas simultáneamente.

Como buen matemático y físico, lo primero que hace es simplificar el problema, porque de lo contrario sería inabarcable. En primer lugar, supone que la órbita de este planeta desconocido es circular. En segundo lugar, como la ley de Titius-Bode había funcionado razonablemente bien con todos los planetas conocidos e incluso con Ceres, asume que este nuevo planeta también debería seguir esta ley.

Su estrategia matemática es realizar una especie de experimento numérico: probar valores, ver si los resultados encajan con las observaciones y, a medida que se aproxima, ir refinando los cálculos. Es un trabajo extremadamente laborioso.

De hecho, su hermano George lo ayuda activamente. En un relato familiar titulado The Memoirs of Our Family, explica cómo a menudo, noche tras noche, se sentaba con él en el pequeño salón de casa, cuando el resto de la familia ya dormía, observando por encima de su hombro mientras copiaba, sumaba y restaba largas columnas de números, para asegurarse de que no repetía ningún cálculo ni cometía errores. Hay que recordar que todo esto se hacía sin calculadoras, sin ordenadores y, evidentemente, sin ningún tipo de ayuda digital: solo pluma, papel y cálculo mental.

Su hermano también relata cómo su madre, agotada después de un día de trabajo, antes de irse a dormir les preparaba pan y leche para que pudieran seguir trabajando. A menudo Adams, exhausto, decía que ya era hora de irse a dormir, pero enseguida añadía “solo un minuto más” y continuaba trabajando casi inconsciente de todo lo que lo rodeaba, completamente absorbido por sus cálculos. Incluso durante los paseos, su mente estaba tan concentrada en el problema que solo respondía de manera mecánica cuando alguien le llamaba la atención, antes de volver inmediatamente a sus números.

Todo esto nos muestra hasta qué punto John Couch Adams estaba obsesionado con la idea de que debía existir un nuevo planeta en el sistema solar. Hacia 1843 llega a una conclusión preliminar muy importante: debe existir un planeta más allá de Urano. Aún no conoce su posición exacta ni su masa, pero ya ve claramente que las anomalías en la órbita de Urano concuerdan con esta hipótesis. Además, llega a la conclusión de que este planeta debería estar aproximadamente al doble de la distancia del Sol que Urano.

A pesar de esta obsesión científica, la vida continúa. Adams comienza a dar clases en la University of Cambridge, y su mentor, James Challis, le pide que calcule la órbita de un nuevo cometa que ha pasado recientemente por el sistema solar. Dado su talento para el cálculo de órbitas, le encarga esta tarea. Este cometa, además, sufre fuertes perturbaciones al pasar cerca de Júpiter, algo muy relacionado con el tipo de problemas que Adams ya está estudiando.

Adams publica este trabajo en una revista científica que algunos de vosotros conoceréis porque todavía hoy es una de las más importantes en investigación astronómica. Y es en este contexto cuando, por primera vez, aparece el nombre de Urbain Le Verrier. En Francia, Le Verrier había realizado cálculos muy similares para el mismo cometa, y los resultados coincidían de manera sorprendente.

Pero Adams quiere continuar con su trabajo principal: determinar si realmente existe o no un nuevo planeta más allá de Urano. En este sentido, piensa que no hay nada mejor que recurrir a los datos de archivo del gran observatorio británico, el Royal Greenwich Observatory. Así pues, pide a su mentor, James Challis, que interceda ante Airy, que en aquel momento es el director del observatorio de Greenwich, para que le facilite observaciones históricas de Urano a lo largo de muchos años.

A través de Challis, Adams consigue que Airy le envíe observaciones de Urano comprendidas entre los años 1754 y 1830. Es decir, dispone de un conjunto de datos excelente para continuar sus cálculos. En una carta de Challis a Airy se puede leer:

“Estimadísimo señor, estoy profundamente agradecido por haberme enviado una serie tan completa de observaciones tabuladas de Urano. El señor Adams no se atrevía a pedir más que las correspondientes a los últimos diez años. La lista que me ha enviado le proporciona los medios para llevar a cabo de la manera más eficaz la investigación en la que está inmerso.”

Este fragmento ya deja entrever un rasgo del carácter de Adams: era extraordinariamente modesto, incluso tímido, y no se atrevía a pedir más datos de los estrictamente necesarios.

Una vez con todas estas observaciones en sus manos, Adams llega a una conclusión clave: las discrepancias entre las tablas de Bouvard y las posiciones observadas de Urano no solo se deben a la posible existencia de otro planeta, sino también al hecho de que la órbita “verdadera” de Urano —la elipse no perturbada— estaba mal determinada. Esta idea es fundamental y es la que, en cierto modo, lo conduce al éxito.

Adams construye una ecuación en la que introduce como incógnitas tanto las correcciones a la órbita de Urano como el efecto gravitatorio del nuevo planeta. A diferencia de lo que había hecho inicialmente, ahora ya no supone una órbita circular para el planeta desconocido, sino una órbita elíptica. Aun así, sigue asumiendo que se encuentra aproximadamente al doble de la distancia de Urano al Sol.

El procedimiento de cálculo es extremadamente laborioso. Adams dispone de una gran cantidad de datos procedentes de Greenwich, y su estrategia consiste en agrupar las discrepancias observadas cada tres años. De este modo obtiene un conjunto de 21 ecuaciones independientes. Cuando llega a este punto, matemáticamente el problema ya está planteado: dentro de este sistema de ecuaciones se encuentra necesariamente la solución de la posición del nuevo planeta.

Para resolver este sistema complejo, aplica un método matemático desarrollado por Carl Friedrich Gauss, pensado precisamente para encontrar la mejor solución posible cuando se trabaja con muchos datos y con observaciones que contienen errores inevitables. Hay que recordar que las medidas astronómicas nunca son perfectas.

Hacia finales del año 1845, Adams llega finalmente a una solución. Antes de cantar victoria, sin embargo, comprueba si su modelo es coherente con todas las observaciones disponibles de Greenwich. El resultado es espectacular: las discrepancias, que con las tablas de Bouvard llegaban a superar los 90 segundos de arco, se reducen ahora a solo uno o dos segundos de arco. Aún se podría refinar un poco más, pero el problema está esencialmente resuelto.

Cabe destacar un detalle importante: Adams tiene solo 26 años cuando consigue este resultado.

En septiembre de 1845, ya con los cálculos hechos, pasa a la astronomía de posición y determina que el 1 de octubre de 1845 el nuevo planeta debería tener una elongación de 326,5 grados. Esto sitúa el planeta en la constelación de Acuario, muy cerca de la frontera con Capricornio. En términos prácticos, se trata de una región del cielo relativamente concreta: más o menos “por aquí” es donde debería encontrarse el nuevo planeta.

Una vez tiene esta predicción, el paso lógico es observarlo. Challis escribe nuevamente a Airy diciéndole:

“Señor, mi amigo, el señor Adams, ha completado sus cálculos sobre la perturbación de la órbita de Urano por un planeta exterior hipotético y ha llegado a unos resultados que le gustaría comunicarle personalmente, si pudiera disponer de unos momentos de su valioso tiempo. Sus cálculos se basan en las observaciones que tan amablemente le proporcionó, y por su carácter de matemático y su experiencia considero que las deducciones se han hecho de manera muy sólida.”

Es decir, Challis deja claro que el trabajo de Adams es serio y que no sería una pérdida de tiempo intentar observar este planeta.

Adams intenta personalmente hablar con Airy en Greenwich para iniciar las observaciones, pero aquí comienza una sucesión de mala suerte realmente sorprendente. Cuando llega, Airy está en Francia. Lo vuelve a intentar en octubre, pero Airy todavía no está. En otra ocasión, cuando finalmente Airy ha regresado, el mayordomo no lo deja pasar porque el director está cenando. Finalmente, Adams abandona el observatorio y deja una nota breve, escrita en una hoja doblada, con un resumen de sus cálculos.

Cuando Airy finalmente lee la nota, se muestra escéptico. Recordemos que Airy estaba especialmente obsesionado con el problema del vector radio de Urano. Por eso, en su respuesta a Adams, le hace una pregunta muy concreta: con su nuevo modelo, ¿el vector radio de Urano concuerda finalmente con las observaciones o no?

Adams considera que la pregunta de Airy es casi trivial. A su juicio, es evidente que el vector radio de Urano estaba mal determinado antes y que, con el nuevo modelo, ahora queda corregido. Si las tablas de Bouvard eran incorrectas, es claro que este parámetro también debía serlo. Por eso decide continuar trabajando, perfeccionando sus cálculos y refinando la órbita, y piensa que ya responderá a Airy cuando tenga el trabajo más terminado. El problema es que no le responde.

Y esta es una mala decisión crucial. Para Adams quizá era un detalle menor, pero para Airy no lo era en absoluto. Para él, la cuestión del vector radio era fundamental. Ante la falta de respuesta, decide no dar suficiente credibilidad a los cálculos de Adams y, en consecuencia, no ordena ninguna búsqueda observacional del nuevo planeta. Ningún telescopio británico inicia la búsqueda.

El papel de Le Verrier

Mientras tanto, en Francia, entra en escena otra figura clave: Urbain Le Verrier, un auténtico héroe de la astronomía francesa. Igual que Adams, es un prodigio matemático. Nace en 1811 en Normandía y ya desde muy joven destaca por su extraordinaria capacidad intelectual, especialmente en matemáticas. Hacia 1841 consigue una plaza en la École Polytechnique de París.

Figura 7. Urbain Le Verrier

Es curioso porque, inicialmente, Urbain Le Verrier se orienta hacia la química, pero muy pronto se le ofrece una plaza como docente en astronomía, que acepta. Durante los primeros años en la École Polytechnique de París, centra su investigación en el estudio del sistema solar y su estabilidad, siguiendo la tradición de Pierre-Simon Laplace. Realiza estudios extremadamente detallados sobre las variaciones orbitales de los planetas interiores a lo largo de intervalos de hasta 200.000 años, lo que ya da una idea del nivel de sofisticación de sus cálculos.

Estos trabajos también incluyen el análisis de los planetas exteriores ya conocidos, y todo ello muestra que Le Verrier está plenamente familiarizado con cuestiones de órbitas, perturbaciones gravitatorias y estabilidad dinámica.

Llegados a este punto aparece otra figura relevante: François Arago, físico y astrónomo francés muy influyente y director del Observatoire de Paris. Arago encarga a Le Verrier el estudio de las anomalías de la órbita de Urano, con la esperanza de que la astronomía francesa sea capaz de resolver este problema tan incómodo.

Figura 8. François Arago

Urbain Le Verrier se pone manos a la obra de lleno y, el 10 de noviembre de 1845, presenta su primer informe ante la Académie des Sciences. En este trabajo concluye, igual que había hecho John Couch Adams de manera independiente, que las perturbaciones gravitatorias de Júpiter y Saturno no son suficientes para explicar el movimiento anómalo de Urano.

El nivel de precisión de sus cálculos es extraordinario: llega a calcular la influencia de Saturno con una exactitud de hasta una vigésima parte de un segundo de arco. Estamos hablando de mediados del siglo XIX, sin ordenadores ni calculadoras modernas. Es realmente impresionante.

Cuando este trabajo llega a manos de George Biddell Airy, lo lee con gran interés y queda profundamente impresionado. Efectivamente, las perturbaciones conocidas no explican el comportamiento de Urano. Pero Le Verrier no se detiene ahí. Al año siguiente publica un segundo artículo aún más ambicioso.

En este nuevo trabajo analiza más de 280 observaciones de Urano, recalcula con gran cuidado la elipse que sigue el planeta y confirma que las discrepancias persisten. A partir de ahí, comienza a evaluar de manera sistemática las posibles explicaciones y ya considera seriamente la hipótesis de un planeta aún más exterior que esté perturbando la órbita de Urano.

Para avanzar, utiliza —al igual que Adams— una distancia inicial coherente con la ley de Titius-Bode, aunque no lo menciona explícitamente. Tal vez no era elegante citarla o quizá no estaba bien visto, pero el resultado concuerda claramente con esta ley empírica.

Su estrategia, sin embargo, es diferente de la de Adams. Divide el zodíaco en distintas regiones y calcula qué masa debería tener el planeta invisible si estuviera situado en cada una de esas zonas del cielo. En muchos casos, los resultados son físicamente imposibles: masas negativas o exageradamente grandes. Esas regiones quedan descartadas.

A partir de este proceso de eliminación, en su segundo artículo Le Verrier identifica una región concreta del cielo con una incertidumbre de unos 9 grados donde podría encontrarse el nuevo planeta. Refinando aún más el cálculo, determina que el 1 de enero de 1847 el planeta debería tener una elongación de unos 125 grados y situarse en la zona fronteriza entre Acuario y Capricornio. Esta predicción coincide de manera sorprendente con la de Adams.

Le Verrier estima una incertidumbre final de unos 10 grados, pero la coincidencia es clara. Sin embargo, nadie en Francia sabe nada de los cálculos de Adams. Solo Airy y James Challis son conscientes de que hay un joven matemático inglés que, en silencio, ha llegado esencialmente al mismo resultado.

La búsqueda y el descubrimiento de Neptuno

Ahora que ya tenemos este contexto —dos predicciones independientes que apuntan prácticamente a la misma región del cielo— comienza la carrera definitiva por descubrir el nuevo planeta: Neptuno. Y, como bien dices, habrá dos búsquedas paralelas, pero muy distintas en espíritu y ejecución.

La primera es la del que podríamos llamar, sin demasiada exageración, el establishment astronómico inglés. En ese momento, Airy es la única persona en Inglaterra que sabe con certeza que Adams había realizado una predicción del nuevo planeta que coincidía bastante con la de Le Verrier.

La diferencia fundamental es que Le Verrier lo ha publicado y lo ha hecho público ante la comunidad científica internacional, mientras que el trabajo de Adams sigue siendo prácticamente confidencial. Airy empieza a darse cuenta de que aquel joven matemático de Cambridge —a quien inicialmente había mirado con cierta reserva— quizá tenía realmente razón.

Esto se aprecia claramente en la correspondencia que Airy mantiene con William Whewell, una figura muy influyente en el Reino Unido. En esas cartas, Airy menciona explícitamente que existe “un tal Adams” que ha obtenido resultados muy similares a los de Le Verrier. En ese momento, comprende que, si no reaccionan con rapidez, los franceses se les adelantarán.

Aun así, Airy no puede evitar volver a su obsesión: el vector radio de Urano. Escribe a Le Verrier preguntándole si su nuevo modelo corrige este parámetro… y, casi con escepticismo, termina la carta insinuando que probablemente no será así.

La respuesta de Le Verrier es clara y directa: sí, el vector radio queda corregido, precisamente porque antes faltaba la perturbación del nuevo planeta. Con esta respuesta, Airy ya no tiene excusas. Ahora sí queda convencido de que hay que iniciar inmediatamente la búsqueda observacional. Y es aquí donde comienzan las decisiones discutibles.

Airy diseña una campaña de observación, pero sorprendentemente no la realiza desde el Royal Greenwich Observatory, pese a ser el centro astronómico más importante del país. En su lugar, decide que la búsqueda se lleve a cabo desde el observatorio de la Universidad de Cambridge, bajo la dirección de James Challis.

Challis utilizará el telescopio Northumberland, un instrumento respetable para la época, con una apertura de unos 30 centímetros. El objetivo es claro: que sea Inglaterra quien descubra el planeta antes que Francia.

Figura 9. telescopio Northumberland de 30 cm de el Observatorio de Cambridge

De repente, aquel George Biddell Airy prudente y escéptico pasa a tener mucha prisa. Escribe insistentemente a James Challis, subrayando la importancia de la tarea. Le pide que barran una enorme área del cielo, de unos 30 grados, cubriendo las constelaciones de Acuario y Capricornio. Calcula que esto requerirá cerca de 300 horas de observación.

El método elegido es peculiar: utilizan el telescopio en modo de tránsito, dejándolo fijo mientras el cielo va pasando por el campo visual. Noche tras noche, van registrando todos los puntos visibles y comparándolos, con la esperanza de detectar un punto que se mueva respecto a las estrellas fijas. Ese movimiento sería la firma inequívoca de un planeta.

Challis acepta la tarea. John Couch Adams también se implica y refina aún más las efemérides del planeta para los meses siguientes. La prioridad es clara: adelantarse a Urbain Le Verrier. Y aquí es donde llegamos al momento clave: la oportunidad perdida.

La búsqueda comienza, pero todo se tuerce. Al principio hay malas condiciones meteorológicas: nubes, mala visibilidad, mucha Luna, lo que dificulta la detección de objetos débiles. Pero el problema principal no es ese. El problema es el método de trabajo de Challis.

Challis observa mucho, pero analiza lentamente. Registra estrellas y más estrellas, pero no compara de manera sistemática las observaciones entre distintas noches. No utiliza mapas estelares detallados para detectar rápidamente qué es nuevo y qué no. De hecho —y esto es dramático— en algunas de las primeras observaciones Neptuno ya había entrado en el campo del telescopio, pero no fue identificado como planeta. El cielo estaba siendo observado, el planeta estaba allí… pero nadie lo reconoció.

Esto provoca una oportunidad perdida: el 12 de agosto Challis ya había observado Neptuno, pero sin darse cuenta no lo identificó. Si hubiera revisado solo unas pocas estrellas más, habría descubierto el planeta antes que nadie.

Esta mala fortuna continúa para Adams: su trabajo sigue siendo secreto. Las tablas y predicciones que había realizado no se publican, de modo que la comunidad astronómica británica se guía principalmente por Le Verrier. Este continúa publicando artículos en Francia, cada vez más precisos, aproximando la posición exacta del planeta e incluso estimando su masa y su diámetro aparente.

Le Verrier, al ver que necesita observadores que validen rápidamente sus predicciones, contacta con Johann Gottfried Galle, del Observatorio de Berlín, pidiéndole ayuda personal. Galle, astrónomo asistente, recibe la instrucción de buscar el planeta según las coordenadas calculadas. Junto a él trabaja Heinrich d'Arrest, un joven en prácticas en el observatorio.

Con un telescopio de 23 cm, apuntan a la zona que Le Verrier había indicado. En menos de una hora, comparando el cielo con un catálogo estelar (aún antes de la publicación oficial del atlas), identifican un punto de luz que no aparece en el catálogo. Ese punto es el nuevo planeta. Al día siguiente, el 23 de septiembre de 1846, confirman que se ha movido exactamente como Le Verrier había predicho. Miden un diámetro aparente de 2,6 segundos de arco, cercano al valor previsto de 3,3 segundos. El descubrimiento es inmediato e inequívoco.

La controversia internacional

Todo ello muestra el contraste: mientras los británicos tenían datos, predicciones y observaciones reales en la mano, la falta de sistemática y de publicidad permitió que Francia realizara el descubrimiento oficial, gracias a la combinación del cálculo matemático preciso de Le Verrier y la rapidez de sus colaboradores.

Así, Neptuno se convierte en un ejemplo clásico de cómo la matemática predictiva combinada con la observación precisa puede conducir a descubrimientos históricos, y al mismo tiempo de cómo las oportunidades pueden escaparse por pequeños detalles logísticos o de comunicación.

La noticia provoca tensiones entre países: Francia celebra que Le Verrier haya predicho con éxito el planeta. Inglaterra descubre que Adams también había realizado predicciones exactas, pero de manera secreta. Aunque el telescopio de Cambridge había observado el planeta antes, no se reconoció inmediatamente. Finalmente, ambas naciones reconocen el mérito de cada matemático y la Royal Astronomical Society concede medallas de oro tanto a Adams como a Le Verrier.

Después del descubrimiento de Neptuno, la cuestión del nombre del planeta fue caótica. Le Verrier, orgulloso de su cálculo y preocupado por la gloria, intentó bautizarlo con su propio nombre, tratando de asegurarse el mérito. Aparecieron múltiples propuestas: Oceanus, Cambrits, Minerva, Cronos, Atlas, incluso Herschel —pero era el hijo, no el padre—, y ninguna terminaba de convencer. Finalmente, se decidió que el nombre oficial fuera Neptuno, como correspondía por tradición mitológica, y Le Verrier aceptó la decisión. Este episodio permitió que las tensiones personales e institucionales se calmaran y que los protagonistas se reconciliaran.

En 1847 se alcanzó un consenso internacional sobre la coautoría del descubrimiento, reconociendo que tanto Adams como Le Verrier habían llegado de manera independiente a predicciones muy similares y que, por tanto, ambos eran codescubridores. Algunos astrónomos franceses reconocían explícitamente el mérito de Adams, destacando la precisión y el refinamiento matemático de su trabajo, aunque la burocracia británica y la discreción del propio astrónomo retrasaron su publicación.

Adams y Le Verrier se encontraron personalmente en Oxford en 1847, se dieron la mano y establecieron una amistad que perduraría. El hijo de William Herschel organizó una reunión privada donde pudieron conversar como viejos conocidos. El consenso final fue claro: ambos científicos merecían el reconocimiento como codescubridores.

Conclusión

No obstante, la historia aún guardaba capítulos ocultos: durante décadas, muchos documentos y correspondencia originales de Adams y Le Verrier, incluidos los cálculos de Adams, estuvieron desaparecidos de los archivos del Royal Greenwich Observatory. La causa fue un astrofísico que los retuvo personalmente y que acabaría trabajando en La Serena, Chile; tras su muerte se recuperaron más de 100 kilos de documentación histórica, incluida toda la correspondencia original de la época del descubrimiento de Neptuno.

Los archivos permitieron matizar posteriormente la contribución de Adams: sí, había realizado cálculos muy meritorios y llegó a una solución similar a la de Le Verrier, pero no con la precisión final que alcanzó el francés. En Berlín, con solo una hora de observación, Galle y d’Arrest confirmaron el planeta según la predicción de Le Verrier, y el consenso histórico moderno sitúa el mérito principal en Le Verrier, mientras que Adams es reconocido como un precursor y calculador independiente que también llegó a una solución muy cercana.

Así se ve que la gloria pública y la precisión final del descubrimiento recayeron en Le Verrier, mientras que Adams fue víctima de su discreción y de una gestión ineficiente por parte de sus superiores, que no publicaron sus cálculos a tiempo.

Esto conduce también a una reflexión sobre la función social del científico: no basta con realizar cálculos magistrales, sino que es necesario comunicar, gestionar y defender públicamente el propio trabajo. Aun así, Adams queda reconocido como un talento extraordinario, un matemático independiente que anticipó la presencia de un planeta, y Neptuno sigue siendo un testimonio del poder predictivo de la mecánica newtoniana y de la precisión de la matemática aplicada al sistema solar. El descubrimiento es, por tanto, una victoria colectiva de la teoría, del cálculo y de la observación, con Adams como precursor y Le Verrier como ejecutor preciso y reconocido.

Coloquio

Se dice que Le Verrier era un déspota. El personal que tenía en el observatorio lo tenía absolutamente amargado. Cuando se trataba de buscar Neptuno, nadie de su observatorio quiso hacerlo, y acabó recurriendo a un alemán. Pero el Observatorio de París tenía un telescopio muy grande y potente.
Es correcto; Le Verrier era muy exigente y disciplinado, lo que generaba tensiones en su observatorio.

¿Este planeta se habría podido descubrir con un telescopio de aficionado?
Sí, es cierto que con un telescopio pequeño se puede descubrir; ahora bien, la clave del descubrimiento no era solo el telescopio, sino también los mapas estelares y la precisión de los cálculos.

¿La ley de Titius-Bode sigue cumpliéndose en otros sistemas planetarios?
La ley de Titius-Bode es más un ajuste fenomenológico de distancias planetarias que una ley teórica. Se ha intentado aplicar a otros sistemas planetarios con adaptaciones y, en algunos casos, ha permitido sugerir la posible existencia de planetas exteriores con éxito.

Conferencia de la Astronómica de Sabadell. Joan Carles Carles, 18 de febrero de 2026.

Recordáis que en 2024 impartimos una charla divulgativa sobre el incendio y el posterior accidente que sucedió a la central nuclear de Vandellós 1. Como consecuencia de aquel incendio, en 1990, prácticamente seis meses después de que se produjera, se decretó su cierre.

En la charla de hoy intentaremos explicar qué ha pasado desde el año 1990, momento en que se procedió al cierre oficial de la central, hasta la actualidad, en cuanto a su desmantelamiento.

Este proceso empezó con la fase 1 de desmantelamiento, que se desarrolló desde el año 1989 —momento en que se produjo el incendio— hasta el año 1998, prácticamente diez años después, bajo la responsabilidad del antiguo explotador de la central, la compañía IFRENSA.

El año 1998, cuando finaliza esta primera fase, entra en juego ENRESA (Empresa Nacional de Residuos Radiactivos), que asume la responsabilidad del desmantelamiento y de la gestión de los residuos radiactivos. Durante cinco años, del 1998 al 2003, se ejecutó la fase 2 del desmantelamiento, que posteriormente explicaremos con más detalle.

A partir del año 2003 y hasta aproximadamente en 2030, nos situamos en el que denominamos el periodo pasado-presente, o periodo de latencia. Durante todos estos años, la central ha sido sometida a vigilancia, pero no se han llevado a cabo actividades propiamente dichas de desmantelamiento.

También analizaremos los posibles escenarios de futuro para iniciar la fase 3 del desmantelamiento, que correspondería a la liberación completo del emplazamiento donde se ubicó la central. En este sentido, haremos un repaso de que se ha hecho en otras centrales de primera generación.

Concretamente, hablaremos de dos centrales del Estado español —José Cabrera y Garoña—, de una central francesa —Saint-Laurent-des-Eaux, que fue la central de referencia de Vandellós Y—, y de una central norteamericana, la Fort St. Vrain Nuclear Power Plant, en el estado de Colorado.

Actualmente, al emplazamiento hay un pequeño centro interpretativo donde se exponen varias maquetas que explican visualmente todo aquello que iré desarrollando a lo largo de la charla de hoy. Esta primera maqueta (figura 1) muestra como era el emplazamiento de la central justo antes de su cierre: destacaba el edificio principal del reactor, la parte exterior donde se encontraban las turbinas —donde se produjo el incendio—, el edificio eléctrico y los talleres, el edificio del combustible gastado, donde se llevaba el combustible una vez extraída del reactor para almacenarlo a las piscinas, y la zona de los silos de grafito, que veremos que han tenido una importancia clave en el proceso de desmantelamiento.

Figura 1. Maqueta de la central nuclear de Ascó 1

También había otros edificios: los edificios administrativos, la central auxiliar, la estación de bombeo, la estación de tratamiento de efluentes líquidos radiactivos, varios depósitos de agua desmineralizada, diferentes naves de talleres y el servicio de protección radiológica. Esta era la configuración existente en el momento del cierre de la central.
La situación actual, representada en esta maqueta (figura 2) muestra que el cajón del reactor ha quedado reducido en este único edificio. Toda la estructura exterior anterior, mucho más grande y voluminosa, fue desmantelada y sustituida por un nuevo edificio de protección contra la intemperie, dentro del cual se mantiene el núcleo del reactor.

Figura 2. Maqueta de los edificios actuales de Vandellós 1

Todos los edificios administrativos fueron derrocados, así como la estación de tratamiento de efluentes radiactivos y la central auxiliar. Se conservó el edificio de la central de bombeo de agua, pero actualmente ya no contiene ningún componente mecánico. En cuanto a los silos, esta maqueta no les representa correctamente, puesto que todavía existen físicamente, pero su interior ya no contiene las camisas de grafito, que fueron evacuadas y transportadas en contenedores específicos.

Fase 1 del desmantelamiento

 En cuanto a la fase 1 del desmantelamiento, esta fue responsabilidad del mismo explotador, la empresa IFRENSA, de acuerdo con el que establecía la orden ministerial de cierre de la central. Esta orden exigía la adecuación de toda la documentación existente, la preparación de un plan de retirada del combustible, un plan de retirada de productos tóxicos y peligrosos, y un plan de tratamiento de los residuos generados durante la explotación de la central que todavía se encontraban en el interior.

Por parte de IFRENSA, los trabajos de preparación se inician el septiembre de 1990, así como el proceso que culminaría con el traspaso de la gestión a ENRESA en 1998.

Entre los años 1990 y 1998 se trabajó intensamente en la documentación reglamentaria, definiendo las nuevas especificaciones técnicas de funcionamiento en situación de parada definitiva. Hay que tener en cuenta que, durante los primeros años, el combustible todavía se encontraba dentro del reactor, hecho que exigía unos requisitos estrictos de refrigeración para evitar daños graves o una posible fusión de los elementos combustibles.

También se definió el tratamiento del grafito y la manera como se tenía que almacenar de forma segura. Se definió como se tenía que hacer el aislamiento de todas las cañerías de entrada y salida del reactor. Este elemento, que veremos posteriormente, el cajón del reactor, es muy grande, enorme: una estructura de hormigón gigantesca que se tenía que aislar completamente para que, durante el periodo de latencia, todo el que quedaba en el interior se mantuviera en condiciones de almacenamiento con el máximo nivel de seguridad.

También se procedió al desmontaje de la estructura exterior del cajón del reactor, aquella estructura tan voluminosa, así como al desmontaje de la máquina de recarga situada a la parte superior, que se utilizaba para la descarga del combustible.

Este tipo de centrales de grafito-gas son estructuralmente muy diferentes de las centrales que actualmente están en funcionamiento, que son las de agua a presión y las de agua en ebullición. Por este motivo, hay que destacar todas estas singularidades, que de alguna manera influyeron tanto en la descarga del combustible como en el desmantelamiento de la central. La primera singularidad es la dimensión del cajón del reactor y de los componentes que hay en el interior.

El cajón del reactor es una estructura de hormigón armado de casi 50 metros de altura, con unos 38 metros de diámetro y unos grosores que oscilan entre los 4,75 y los 6 metros. En el interior hay un acopio de grafito con estructuras hexagonales que, junto con el combustible ubicado en los canales de combustible que atraviesan este acopio, constituyen un total aproximado de 3.000 toneladas en el interior del reactor en el momento inicial del desmantelamiento.

Los canales de combustible eran 3.072, con un diámetro de unos 145 milímetros, una altura de 10 metros y contenían 15 elementos combustibles cada uno. Posteriormente, veremos una imagen de cómo eran estos elementos.

En cuanto a las características del combustible, aquí se representa como era una barra de combustible nuclear de uranio natural. Esta barra estaba situada en el interior de una camisa de grafito. La camisa de grafito era, básicamente, una estructura que permitía a la máquina de carga y descarga coger el elemento, extraerlo, separar la parte del elemento combustible que había en el interior y llevar este combustible a la piscina de combustible gastado. La camisa de grafito, una vez separada, se transportaba hasta los silos y se depositaba.

Por el interior de la camisa era por donde circulaba el CO₂, que refrigeraba el elemento combustible. El combustible, de uranio natural, estaba situado en el interior de una vaina de magnesio, y adentro había el uranio natural y una alma, o núcleo, de grafito.

En el momento inicial del desmantelamiento había en el interior del reactor un total de 43.628 elementos combustibles. Por lo tanto, fue necesario preparar un plan de descarga específico, puesto que estos elementos no se podían extraer de manera aleatoria. Había que seguir una secuencia adecuada para evitar incidentes de reactividad con el combustible que quedaba dentro del reactor y también para evitar problemas de refrigeración.

Si, por ejemplo, se hubieran extraído todos los 15 elementos combustibles de un mismo canal, la refrigeración existente en aquel momento habría podido provocar un bypass del flujo refrigerante, dejando otros canales con combustible sin el caudal necesario para garantizar una refrigeración adecuada. Los elementos combustibles continúan emitiendo calor —cada vez menos, pero de manera persistente—, y por tanto había que garantizar la evacuación constante de este calor residual durante todas las tareas de descarga del combustible y de desmantelamiento.

En el momento inicial, la cantidad de grafito presente al reactor, sumando las camisas y el grafito que se había ido depositando a los silos durante la vida operativa de la central, era de 187.351 camisas, más dos elementos adicionales: dos elementos combustibles que estaban depositados a los silos a causa de un incidente ocurrido al inicio de la explotación de la central. En aquel momento, durante el proceso de descamisat de los elementos combustibles, la retirada de la camisa no se hizo correctamente y, por error, se depositaron dos elementos combustibles enteros a los silos. Esto, como veremos más adelante, complicó considerablemente todo el procedimiento de vaciado de estos silos de grafito.

El total de residuos almacenados a los silos era de 1.128 toneladas, formadas principalmente por camisas de grafito y cilindros de grafito. Estos cilindros se habían utilizado en configuraciones iniciales del reactor para allanar los flujos neutrònics, actuando como elementos absorbentes. Además, también había los dos elementos combustibles mencionados y otros bidones depositados a lo largo de la operación.

También hay que destacar la presencia de la máquina de carga de combustible, la DPM, situada a la parte superior del edificio del reactor, así como el edificio de combustible y piscinas. Este edificio de combustible era un edificio puente que conectaba la máquina de descarga con las piscinas: los elementos descargados bajaban por este edificio y se depositaban a las piscinas de combustible gastado.

Como elementos singulares del conjunto, hay que remarcar la enorme estructura exterior de protección atmosférica del reactor. Otra singularidad importante del desmantelamiento fue el acondicionamiento de las resinas y zeolitas presentes a la estación de tratamiento de residuos y de efluentes líquidos utilizados durante la operación de la central.

Estas son algunas de las singularidades principales que después explicaremos con más detalle, describiendo como se fueron gestionando a lo largo del proceso de desmantelamiento.

La primera parte del desmantelamiento consistió a extraer todos los elementos combustibles que había dentro del núcleo del reactor y evacuarlos, en primer lugar, hacia las piscinas de la misma central y, posteriormente, transportarlos hasta la planta de reprocesamiento situada en Francia para hacer el tratamiento del combustible.

Los elementos combustibles de este tipo de central presentaban una limitación importante que no tienen, por ejemplo, los elementos combustibles de las centrales de agua a presión. A causa del tipo de vaina que incorporaban, el tiempo máximo recomendado de permanencia en agua era de dos años. Además, no se podían transportar en seco, como se hace habitualmente con los elementos combustibles de los reactores de agua a presión, mediante contenedores tipos dry cask.

Por este motivo, los elementos se tenían que evacuar necesariamente a las piscinas y, desde allí, transportarlos en Francia. Durante todo el periodo de manipulación del combustible, estos elementos no podían permanecer más de dos años sumergidos en agua. Esto obligó a planificar con mucho de detalle todo el proceso de vaciado del reactor para evitar que el combustible superara este límite temporal dentro de las piscinas.

Francia es uno de los pocos países donde se puede llevar a cabo el reprocesado del combustible nuclear. El que se hace, básicamente, es retirar las partes activadas del combustible que todavía contienen material fisible, principalmente plutonio e isótopos del uranio, con el objetivo de reducir sobre todo el volumen final de residuos. Los materiales que no se reaprovechan se vitrifican mediante un proceso en que los residuos radiactivos resultantes se incorporan a una matriz sólida de vidrio y, posteriormente, se introducen dentro de un contenedor metálico para su almacenamiento y transporte.

Los transportes de combustible hacia Francia, concretamente hacia la planta de La Hague, se finalizaron el octubre de 1994. En aquel momento, el núcleo del reactor quedó completamente libre de elementos combustibles.

Una vez extraída todo el combustible, se pudo proceder al desmontaje de la máquina situada a la parte superior del reactor. Se trataba de una máquina muy voluminosa, la DPM, que era la encargada de manipular los elementos combustibles y transportarlos hasta las piscinas. El desmantelamiento de esta máquina permitió reducir considerablemente el volumen de toda la estructura superior asociada al reactor.

Otra parte importante de esta fase 1 consistió en el reacondicionamiento de las resinas que se habían ido acumulando durante la operación de la central. Estas resinas formaban parte del sistema de filtraje del agua de las piscinas de combustible y servían principalmente para retener el cesio, un elemento radiactivo, evitando la liberación en el exterior.

Durante la vida operativa de la central, estas resinas se habían acumulado en dos fosas independientes. El procedimiento para evacuarlas consistió a homogeneizarlas con agua para diluirlas parcialmente y facilitar la manipulación. Posteriormente, se trataron mediante una planta móvil de cimentación construida por Equipos Nucleares, y finalmente se encapsularon en bidones de 220 litros.

Estos bidones fueron evacuados posteriormente hacia el centro de almacenamiento que ENRESA tiene en el Cabril. En total, se evacuaron 34 metros cúbicos de resinas, que generaron 670 bidones de 220 litros cada uno. A partir del año 1994, se procedió a su retirada hacia El Cabril y, una vez finalizada este proceso, la planta de acondicionamiento pudo ser desmantelada.

Durante esta misma fase 1, la Dirección General de la Energía del Ministerio de Industria requirió, en 1991, a IFRENSA que preparara las operaciones de extracción, segregación y preacondicionamiento de los residuos contenidos a los silos de grafito. En un primer momento, IFRENSA intentó traspasar esta responsabilidad a ENRESA, pero esta lo rechazó, argumentando que se trataba de residuos procedentes mayoritariamente de la operación normal de la central.

A pesar de que una parte de los residuos se habían generado después de la parada definitiva, una fracción muy importante provenía claramente de la etapa operativa. Finalmente, IFRENSA asumió el proyecto de vaciado de los silos de grafito para dejarlas preparadas porque, en la fase 2, ENRESA pudiera hacerse cargo de su descontaminación.

Este proyecto se encargó a un consorcio formado por Equipos Nucleares y la compañía francesa Framatome, con un presupuesto de 132 millones de euros. El vaciado de los silos de grafito fue el proyecto más complejo de toda la fase 1 del desmantelamiento.

Los silos de grafito eran tres pozos en que se habían ido depositando todas las columnas de grafito sin ningún orden específico: simplemente se tiraban en el interior. Esto hacía que el grafito se rompiera y se tuviera que recoger, extraer, compactar y triturar, puesto que, si no, ocupaba un volumen muy elevado. Posteriormente, había que introducirlo en contenedores de grandes dimensiones, preparados para ser depositados en un almacén controlado hasta que su actividad radiactiva decayera.

Para llevar a cabo este proceso, se tuvieron que construir dos talleres: un taller de extracción, situado a la MED, y un taller de tratamiento, ubicado al ATC. El taller de extracción disponía básicamente de un sistema de manipulación a distancia para ir recuperando las camisas de grafito, con la precaución añadida que al silo 1 había dos elementos combustibles.

Esta parte se dejó para el final. Primero se vaciaron los otros silos, donde no había este riesgo, cosa que permitió probar y poner a punto todos los talleres de extracción y preparación del grafito.

El segundo taller era lo destinado al tratamiento del grafito y a su preparación para el almacenamiento en contenedores. Inicialmente, había una celda de descarga donde se hacía la separación de los diferentes materiales. El grafito incorporaba, a su parte inferior, unos elementos metálicos —filamentos— que servían para sujetar el elemento combustible en la camisa de grafito, cosa que permite la manipulación conjunta de todo el conjunto.

Estos elementos metálicos se tenían que separar, puesto que presentaban un nivel de radiactividad mucho más elevado que las camisas de grafito, a causa de su activación neutrónica. Por este motivo, era imprescindible hacer una segregación específica antes del almacenamiento final.

También había otros elementos que actuaban como absorbentes, y todo este material se tenía que separar, puesto que los requisitos de almacenamiento eran diferentes. Esta separación se hacía en el taller correspondiente, donde el material se clasificaba en tres flujos diferentes, es decir, en tres tipos de contenedores.

Por un lado, había el contenedor CMU, destinado al grafito, que contendía las camisas de grafito trituradas. Por otro lado, el contenedor CBU, donde se introducían las partículas metálicas y los elementos absorbentes. Finalmente, los contenedores C2 recogían plásticos, bidones y otros residuos diversos, incluidos algunos materiales de bario que se encontraban en el interior de los silos.

Todo este material se trasladó a un almacén temporal construido en un antiguo taller mecánico, donde se depositaron todos estos contenedores. En total, se almacenaron 230 contenedores de camisas de grafito, 74 de materiales metálicos, 18 de absorbentes y 4 de residuos de bario.

Un caso particular fue el del silo número 1, en la cual se habían depositado dos elementos combustibles irradiados, pero no se sabía exactamente donde se encontraban ni como localizarlos. Cuando posteriormente se muestran las fotografías, se pueden apreciar las dimensiones: estamos hablando de elementos combustibles relativamente pequeños dentro de unos silos enormes y con una gran cantidad de grafito acumulado.

Estos dos elementos combustibles se habían depositado por error al inicio de la operación de la central. La central empezó a funcionar en 1972 y los elementos se depositaron en 1973. Posteriormente, cuando se detectó la presencia de estos elementos, el silo se clausuró parcialmente, se continuó utilizando durante un tiempo, pero finalmente se selló y se procedió a vaciar el silo número 2 y un tercer silo que inicialmente no estaba prevista y que también se utilizó para el depósito de grafito.

Por lo tanto, antes de enviar el material al proceso de tratamiento, había que localizar estos dos elementos combustibles para evitar manipularlos de manera inadecuada o provocar daños. Estos elementos se tenían que manipular en una celda caliente situada en el edificio de piscinas y, posteriormente, transportarlos a la planta de reprocesamiento, puesto que no se podían enviar junto con los elementos combustibles normales que se habían descargado del núcleo del reactor.

Inicialmente, se previó un sistema de identificación basado en la medida de la actividad radiactiva y en el análisis de los espectros de radiación, para detectar la presencia de determinados radionúclidos. Sin embargo, este sistema no ofrecía suficientes garantías para identificar con precisión la ubicación exacta de los dos elementos combustibles dentro del silo.

Finalmente, el método que se utilizó para diferenciar estos dos elementos combustibles de los absorbentes aprovechó el hecho que los absorbentes eran elementos de naturaleza férrica. A pesar de que físicamente eran muy similares a los elementos combustibles, podían ser claramente identificados mediante imanes, puesto que eran atraídos por su contenido metálico, mientras que los elementos combustibles no lo eran.

De este modo, se pudieron identificar finalmente los dos elementos combustibles. El primero se encontró en buen estado, manteniendo su integridad física. Se recuperó, se colocó en un estuche específico y se trasladó a la celda caliente, donde se manipuló y preparar para su transporte.

El segundo elemento combustible, en cambio, se encontró en un estado bastante deteriorado, con la vaina de magnesio prácticamente desaparecida. Esta vaina de magnesio era la que contendía el uranio natural en el interior. En consecuencia, el uranio se encontraba ya en forma oxidada y degradada. Este elemento también se manipuló mediante un mecanismo diseñado específicamente para este caso, se trasladó a la celda de manipulación en caliente, se encapsuló en un estuche especial y se envió igualmente a la planta de reprocesamiento.

Una vez retirados estos dos elementos del silo número 1, se pudo finalizar el vaciado de todas las camisas de grafito que contendía, y el vaciado completo de los silos se dio por finalizado el diciembre del año 1997.

Fase 2 del desmantelamiento

A partir de este momento, ENRESA, de acuerdo con la definición del desmantelamiento establecida por el Ministerio de Industria, pudo llevar a cabo el que se denomina la transferencia de titularidad. Es decir, a comienzos del año 1998, ENRESA pasó a ser la titular de las instalaciones y asumió la responsabilidad de las fases posteriores de desmantelamiento y de descontaminación de los diferentes edificios de la central.

Este modelo existente en el Estado español, basado en una empresa pública específica para la gestión del desmantelamiento y de los residuos radiactivos, es un modelo mixto y diferente al que se aplica en otros países, que posteriormente comentaremos brevemente. También explicaremos la estructura de ENRESA, la manera como se constituyó, como se financia y qué son las funciones que tiene encomendadas.

A partir del año 1998, ENRESA desplegó un plan de trabajo basado en una secuencia de actividades, entre las cuales una de las más importantes fue la limpieza y descontaminación de los silos. A pesar de que los tres silos de grafito ya estaban vacías, continuaban contaminadas y, por lo tanto, antes de poderlas declarar zonas desclasificadas, había que llevar a cabo las tareas de descontaminación correspondientes.

Otra actuación relevante dentro de este plan fue el confinamiento del cajón del reactor.

Esta fase también incluyó el montaje de una nueva estructura de protección contra la intemperie, mucho más reducida —aproximadamente un 75% menos volumen que la estructura original—, y el desmontaje de la estructura exterior existente. Estos dos procesos se tenían que llevar a cabo en paralelo: por un lado, el desmantelamiento de la estructura antigua y, de la otra, el montaje de la nueva protección.

Al mismo tiempo, había que aislar las 1.700 penetraciones de entrada y salida del cajón del reactor para dejarlo completamente aislado de cara en el periodo de latencia posterior. También se tenía que proceder a la descontaminación, el desmontaje y la demolición del edificio de combustible irradiado.

Una vez vaciada el edificio de piscinas de todos los elementos combustibles, se pudo iniciar su desmantelamiento, tanto del área de piscinas como de la celda donde se habían realizado los trabajos de encapsulamiento y preparación para el envío en Francia de los dos elementos combustibles dañados.

Así mismo, se llevó a cabo el escombro de los edificios convencionales, como por ejemplo el edificio administrativo, la central auxiliar y la instalación de tratamiento de efluentes líquidos. En este último caso, a pesar de que los efluentes ya habían sido evacuados, la estructura del edificio todavía se tenía que descontaminar y desmantelar. También se desmantelaron los talleres donde se había condicionado y tratado el grafito antes de su almacenamiento en contenedores dentro del recinto de la central.

Todos estos trabajos se dieron por finalizados en 2003. Es decir, durante estos cinco años, ENRESA ejecutó de manera continuada esta serie de actuaciones de desmantelamiento.

Como resultado del procedimiento de desmantelamiento y de desclasificación de materiales llevado a cabo durante este periodo, se generaron 11.736 toneladas de materiales con actividad radiológica. Se trataba de cañerías, turbosoplantes y otros componentes de la central que habían estado en contacto con materiales radiactivos y que, por lo tanto, tenían que ser caracterizados radiológicamente y, si hacía falta, descontaminados antes de poder ser evacuados fuera del emplazamiento.

De este total, 1.763 toneladas se clasificaron como residuos radiactivos de baja y media actividad y se enviaron en el centro de almacenamiento del Cabril mediante 180 expediciones realizadas entre los años 1998 y 2003. Los residuos se transportaron en bidones debidamente condicionados hasta este centro, situado en la provincia de Córdoba, que es el único almacén de residuos de baja y media actividad existente en el Estado español.

El resto del material se pudo desclasificar radiológicamente y, una vez declarada no contaminado, una parte se destinó al reciclaje y otra se envió a plantas de eliminación convencionales. Este proceso generó un total de 7.894 toneladas de chatarra.

Adicionalmente, el desmantelamiento de los edificios convencionales, como el edificio administrativo y otras estructuras de obra civil, generó aproximadamente 77.000 toneladas de hormigón. En principio, este hormigón no estaba contaminado, puesto que procedía de edificios convencionales, y se pudo reutilizar para la restauración de los mismos terrenos del emplazamiento. Por ejemplo, toda la zona donde anteriormente había las turbinas, el alternador y los componentes asociados se rellenó con este hormigón reciclado una vez vaciada de instalaciones.

A continuación, pasaremos a la presentación de imágenes, donde podremos ver varias fotografías de los procesos de desmantelamiento correspondientes a las fases 1 y 2 que hemos estado explicando.

En la figura 3 podemos ver cómo se estaba retirando la estructura externa del reactor y en la figura 4 como ha quedado hoy en día, con una doble reja de seguridad. A la parte superior del edificio hay una terraza que se puede visitar.

Figura 3. Reactor de la central

Figura 4. Edificio actual de la antigua central

A la figura 5 se puede ver la parte inferior del reactor, la denominada cava del reactor, que el día del incendio se inundó parcialmente. Actualmente, una parte de este espacio se ha habilitado como zona expositiva con materiales procedentes del desmantelamiento.

Figura 5. Cava del reactor

Esta zona inferior, con estos pilares, es la que soporta toda la estructura del reactor. Los pilares siguen una disposición hexagonal y sostienen la enorme estructura superior del reactor, que se mantiene completamente aislada. Todas las penetraciones que había se han sellado para evitar escapes hacia el exterior y el deterioro de los elementos que todavía se conservan en el interior.

A guisa de curiosidad, hay que destacar que la central, poco antes de su cierre, construyó un simulador de control. Hasta aquel momento no disponían y los operadores tenían que desplazarse en Francia para formarse. Uno de los requisitos que se los hizo fue construir un simulador in situ para la formación de los nuevos operadores. Este simulador se construyó hacia el año 1987 (figura 6).

Figura 6. Simulador de control

Estaba ubicado en el edificio administrativo y, al desmantelarse este edificio, se retiró y provisionalmente se ha colocado a la parte inferior del emplazamiento, a la espera de encontrarle una ubicación definitiva. Se contactó con el Museo de la Ciencia y la Técnica de Cataluña, pero finalmente no lo incorporaron. Sería una lástima que se perdiera, puesto que constituye un testigo histórico muy valioso: una réplica fiel de los paneles de instrumentación de la central.

Estas eran las ventanas plomadas que se utilizaban para manipular los elementos combustibles desde el edificio de combustible (figura 7). Permitían proteger los operadores de la radiación durante las operaciones. Posteriormente, estas ventanas se reutilizaron y se colocaron aquí, puesto que en la parte posterior es donde se han almacenado todos los contenedores que actualmente contienen el grafito.

Figura 7. Ventana plomada.

Esto que vemos aquí es una réplica de un contenedor de grafito (figura 8). Se ha hecho una ventana porque se pueda observar el interior, pero en realidad los contenedores son completamente opacos. En el interior hay el grafito triturado y condicionado.

Figura 8. Réplica de un contenedor de grafito.

Esto que observamos (figura 9) es una réplica de un elemento combustible nuevo, sin irradiar, junto con su camisa de grafito. En el interior de la camisa había la vaina del combustible. Esta parte de color dorado corresponde al uranio natural, en forma de óxido de uranio. A su núcleo, en su “corazón”, había un núcleo de grafito.

Figura 9. Réplica de elemento de combustible nuevo.

Por el centro del elemento circulaba el gas refrigerante, el CO₂. A la parte inferior se pueden apreciar unos hilos metálicos, que eran los que permitían sujetar el elemento combustible en su camisa de grafito. Cuando la máquina de carga, con sus pinzas, cogía el grafito por estas ranuras, levantaba todo el conjunto y extraía el elemento completo. Un golpe a las piscinas, se retiraba el elemento combustible, que era el que quedaba almacenado bajo agua, mientras que las camisas de grafito se conducían hacia los silos de almacenamiento.

Estas camisas de grafito, con sus elementos combustibles asociados, se organizaban en conjuntos de 15 elementos, que constituían un canal combustible. Estos canales estaban insertados dentro de una gran estructura de grafito, que es la que ha quedado en el interior del reactor. Se trata de un acopio hexagonal de casi 3.000 toneladas de grafito, que sustentaba tanto los elementos combustibles como sus camisas.

Esta pieza (figura 10) es una curiosidad histórica: una bobina magnética de memoria de la máquina que realizaba el mando y control de la central. Fecha de los años sesenta y, por lo tanto, es una auténtica pieza de museo que muestra la tecnología informática de la época.

Figura 10. Bobina magnética de memoria.

Esta imagen (figura 11) corresponde a un silo una vez descontaminada. Cuando se vaciaron completamente de las camisas de grafito, el hormigón armado del interior estaba contaminado con polvo de grafito. Por este motivo, se tuvo que proceder a su descontaminación, retirando capas de material contaminado hasta que se pudo declarar la zona como convencional.

Figura 11. Silo del reactor

Esta otra imagen muestra las turbosoplantes (figura 12). había cuatro en total, repartidas por todo el emplazamiento.

Figura 12. Turbosoplantes

Todavía hoy en día quedan los intercambiadores de calor, miedo donde circulaba el agua, se calentaba, se transformaba en vapor y salía hacia las turbinas. Todos estos cambiadores de calor continúan en el interior y son estructuras metálicas que, en su momento, tendrán que ser desmanteladas, en el que constituirá la fase 3 del desmantelamiento.

Costes de desmantelamiento

Volviendo a la presentación, hablaremos brevemente de los costes. A pesar de que la información disponible es limitada, se puede extraer algún dato relevante. En España, el organismo encargado tanto del desmantelamiento de las centrales nucleares como de la gestión de los residuos radiactivos es ENRESA. Esta entidad se ocupa de los residuos de baja, media y alta actividad, incluidos los que provienen del reprocesamiento del combustible.

ENRESA se constituyó en 1984 mediante una ley específica de creación. Es una empresa estatal, con capital público, vinculada en el Estado a través de las estructuras empresariales públicas, y es la única responsable de estas actividades en todo el territorio español.

La ley de creación de ENRESA ya la dotó de un fondo específico de financiación destinada a cubrir las actividades derivadas de los Planes Generales de Residuos Radiactivos (PGRR). Actualmente, nos encontramos en el séptimo Plan General de Residuos Radiactivos.

Para poder hacer frente tanto al desmantelamiento de las centrales nucleares como al tratamiento y gestión de los residuos radiactivos, se estableció una tasa específica, conocida como la tasa ENRESA. Esta tasa es abonada por los productores de energía nuclear en función de su producción eléctrica. En la actualidad, esta tasa es de 10,36 euros por megavatio hora producido.

Existe también una tasa por servicios asociada a las instalaciones radiactivas, pero esta representa una parte muy reducida del total de ingresos y tiene un peso prácticamente irrelevante en el conjunto del sistema de financiación.

Durante muchos años, ENRESA actuó principalmente como un organismo recaudador de fondo, sin aplicarlos de manera significativa, puesto que todavía no se habían iniciado los grandes proyectos de desmantelamiento. Durante este periodo, los fondos recaudados se invirtieron con el objetivo de obtener rendimientos financieros, que hoy en día constituyen una parte muy relevante de los ingresos anuales.

Además, hay una pequeña aportación procedente de los peajes de acceso a la red eléctrica, especialmente vinculada a las centrales más antiguas, a pesar de que este concepto tiene un peso menor.

Como ejemplo concreto, a finales del año 2024, según la memoria anual publicada por ENRESA, el fondo acumulado presentaba un saldo positivo de 8.677 millones de euros. Durante aquel mismo año:

• Se gastaron 263 millones de euros en actividades de desmantelamiento y acondicionamiento de residuos.
• Se registraron ingresos totales de 936 millones de euros, de los cuales:
• 508 millones de euros (más del 50%) provenían de la tasa ENRESA.
• 437 millones de euros correspondían a ingresos financieros derivados de la inversión de los fondos acumulados.

Hay que destacar que el debate sobre la parada definitiva de las centrales nucleares actualmente en funcionamiento tiene un impacto directo y muy significativo sobre este sistema de financiación. Si no hay producción de energía nuclear, no hay ingresos procedentes de la tasa, y esto compromete la capacidad futura de ENRESA para financiar sus actividades.

Por este motivo, cuando los titulares de las centrales solicitaron el alargamiento de la vida útil de las instalaciones en funcionamiento —entre cinco y diez años más— también pidieron la reducción o eliminación de la tasa ENRESA, argumentando que dispondrían de más tiempo para continuar alimentando el fondo. Hoy en día, ni el alargamiento de la vida útil ni la rebaja de la tasa han sido aprobados, de forma que el sistema de financiación continúa con su dinámica actual.

En cuanto a los costes específicos del desmantelamiento de la central, en 1994 ENRESA elaboró una primera estimación del coste total asociado a la fase 2, la fase de latencia y la fase final de desmantelamiento. Esta estimación era de 325 millones de euros.

• Para la fase 2 (la fase activa de desmantelamiento, con una duración prevista de cinco años), el presupuesto inicial era de 72 millones de euros.
• Finalmente, esta fase se ejecutó con un coste aproximado de 95 millones de euros y se completó en 2003.
• La estimación inicial de 1994 para la fase 3 era de 255 millones de euros, sin incluir todavía determinados costes asociados en el almacenamiento definitivo.

Además de esto, hay que añadir el coste del almacenamiento del combustible nuclear en Francia. Según varias fuentes, este coste se estima entre 800 y 1.000 millones de euros hasta el año 2025. Una parte de este importe corresponde a penalizaciones por no haber devuelto todavía estos residuos en España, y se prevé que una parte de estos costes se pueda recuperar cuando los residuos vitrificados devuelvan definitivamente al país.

Fase de latència

Finalmente, en cuanto a la fase de latencia, esta empezó en 2003, una vez finalizada el desmantelamiento de la fase 2, y se extenderá hasta el año 2030. En total, tendrá una duración de unos 27 años.

El objetivo principal de esta fase es permitir la disminución natural de la radiactividad de las estructuras internas del reactor, de forma que, al proceder a su desmantelamiento final, las dosis de radiación sean suficientes bajas para trabajar con seguridad.

Esta fase también incluye:

• La vigilancia y el mantenimiento continuo del interior del reactor.
• La presa de muestras y la realización de pruebas de estanqueidad.
• El control de la estabilidad estructural y del estado del hormigón.
• La verificación que no se produzca deterioro de las armaduras ni de las estructuras internas.

En definitiva, se trata de un sistema completo de vigilancia para garantizar que todo aquello que ha quedado en el interior del reactor se mantiene en condiciones seguras.

Finalmente, hay que señalar que el almacenamiento provisional de residuos radiactivos previsto para su envío en el centro de El Cabril se tiene que vaciar, y este proceso está programado para los años 2026 y 2027.

También durante esta fase, ENRESA tiene que preparar el desmantelamiento total de nivel 3. Este desmantelamiento presenta condicionantes y dificultades muy importantes, entre las cuales destaca especialmente la gestión de las aproximadamente 4.000 toneladas de grafito que todavía permanecen tanto en el interior del reactor como al almacén donde se ha depositado el grafito ya triturado. Hoy en día no existe una estrategia de tratamiento definitivamente definida para este grafito, y este hecho constituye uno de los principales retos técnicos del proyecto. Paralelamente, habrá que disponer de un inventario detallado de todo el que resto dentro del cajón del reactor.

Las magnitudes asociadas a esta fase son muy relevantes. La estructura del cajón del reactor contiene aproximadamente 157.000 toneladas de hormigón, mientras que los componentes metálicos internos representan unas 6.000 toneladas adicionales. Por lo tanto, la fase 3 es de unas proporciones realmente gigantescas, tanto desde el punto de vista técnico como logístico.

El problema del grafito radiactivo no es exclusivo de la central de Vandellós 1, sino que es compartido por todas las centrales del tipo grafito-gas, que se desarrollaron principalmente en Francia y en el Reino Unido, y en menor medida en Rusia. En conjunto, este tipo de reactores han generado unas 60.000 toneladas de grafito irradiado que actualmente se encuentran pendientes de una solución definitiva.

El grafito se utilizaba como moderador y reflector de neutrones y formaba parte del núcleo del reactor, de forma que estuvo sometido a un flujo neutrónico muy elevado durante toda la vida operativa de la central. Este flujo activó no solo el carbono propio del grafito, sino también las impurezas presentes, a pesar de que se trataba de grafito de calidad nuclear. Entre estas impurezas había nitrógeno, silicio, azufre, calcio y hierro, que bajo irradiación dieron lugar a radionúclidos como el tritio, el carbono-14, el cloro-36 y el cobalto-60.

Estas características hacen que el grafito no pueda ser considerado un residuo de baja o media actividad convencional y, por lo tanto, no pueda ser evacuado directamente a un almacén como el del Cabril. En el caso del cobalto-60, dado que ya han pasado más de diez años desde la parada de la central, se ha producido un decaimiento significativo de su actividad. Sin embargo, este decaimiento no se produce con otros radionúclidos de vida larga, como el carbono-14 o el cloro-36.

Para el almacenamiento definitivo del grafito, será necesario disponer de un mapa detallado del contenido radiactivo y evaluar la posible movilización de los radionúclidos, es decir, la posibilidad que sean arrastrados por líquidos hacia el exterior. Si este riesgo existe, habrá que implementar tratamientos específicos del grafito antes de su confinamiento definitivo.

Actualmente, se están investigando varias estrategias de tratamiento, pero ninguno de ellas no se ha consolidado todavía como solución definitiva. Entre estas opciones hay la reducción adicional del volumen mediante trituración y compactación, incluyendo procesos por vía húmeda; la descontaminación química para extraer radionúclidos, especialmente el tritio; la incineración del grafito con posterior acondicionamiento de las cenizas; y el recubrimiento metálico del grafito mediante procesos de deposición iónica, una alternativa todavía muy experimental y con una eficacia no demostrada a escala industrial. En conjunto, todas estas opciones presentan dificultades técnicas importantes y, hoy en día, no hay una solución clara y aceptada.

En cuanto a la fase 3, ENRESA no ha definido encara la estrategia final. Se contemplan básicamente dos posibilidades. La primera sería proceder al desmantelamiento completo del cajón del reactor y de todas las estructuras internas para liberar totalmente el emplazamiento. La segunda opción sería establecer un nuevo periodo de latencia, todavía más largo, de la orden de 50 años, para permitir un decaimiento radiológico adicional de las estructuras internas y facilitar el desmantelamiento posterior.

En cualquier de los dos casos, se está preparando un almacén temporal para recibir los contenedores de residuos vitrificados procedentes del reprocesado del combustible. Dado que en el Estado español todavía no se ha definido un almacén centralizado definitivo para estos residuos, es previsible que estos contenedores se ubiquen temporalmente en el mismo emplazamiento de Vandellós I. Todo ello pone de manifiesto que la liberación total del emplazamiento es un reto que se proyecta claramente a largo plazo.

En el Estado español ya existen otras experiencias de desmantelamiento nuclear que permiten establecer comparaciones. Un caso destacado es el de José Cabrera, una central de agua a presión de 180 megavatios que se paró en 2006. El desmantelamiento se inició el 2010 y actualmente la central ha sido completamente desmantelada, incluyendo el reactor y todas las estructuras internas. En este caso, el proceso se pudo llevar a cabo mayoritariamente mediante trabajos bajo agua, cosa que permitió reducir significativamente las dosis radiológicas a los operarios. Este hecho fue posible porque este tipo de reactores ya estaban diseñados para manipular el combustible bajo agua, a diferencia del caso de Vandellós I.

Otro ejemplo es el de Santa María de Garoña, una central de agua en ebullición de 400 megavatios que se paró en 2013. El desmantelamiento se inició el 2023 y se ha estructurado en dos fases. La primera, que se extiende hasta el 2026, incluye la retirada del combustible y el desmantelamiento de los equipos de turbinas. La segunda fase, prevista con una duración aproximada de siete años, incluirá el desmantelamiento del reactor, la descontaminación de los circuitos y la demolición de los edificios. El coste estimado total del desmantelamiento de Garoña es de unos 475 millones de euros, una cifra que pone en contexto la complejidad y el alcance económico de este tipo de proyectos.

St. Laurant des Eaux era la central de referencia de Vandellós, en Francia, a pesar de que desarrollaron esta tecnología, en cuanto al desmantelamiento se han quedado atrás y, lo aplazaron: descargaron el combustible y desmantelaron partes convencionales, pero, por ejemplo, todavía no han acometido el vaciado de los cilindros de grafito; los silos de grafito todavía contienen el grafito.

Se prevé el desmantelamiento del reactor en el ninguno de 25 años desde su parada, hasta un total de 50 años. Quiero decir que prácticamente no han hecho nada, o muy poca cosa, por el vaciado del reactor.

Un caso paradigmático es el de la central nuclear americana de Fort St. Vrain, que era una central también de este tipo, a pesar de que era más pequeña, casi la mitad —algo más de 330 megavatios eléctricos—. Se paró definitivamente por motivos de costes en 1989, puesto que no era rentable, y se libró el emplazamiento totalmente. Todo el combustible se almacenó en un depósito el 1997.

Esto quiere decir que toda aquella estructura interna que hemos visto en el caso de Vandellós, que es complicada de desmantelar, con el caso de Fort St. Vrain, situada en el estado de Colorado, se desmontó totalmente con unos trabajos espectaculares. Trocearon la estructura de hormigón del cajón en nueve segmentos y la evacuaron. También todos los elementos interiores metálicos, como los circuladores de helio (allá no había hídrico carbónico, sino que hacían circular helio) y los generadores de vapor, se trocearon, manipular bajo agua y evacuar. Finalmente, se cortó toda la parte inferior del núcleo del reactor y se desmontó toda la parte de hormigón pretensado, liberando completamente el emplazamiento.

Hubo un par de años de vigilancia radiológica y descontaminación total, pero en 1997 se consiguió que todo el emplazamiento quedara libre. Actualmente, hay una o dos centrales de gas funcionando en el mismo emplazamiento, con el mismo propietario que la central original.

Epílogo

Para acabar la presentación, justamente hace unos 15 días hubo un reconocimiento público a los trabajadores de la central de Vandellós, y el pasado 5 de febrero se los concedió la medalla al mérito de la protección civil por su actuación durante la noche del incendio. Esta condecoración lo otorga el gobierno central.

 asistieron representantes de Protección Civil, de la Guardia Civil, militares y bomberos, y entremedias había tres personas que aquella noche estuvieron a la central nuclear. Hay que destacar que tuvieron que pasar 36 años para reconocer la actuación meritoria de estas personas, que se jugaron la vida aquella noche.

Una última reflexión: desde el año 1966, cuando se constituyó Francia, y el 1972, cuando se empezó a operar la central, hasta hoy han pasado 60 años, y quizás todavía faltan 40 años más porque el emplazamiento de Vandellós Y se libere de cualquier residuo radiactivo, sin contar el combustible gastado, que continuará en algún lugar, sea al emplazamiento mismo o en otro depósito.

El combustible reprocesado tiene periodos mucho más largos de almacenamiento. Por lo tanto, la reflexión que hay que hacer es: ¿es este un modelo sostenible y éticamente válido como fuente de producción de energía eléctrica para futuras generaciones? Dejo aquí la pregunta.

Coloquio

¿Qué propiedad químicas y físicas tienen el magnesio para mezclarlo con el aluminio y llenar los cartuchos?
Los elementos combustibles a las centrales tradicionales de agua son unas vainas de componente metálico. En cambio, a las centrales de grafito gas era una aleación de magnesio que era la que se encontró en aquel momento más adecuada. Hoy en día es una tecnología ya en desuso.

¿Qué protección llevaban los operarios que llevaron a cabo toda esta manipulación de este material tan contaminante?
La protección radiológica se producía por la distancia y con unos manipuladores, con un tipo de pértigas que manipulaban a distancia el grafito. El grafito no tenía una actividad muy elevada; el problema eran los dos elementos combustibles que había allá dentro, y estos sí que picaban.

¿Cómo es que el desmantelamiento de la central americana fue mucho más rápida que la de Vandellós 1?
Aquí ENRESA es la empresa nacional que se hace cargo del desmantelamiento. En los Estados Unidos son los explotadores los que tienen que velar para desmantelar sus instalaciones, y en el caso de esta, si liberan el emplazamiento pueden ubicar otro tipo de central. Por lo tanto, había un incentivo por parte del explotador para hacerlo rápido. Sin embargo, era una central muy pequeña y los grosores de hormigón que tuvieron que cortar no eran tan grandes, a pesar de que muchos eran macross. También tuvieron que proteger los operadores con distancia y blindaje, como el agua inundando partes del reactor.

 Conferencia de la Astronómica de Sabadell. Àngels Ramos, 25 de febrero de 2026.

Os hablaré de las estrellas de neutrones y de cómo nos permiten aprender sobre aspectos de la física nuclear y de la física de partículas.

Un poco de historia

Primero empezaremos con un poco de historia. Las estrellas de neutrones fueron predichas el 1934 por Walter Baade y Fritz Zwicky. Predijeron que las estrellas de neutrones tendrían que nacer en explosiones de supernova. En aquella época solo se conocían unas estrellas muy brillantes llamadas nuevas, y ellos propusieron que también existían otras explosiones mucho más luminosas, incluso de origen extragaláctico: las supernovas. Después de la explosión, el remanente podría ser una enana blanca o bien una estrella de neutrones.

Como que las supernovas son entornos muy calientes, se pensó que estas estrellas de neutrones se podrían observar en rayos X. Pero tuvo que pasar mucho tiempo hasta que se observaron el 1967, y curiosamente no se observaron con rayos X sino con ondas de radio. El descubrimiento lo hizo Jocelyn Bell Burnell, estudiando de doctorado a la University of Cambridge (figura 1). En sus observaciones de radioastronomía detectó unas ráfagas de señal de radio espaciadas muy regularmente, el origen de las cuales no se entendía. Intentaron descartar interferencias terrestres, pero la señal persistía. Incluso bromearon con la idea que podía ser una señal de vida alienígena y lo denominaron LGM (“Little Green Men”, pequeños hombrecillos verdes). Pero Bell fue muy persistente y continuó analizando los datos hasta que se confirmó que la señal provenía de estrellas de neutrones que giraban muy rápidamente: los púlsares.

Figura 1. Jocelyn Bell y la señal del primer púlsar

Desgraciadamente, el premio Nobel del 1974 se concedió a Martin Ryle y Antony Hewish. Hewish era el jefe del equipo donde trabajaba Bell, y Ryle fue reconocido por sus observaciones y desarrollos en radioastronomía. Hewish recibió el premio por su papel decisivo en el descubrimiento de los púlsares. A pesar de que la persona que determinó que aquella señal tan débil era debido a un fenómeno físico real —las estrellas de neutrones— fue el estudiante de doctorado, ella no recibió el premio Nobel.

Aquí os muestro el diagrama de Ejnar Hertzsprung–Henry Norris Russell (figura 2). Es una manera de clasificar las estrellas según sus propiedades físicas. Es un gráfico que permite entender como nacen, como viven y como mueren. Esencialmente, el que vemos es la luminosidad al eje vertical y la temperatura superficial al eje horizontal. A la izquierda hay las temperaturas más altas, y a la parte superior, las luminosidades más grandes. Por lo tanto, aquí encontramos las estrellas más masivas, mientras que las menos masivas se sitúan en otra región del diagrama.

Figura 2. Diagrama HR

La evolución de una estrella se puede dibujar como una trayectoria en este diagrama, y aproximadamente el 90% de las estrellas se encuentran a la secuencia principal. El Sol es una de estas estrellas. Son estrellas que están quemando hidrógeno a su interior. Las estrellas tienen mucha demasiada, y la atracción gravitatoria tiende a comprimir esta masa. Esta compresión se contrarresta con la energía liberada por las reacciones nucleares. En el caso de las estrellas de la secuencia principal, como el Sol, se está quemando hidrógeno para generar helio. Esta combustión nuclear produce una presión cabe afuera que equilibra la atracción gravitatoria. De aquí a unos miles de millones de años, el Sol agotará el hidrógeno del núcleo, pasará a quemar helio y evolucionará hacia la región de las gigantes rojas. Finalmente, acabará muriendo como una enana blanca de carbono y oxígeno.

Esto era para situarnos dentro del contexto general de las estrellas. Pero nosotros queremos hablar de estrellas de neutrones. Para hacerlo, tenemos que ver qué estrellas pueden acabar convirtiéndose en estrellas de neutrones según su evolución.

La evolución de una estrella depende de su masa inicial. Si la masa inicial es inferior a aproximadamente un 10% de la masa solar, no se inician las reacciones nucleares. La materia se comprime, y los electrones forman un gas degenerado que puede soportar la gravedad. Estos objetos se denominan enanas marrones. Si la masa inicial es entre un 10% y unas 10 masas solares, se inician las reacciones nucleares. Primero se quema hidrógeno en helio, después el helio en carbono, después se forma oxígeno, etc. Llega un momento en que la compresión gravitatoria ya no es suficiente para iniciar nuevas reacciones nucleares, y estas se paran. En este caso se forma una enana blanca, que se mantiene contra el colapso gravitatorio gracias a la presión de degeneración de los electrones (presión de Fermio). Si la masa inicial es entre 10 y 100 masas solares, la estrella puede quemar sucesivamente elementos cada vez más pesados: helio, carbono, oxígeno, neón, silicio… hasta llegar al hierro. El hierro ya no puede fusionarse para producir energía. En este punto se paran las reacciones nucleares, se produce un colapso gravitatorio y tiene lugar una explosión de supernova.

El remanente central puede ser una estrella de neutrones o un agujero negro, dependiendo de la masa inicial. Estrellas con masas iniciales de entre unas 10 y 20–30 masas solares pueden acabar como estrellas de neutrones; si la masa es más grande, lo colapse mujer lugar a un agujero negro. La estrella de neutrones se mantiene contra el colapso gravitatorio gracias a la presión de degeneración de los neutrones y a las interacciones nucleares fuertes entre sus constituyentes.

Antes de convertirse en estrella de neutrones, una estrella masiva desarrolla una estructura en capas, como una cebolla. A medida que se va agotando un combustible al núcleo, la combustión continúa en capas exteriores con elementos cada vez más pesados. Finalmente, se forma un núcleo de hierro en el centro.

¿Por qué se para en el hierro? Para entender por qué no se forman núcleos más pesados mediante fusión, tenemos que analizar la curva de la energía de enlace por nucleón, que nos muestra por qué la fusión más allá del hierro ya no libera energía (figura 3).

Figura 3. Energía de enlace por nucleón

Ahora estamos hablando de núcleos atómicos, es decir, nos situamos en el mundo microscópico. En un núcleo hay Z protones y N neutrones. El número másico es la suma de protones y neutrones, y lo denominamos A. La masa de un núcleo se puede medir con mucha precisión con unos aparatos llamados espectrógrafos de masas. De hecho, el que se mide habitualmente es la masa del átomo; si le restamos la masa de los electrones, obtenemos prácticamente la masa del núcleo. Como que el núcleo tiene Z protones y N neutrones, podríamos pensar que su masa es simplemente la suma de Z veces la masa del protón más N veces la masa del neutrón. Pero si el núcleo es un sistema ligado, tiene que tener una energía de enlace. Esto quiere decir que su masa real es ligeramente inferior a la suma de las masas de sus constituyentes libres:

M (Z,N) = Z mp + N mn – B(Z,N)     dónde B es la energia d’enllaç.

Midiendo esta diferencia de masas podemos calcular la energía de enlace. Si dividimos la energía de enlace por el número de nucleones (A), obtenemos la energía de enlace por nucleón, que es el que se representa en esta figura en función del número másico (figura 3). En esta curva vemos que el hierro se encuentra en el máximo. Esto indica que, si tenemos dos núcleos ligeros, se pueden fusionar para dar un núcleo más pesado y, en este proceso, se libera energía. Es una reacción exotérmica. Esta energía se transforma en energía cinética de las partículas y genera una presión cabe afuera que contrarresta la atracción gravitatoria. El problema aparece cuando llegamos al hierro: dos núcleos de hierro no se pueden fusionar para formar uno de más pesado porque se perdería energía de enlace. Sería una reacción endotérmica: habría que aportar energía porque se produjera. No es un proceso naturalmente favorable. Por eso las reacciones nucleares se paran una vez se ha sintetizado el hierro: es el núcleo más estable energéticamente, y no es favorable convertirlo en elementos más masivos mediante fusión.

Así vemos como la física nuclear determina la evolución estelar: cuando se llega al hierro, la combustión nuclear se para, y como que ya no hay reacciones nucleares que generen presión, la atracción gravitatoria empieza a dominar. La estrella se comprime hasta densidades tan elevadas que los núcleos se desintegran. Inicialmente, los electrones dejan de estar ligados a los núcleos y acontecen electrones libres. Si la compresión continúa, también se desintegran los mismos núcleos en sus constituyentes: protones y neutrones. Además, la materia se “neutroniza”. Veamos qué quiere decir.

El neutrón y el protón no tienen la misma masa: el neutrón es ligeramente más masivo. Por eso, un neutrón libre es inestable y se puede desintegrar en un protón, un electrón y un antineutrino electrónico, mediante la interacción débil. Su vida media es de unos 15 minutos.

n → p + e + ῡ

Pero en un entorno extremadamente denso, con muchos protones y electrones y con los electrones con energías muy elevadas, se puede producir el proceso inverso: un protón y un electrón se combinan para formar un neutrón (y un neutrino). Este proceso también está gobernado por la interacción débil.

p + e → n + ῡ.

En estas condiciones, es energéticamente favorable que protones y electrones se combinen para formar neutrones. Así, a medida que la materia se comprime, cada vez hay más neutrones: la materia acontece principalmente neutrón-nuclear. De aquí viene el nombre de estrella de neutrones.

Mientras tanto, el material más externo de la estrella cae hacia el centro. Las capas externas, que todavía pueden contener elementos ligeros en combustión, impactan contra el núcleo colapsado. Este rebote y los procesos asociados generan la explosión de supernova, que expulsa violentamente las capas externas. Un ejemplo famoso es la Nebulosa del Cangrejo, situada a unos 6.500 años luz (figura 4). Fue observada por astrónomos chinos en 1054. En el centro de esta nebulosa hay una estrella de neutrones: el remanente compacto de la explosión.

Figura 4. Nebulosa del cangrejo.

Propiedades de las estrellas de neutrones

Ahora que ya sabemos cómo se forman, hablamos de sus propiedades. Las estrellas de neutrones tienen campos magnéticos muy intensos. Muchas se manifiestan como púlsares, porque giran muy rápidamente y emiten fajos de radiación que detectamos como pulsos periódicos. La mayoría tienen campos magnéticos superficiales de la orden de 10¹²–10¹³ gauss. En el diagrama periodo–campo magnético, cada punto representa un púlsar (figura 5). La mayoría se encuentran en un rango medio de campos magnéticos, pero hay algunos que llegan hasta valores de casi 10¹⁵ gauss. Estas estrellas de neutrones tan extremadamente magnetizadas se denominan magnetares.

Figura 5. Diagrama periodo-campo magnético

Estos campos magnéticos son extremadamente intensos. Se ve muy bien si les comparamos con campos magnéticos familiares para nosotros: el campo magnético de la Tierra es de unos 0,5–0,6 gauss, un imán normal puede llegar a 10³ o 10⁴ gauss, las manchas solares pueden tener campos de unos 10⁵ gauss, y en los laboratorios terrestres podemos generar campos continuos de hasta 10⁵ gauss, y en experimentos de campos pulsados se pueden lograr valores de hasta 10⁷ gauss durante intervalos de tiempos muy cortos. Todos este son ínfimos comparados con los 10¹²–10¹⁵ gauss de las estrellas de neutrones. Son campos magnéticos que no podemos reproducir en la Tierra.

En cuanto a la rotación, las estrellas de neutrones giran muy rápidamente. En el dibujo típico de un púlsar vemos una estrella de neutrones en rotación, con el eje de rotación vertical. Además, como que tienen campos magnéticos intensos, también tienen un eje magnético. El fajo de radiación electromagnética se emite a lo largo de este eje magnético. Como que el eje magnético está desalineado respecto del eje de rotación, cuando la estrella gira, el fajo barre el espacio como un faro. Si tenemos un observador situado en la dirección adecuada, detectará pulsos periódicos de radiación, a menudo en radio. Estos son los pulsos que midió Jocelyn Bell Burnell.

Si miramos la distribución de los periodos de rotación (figura 6), vemos que la mayoría de púlsares tienen periodos alrededor de un segundo, es decir, hacen aproximadamente una vuelta por segundo. Hay con periodos más cortos y otros con periodos más largos. En cualquier caso, es sorprendente que un objeto tan masivo pueda girar una o más veces por segundo.

Figura 6. Períodos de los púlsares.

Esta rotación tan rápida se entiende con la conservación del momento angular. El momento angular es el producto del momento de inercia por la velocidad angular. El momento de inercia depende de la masa y de cómo está distribuida respecto al eje de rotación; de manera cualitativa, es proporcional a la masa por la distancia al cuadrado respecto al eje.

Un ejemplo clásico es el de un patinador artístico: cuando gira con los brazos abiertos tiene un momento de inercia grande; si cierra los brazos, reduce el momento de inercia. Si no hay limpias externas, el momento angular se conserva, de forma que al disminuir el momento de inercia, la velocidad angular aumenta. Por eso el patinador gira más rápido cuando recoge los brazos.

El mismo pasa con una estrella masiva que colapsa. Si el núcleo de hierro inicial tenía un radio, por ejemplo, mil veces más grande que el radio final de la estrella de neutrones, entonces el radio se reduce en un factor 1000. Como que el momento de inercia depende del radio al cuadrado, la velocidad angular puede aumentar en un factor de hasta un millón. Por eso las estrellas de neutrones, que tienen radios muy pequeños, pueden girar tan deprisa: es una consecuencia directa de la conservación del momento angular.

Vamos ahora a otra propiedad fundamental: la masa. Las masas observadas de las estrellas de neutrones se distribuyen aproximadamente entre 1 y algo más de 2 masas solares. Si tenemos que retener un valor típico, es de unos 1,4–1,5 masas solares.

Algunas medidas son especialmente precisas, y hay de relativamente recientes que indican masas próximas a dos masas solares. Estas observaciones han estado muy importantes porque han puesto a prueba los modelos teóricos de la estructura interna de las estrellas de neutrones. Algunos modelos no podían soportar estrellas tan masivas y, por lo tanto, han tenido que ser descartados. Esto es positivo: los datos experimentales nos ayudan a restringir y mejorar los modelos y a entender mejor la física del interior de estos objetos.

En cuanto al radio, aquí es donde realmente sorprenden. El radio de una estrella de neutrones es de la orden de 10 a 13 kilómetros. Es decir, tienen una medida comparable a la de la isla de Manhattan, pero con una masa de unos 1,5 solo. Estos radios se han podido determinar con observaciones en rayos X, especialmente con el instrumento NICER, instalado a la Estación Espacial Internacional, y también gracias a las medidas recientes de olas gravitatorias detectadas por colisiones de estrellas de neutrones.

Si cogemos una masa de 1,5 masas solares y la concentramos en una esfera de solo unos 12 km de radio, la densidad media es de unos 5 × 10¹⁴ gramos por centímetro cúbico. Para hacernos una idea: una cucharadita (un centímetro cúbico) de esta materia pesaría unos 500 millones de toneladas. Es una densidad extraordinaria, difícil de imaginar. De hecho, es comparable —o incluso superior— a la densidad que encontramos en el centro de los núcleos atómicos. Y esto tiene sentido: en cierto modo, una estrella de neutrones es como un “núcleo gigantesco”, donde la materia está comprimida hasta densidades nucleares.

Hay que pensar que un núcleo atómico es 100.000 veces más pequeño que la medida de un átomo típico. Mientras que el núcleo mide 10⁻¹⁵ metros, un átomo mide 10⁻¹⁰ metros. Hay, por lo tanto, cinco órdenes de magnitud de diferencia entre la medida del núcleo y la medida del átomo. Si pensamos en la materia tal como la conocemos, un átomo estaría junto a otro, y así sucesivamente. Pero casi toda la masa está concentrada al núcleo, puesto que los electrones tienen una masa muy pequeña en comparación con la del protón y el neutrón. Como que el radio disminuye en cinco órdenes de magnitud y el volumen depende del radio al cubo, esto implica quince órdenes de magnitud en densidad.

Por ejemplo, la densidad media de la Tierra es de unos 5 g/cm³. Si comprimiéramos esta misma materia hasta densidades nucleares, multiplicaríamos la densidad por 10¹⁵. Esto nos daría una densidad de unos 5 × 10¹⁵ g/cm³, que es precisamente de la orden de magnitud de la densidad de la materia en el interior de una estrella de neutrones. La idea es que nosotros estamos acostumbrados a densidades “bajas” porque pensamos en átomos, que son mayoritariamente espacio vacío. Pero dentro del núcleo la densidad ya es enorme. Y esta es, aproximadamente, la densidad que encontramos en una estrella de neutrones.

Esto conecta directamente el mundo microscópico con el macroscópico: para entender cómo se comporta la materia dentro de una estrella de neutrones, tenemos que entender la física de los núcleos atómicos. Dicho de otro modo, la física nuclear nos permite hacer predicciones sobre las estrellas de neutrones.

Basura ahora una pincelada de física nuclear. En este gráfico (figura 7) se representan los núcleos observados. Al eje vertical hay el número de protones (Z) y al eje horizontal el número de neutrones (N). Cada cuadradito representa un núcleo. Por ejemplo, el oxígeno, con 8 protones y 8 neutrones, estaría situado en el punto correspondiente a Z = 8 y N = 8.

Figura 7. Núcleos atómicos observados

Los cuadraditos negros corresponden a los núcleos estables, y hay cerca de 300. En total, se han descubierto unos 3.400 núcleos, muchos de ellos producidos en aceleradores. Se estima que podrían existir unos 7.000. Por lo tanto, todavía hay muchos núcleos inestables para descubrir o producir experimentalmente. Estos núcleos inestables viven muy poco tiempo, pero el suficiente porque podamos medir propiedades como la masa.

Si nos fijamos en los núcleos estables y volvemos a la curva de la energía de enlace por nucleón, gracias a la medida precisa de sus masas podemos calcular esta energía de enlace. Restamos la suma de las masas de los protones y neutrones libres, y la diferencia nos da la energía de enlace. Dividiendo por el número másico A obtenemos la energía de enlace por nucleón.

La curva resultante es bastante suave, y se puede ajustar con una expresión analítica conocida como la fórmula semiempírica de masas (o fórmula de Weizsäcker):

Esta fórmula contiene varios términos, cada uno con una interpretación física:

• Término de volumen (av): como que la energía de enlace por nucleón es aproximadamente constante (unos 7–8 MeV) para núcleos medios y pesados, la energía total de enlace es proporcional a A. Cada nucleón contribuye aproximadamente con una cantidad fija de energía de enlace.
• Término de superficie (as): los nucleones situados a la superficie del núcleo tienen menos vecinos con quién interactuar (las fuerzas nucleares son de corto alcance y atractivas). Esto reduce ligeramente la energía de enlace total.
• Término de Culombio (ac): los protones, además de la interacción fuerte atractiva, experimentan repulsión electrostática. Esta repulsión reduce la energía de enlace y crece con el número de protones.
• Término de simetría (asym): experimentalmente se observa que los núcleos tienden a tener un número similar de neutrones y protones. Este término penaliza situaciones en que hay un exceso de neutrones o de protones. Matemáticamente depende de (N − Z).

Ajustando esta fórmula a los datos experimentales, se obtienen unos parámetros que contienen información esencial sobre la física nuclear. Y ahora la pregunta clave: con esta información que obtenemos de los núcleos atómicos, ¿podemos decir algo sobre las estrellas de neutrones? La respuesta es sí.

Vamos a hacer un ejercicio sencillo. Suponemos que una estrella de neutrones es una esfera de radio R, con densidad constante igual a la densidad nuclear, y formada solo por neutrones (ignorando protones y electrones para simplificar). Con esta hipótesis simplificada podemos estimar el radio de una estrella de neutrones a partir de la densidad nuclear conocida.

Si tiene N neutrones, será N veces la masa de un neutrón, pero después tenemos que restarle la energía de enlace total. Esta energía de enlace tiene dos términos: uno que proviene de las fuerzas nucleares y otro que proviene de la interacción gravitatoria:

La contribución nuclear es la energía de enlace que obtenemos de la fórmula semiempírica de masas. Esta fórmula se simplifica porque no hay cargas eléctricas. Además, como N es muy grande —porque estamos hablando de una estrella de neutrones— el término proporcional a N²/³ (el término superficial) se puede negligir frente a los términos lineales en N. Por tanto, la energía de enlace nuclear queda dominada por los términos que crecen como N.

Por lo que respecta a la parte gravitatoria, la energía potencial gravitatoria de una esfera homogénea es:

En física nuclear sabemos que el radio de un núcleo se puede escribir como

Donde fm. En nuestro caso, el “número mágico” es el número total de neutrones N, así que:

Sustituimos esto en la expresión de la energía gravitatoria. Para la masa, como primera aproximación, podemos tomar M ≈ N mₙ. Así obtenemos la energía total de enlace como la suma de la contribución nuclear y la contribución gravitatoria:

Donde los parámetros que aparecen en la parte nuclear (av y asym) provienen del estudio de los núcleos microscópicos conocidos experimentalmente.

¿Qué nos dice todo esto sobre las estrellas de neutrones? Intentaremos determinar cuál es el radio mínimo que puede tener una estrella de neutrones. Para que el sistema sea ligado, la energía total de enlace tiene que ser positiva. Por lo tanto, imponemos la condición:

Esta condición nos da una desigualdad para N, que implica que N²/³ debe ser más grande que cierta constante. Como que el radio es proporcional a N¹/³, esto implica que el radio tiene que ser más grande que cierto valor mínimo. Haciendo los números, se obtiene un radio mínimo de la orden de 6 kilómetros.

Y esto es bastante interesante, porque las observaciones indican radios de la orden de 10–12 kilómetros. No está nada mal, teniendo en cuenta que la única información utilizada proviene de la física nuclear. Naturalmente, este es un modelo muy simplificado. Si N se hace muy grande, el término gravitatorio crece más rápidamente e induce una contracción importante que no está completamente recogida en este modelo. Las densidades podrían superar la densidad nuclear, incluso llegar a dos o tres veces esta densidad.

La fórmula de masas que hemos utilizado está ajustada a núcleos con densidad nuclear normal. Por lo tanto, deja de ser fiable a densidades muy superiores. Además, a densidades elevadas, los nucleones están mucho más juntos y aparece la parte repulsiva de la interacción fuerte. También entra en juego la presión debida al principio de exclusión de Pauli. Por lo tanto, el modelo no se puede extrapolar indefinidamente, pero nos da una estimación razonable del radio mínimo.

Ahora miramos la composición interna de una estrella de neutrones. Podemos distinguir varias capas (figura 8):

Figura 8. Las capas de una estrella de neutrones

• 
  Atmósfera: muy delgada.
• Costra externa (∼100 metros): densidades inferiores a la densidad nuclear de saturación, encontramos núcleos ricos en neutrones y electrones libres.
• Costra interna (∼500 metros): núcleos todavía más ricos en neutrones, algunos neutrones libres y electrones. La neutralidad eléctrica global se mantiene porque hay protones dentro de los núcleos.
• Núcleo externo (∼7 km): densidades entre media densidad nuclear y aproximadamente el doble, encontramos neutrones libres, protones libres, electrones y posiblemente muones.
  • Núcleo interno (hasta ∼5 km): densidades superiores a dos veces la densidad nuclear, posiblemente hasta diez veces. Aquí pueden aparecer nuevas formas de materia: hiperones, partículas Δ o incluso materia de quarks desconfinados.

Para entender esto, hace falta una breve introducción al modelo estándar de las partículas elementales. En el modelo estándar tenemos seis quarks (u, d, s, c, b, t), organizados en tres familias; seis leptones (electrón, muon, tau y sus neutrinos), también en tres familias; el bosón de Higgs, responsable de generar las masas de las partículas; y los bosones de gauge, que son los mediadores de las interacciones: el fotón → interacción electromagnética, los bosones W y Z → interacción débil, y los gluones (ocho) → interacción fuerte. Las interacciones se entienden como un intercambio de partículas mediadoras. Por ejemplo, un electrón y un protón se atraen porque intercambian fotones virtuales. En la interacción débil, los bosones W permiten procesos como la conversión de un neutrón en un protón, un electrón y un antineutrino electrónico.

La interacción fuerte es diferente: los gluones unen los quarks dentro de los hadrones y presentan la propiedad de confinamiento. Si intentamos separar dos quarks, la fuerza no disminuye, sino que aumenta. A densidades extremadamente altas, como las del núcleo interno de una estrella de neutrones, podría producirse una transición a una fase de quarks parcialmente desconfinados.

Estos quarks no se pueden separar; es como si estuvieran unidos por una miga: cuanto más les intentas separar, más fuerte se hace la fuerza. Además, los gluones —que son los mediadores de la interacción fuerte— también interaccionan entre ellos, cosa que no pasa con el fotón en el electromagnetismo. Esto hace que la interacción fuerte sea especial y explica el fenómeno del confinamiento: en la naturaleza no encontramos quarks libres, sino siempre confinados dentro de estructuras compuestas.

Los quarks aparecen agrupados, y estas agrupaciones pueden ser de dos tipos: bariones, sistemas formados por tres quarks, y mesones, sistemas formados por un quark y un antiquark.

Todas estas partículas compuestas se denominan hadrones.

Por ejemplo, el protón y el neutrón no son partículas elementales; son bariones concretos. El protón está formado por dos quarks up y un down (uud), y el neutrón por dos down y un up (udd). En el interior hay un mar de gluones y parejas quark–antiquark virtuales que mantienen unidos los quarks.

Y de bariones no hay solo dos; hay muchos más. Entre ellos están los hiperones, que también son bariones, pero al menos uno de sus quarks es un quark extraño (strange). Por ejemplo, la lambda (Λ) está formada por un up, un down y un strange; la sigma menos (Σ⁻) está formada por dos down y un strange; también están las partículas cascada (Ξ), entre otras.

Estas partículas no se encuentran de manera estable en la naturaleza ordinaria porque son más masivas que el protón o el neutrón. Por ejemplo, la lambda se puede desintegrar en un protón y un pión, o en un neutrón y un pión neutro, o en un protón, un electrón y un antineutrino electrónico. Tienen vidas muy cortas, del orden de 10⁻²⁰ segundos.

¿Pueden aparecer estas partículas dentro de una estrella de neutrones? La respuesta es sí, pero hay que entender primero el mecanismo.

Vamos al núcleo externo de la estrella, donde la densidad es entre 0,5 y 2 veces la densidad nuclear. Allí tenemos neutrones, protones y electrones en equilibrio beta. La reacción fundamental es:

Esta reacción está en equilibrio (equilibrio beta). Como los neutrinos escapan, la condición de equilibrio es:

donde μ es el potencial químico (la energía de Fermi de la última partícula ocupada).

Los neutrones, protones y electrones son fermiones, lo que significa que obedecen el principio de exclusión de Pauli: no se pueden poner dos partículas en el mismo estado cuántico. A medida que aumenta la densidad, los estados de Fermi se rellenan hasta energías cada vez más altas.

Aparición de los muones: el muon tiene una masa de unos 106 MeV, mientras que el electrón tiene 0,511 MeV; es unas 200 veces más masivo. En el espacio libre, un electrón no se puede convertir en un muon porque no tiene suficiente energía, pero dentro de una estrella de neutrones, los electrones pueden tener energías de Fermi muy elevadas. Cuando se cumple la condición adecuada, se pueden producir muones, y el sistema entra en un nuevo equilibrio donde también intervienen los muones. Así, a medida que aumenta la densidad, van apareciendo nuevas partículas cuando sus umbrales energéticos son superados.

Aparición de los hiperones: en el núcleo interno, donde las densidades superan dos veces la densidad nuclear, recordamos que la lambda se desintegra en el espacio libre porque es más masiva que el protón. Pero dentro de una estrella de neutrones, si los protones y electrones tienen potenciales químicos muy elevados, puede ocurrir la reacción inversa. Como μₙ = μₚ + μₑ, podemos sustituir y decir que las lambdas aparecen cuando el potencial químico del neutrón llega a la masa efectiva de la lambda en el medio. Para la sigma menos (Σ⁻), que es cargada negativamente, la condición es similar: a pesar de ser más masiva que la lambda, el hecho de tener carga negativa hace que se beneficie del potencial químico del electrón, por lo que podría aparecer antes en ciertas condiciones.

Papel de las interacciones fuertes: estas partículas no están en el vacío, sino dentro de un medio denso. Las interacciones fuertes entre lambda y nucleones, y sigma y nucleones modifican su energía efectiva. Se sabe que la interacción Λ–N es atractiva → reduce la masa efectiva de la lambda dentro del medio, y la interacción Σ–N es repulsiva → aumenta la energía efectiva de la sigma menos. Esto hace que, a pesar de argumentos simples de masas, la lambda tienda a aparecer antes que la sigma menos en modelos realistas.

Composición y ecuación de estado: la composición de la estrella —neutrones, protones, electrones, muones, hiperones— depende fuertemente de estas interacciones, y la composición determina la ecuación de estado, es decir, la relación entre presión y densidad: P = P(ρ). La ecuación de estado es fundamental porque determina la masa máxima de la estrella, su radio y su estructura interna. En modelos sin hiperones, la ecuación de estado es más rígida (presión más alta). Cuando aparecen hiperones, la presión disminuye para una misma densidad, lo que ablanda la ecuación de estado, afectando la masa máxima posible de una estrella de neutrones.

Figura 9. Ecuaciones de estado de las estrellas de neutrones

Por qué es importante todo esto: porque la ecuación de estado nos dice cómo la estrella se opone a la compresión y cómo responde la presión cuando intentamos comprimir la materia, determinando así su masa y radio. Si tenemos en cuenta los hiperones, la curva presión–densidad se ve afectada; si no los incluimos, la curva es diferente. El objetivo de los teóricos es construir una ecuación de estado que describa correctamente la física interna de las estrellas de neutrones, basándose en cómo las partículas subatómicas interaccionan a densidades extremas.

Suponemos materia homogénea formada por nucleones (protones y neutrones), hiperones, electrones y muones. Los nucleones y los hiperones interaccionan mediante la interacción fuerte, mientras que electrones y muones se pueden tratar como partículas libres relativistas. El procedimiento consiste en escoger un modelo de interacciones, construir la ecuación de estado y probarla haciendo predicciones sobre los observables de las estrellas de neutrones, como masa y radio. En el caso relativista, estas ecuaciones son las de Tolman–Oppenheimer–Volkoff: a cada elemento de volumen dentro de la estrella, la fuerza gravitatoria hacia el centro debe estar compensada por el gradiente de presión hacia afuera. La presión interna debe ser mayor que la externa para equilibrar la gravedad.

Para resolver estas ecuaciones, se fija una presión (o densidad) central y se integra hacia afuera. La presión disminuye hasta llegar a cero, definiendo el radio de la estrella; la masa es la acumulada hasta ese radio. Repetir este procedimiento para diferentes presiones centrales genera la curva masa–radio característica de la ecuación de estado (figura 10), que representa toda la familia de estrellas posibles descritas por el modelo. Comparando con las observaciones, si la curva masa–radio pasa por los datos experimentales, decimos que la ecuación de estado es compatible con ellos. Con muchas ecuaciones de estado, algunas pueden descartarse si no se ajustan a los datos.

Figura 10. Curva masa-radio de las estrellas de neutrones

Se pueden determinar la composición interna de una estrella de neutrones —si contiene solo nucleones o también hiperones— a partir de observaciones de masa y radio. Los cálculos con diferentes modelos muestran que las curvas para ecuaciones de estado puramente nucleónicas y con hiperones pueden coincidir con las observaciones actuales; incluso con medidas muy precisas, las curvas se mezclan, por lo que solo con masa y radio no se puede determinar la presencia de hiperones.

Figura 11. Curvas masa-radio para distintos modelos de estrellas de neutrones

Ahora consideremos la temperatura: las estrellas de neutrones tienen temperaturas del orden de 10¹¹ K en fases iniciales, que corresponde a ~1 MeV, prácticamente temperatura cero para interacciones nucleares, por lo que se tratan como estrellas frías. Si consideramos ecuaciones de estado a temperatura finita e introducimos un índice térmico, surgen diferencias: a 25 MeV, las ecuaciones con hiperones dan un índice térmico más pequeño; las puramente nucleónicas mantienen ~1,75. Esto indica que materia muy caliente podría revelar la presencia de hiperones.

La materia de neutrones muy caliente se encuentra en la fusión de estrellas de neutrones. Durante la fusión se emiten ondas gravitacionales; medirlas en la fase de postfusión, cuando las temperaturas alcanzan 20–100 MeV, podría indicar la presencia de hiperones (figura 12). Simulaciones muestran un pequeño desplazamiento en la frecuencia de la señal si hay hiperones; actualmente no detectable, pero podría serlo con la tercera generación de interferómetros gravitacionales.

Figura 12. Ondas gravitatorias debidas a la fusión de dos estrellas de neutrones

Tenemos mapas de objetos compactos en el Universo: agujeros negros detectados en rojo y estrellas de neutrones en amarillo (figura 13) mediante observaciones electromagnéticas y ondas gravitacionales. La mayoría de fusiones detectadas son agujeros negros con agujeros negros; fusiones de estrellas de neutrones son pocas. Un caso importante fue GW170817 en 2017, la fusión de dos estrellas de neutrones, que generó ondas gravitacionales y emisiones en todo el espectro electromagnético. Desde la física nuclear, fue fundamental: la emisión óptica e infrarroja intensa confirmó la nucleosíntesis de elementos pesados mediante el proceso r, explicando el origen de elementos como el oro en la Tierra.

Figura 13. Fusiones de objetos compactos detectados con ondas gravitatorias

Simulaciones muestran que antes del contacto, las estrellas son frías y emiten ondas gravitacionales de inspiral, insensibles a temperatura o hiperones. Durante la fusión y la fase posterior, la temperatura aumenta drásticamente; se emiten ondas gravitacionales y radiación electromagnética (kilonova). Este entorno extremo es donde podrían encontrarse las firmas de hiperones en la materia densa.

Coloquio

¿Cuáles son las últimas noticias del accelerador de partículas LHC?
El acelerador de partículas construido para probar el modelo estándar descubrió el bosón de Higgs, que da masa a otras partículas. Actualmente, el interés es buscar física más allá del modelo estándar mediante medidas muy precisas, que por ahora no se pueden realizar.

 

 Conferencia de la Astronómica de Sabadell. Rafael Clemente y Albert Pla, 4 de marzo de 2026.

La idea de los planetarios modernos es relativamente reciente —solo hace poco más de un siglo que el público puede entrar en uno—, pero el interés por representar el cielo es muy antiguo. A lo largo de la historia, el cielo ha tenido un fuerte valor simbólico: en la cultura cristiana medieval y del Renacimiento temprano representaba la jerarquía divina y la gloria de Dios, una idea que se reflejaba en el arte y la cosmovisión de la época.

Esta fascinación también provenía de su inaccesibilidad: mientras los objetos terrestres se pueden tocar, el cielo siempre ha estado distante e inalcanzable, despertando imaginación y reflexión. Observar un cielo estrellado genera interpretaciones muy personales en cada individuo.

En los siglos XIV y XV, la visión de un universo ordenado y perfecto se trasladó a la tecnología. Los relojes monumentales de catedrales simbolizaban un cosmos armónico de movimientos regulares. En este contexto aparecieron los primeros planetarios mecánicos, que representaban los astros como prueba de la perfección de la creación. Inicialmente geocéntricos, con el tiempo se adaptaron al modelo heliocéntrico gracias a los avances científicos y a la mejora de los engranajes por parte de relojeros y artesanos. Así pasaron de ser símbolos a herramientas cada vez más precisas para comprender el cosmos.

En el siglo XVIII los mecanismos astronómicos ganaron mucha precisión gracias a inventores y artesanos que les dedicaron la vida. Este período coincidió con grandes avances en navegación (perfeccionamiento del sextante), astronomía y construcción de instrumentos científicos fiables, que también contribuyeron al desarrollo de la revolución industrial.

Uno de los planetarios mecánicos más impresionantes es el construido por Eise Eisinga en Frisia (Países Bajos) en el siglo XVIII (figura 1). Instalado en el techo de su casa, mostraba el movimiento de los planetas y datos astronómicos (hora, día, mes…) mediante un complejo sistema de engranajes de madera accionados por pesos y contrapesos. Los visitantes lo observaban desde el piso superior simplemente levantando la cabeza. Eisinga, como muchos creadores de estos dispositivos, no era científico profesional sino un artesano apasionado por la curiosidad y la precisión mecánica.

Figura 1. Planetario de Eise Eisinga

Estos planetarios mecánicos antiguos fueron un paso clave en la divulgación científica: eran instrumentos técnicos, pero también una manera visual y accesible de explicar el universo, idea que evolucionaría hasta los planetarios modernos inmersivos.

Más adelante aparecieron otras experiencias inmersivas: grandes globos celestes donde los visitantes entraban al interior para ver constelaciones pintadas alrededor (como el Globo de Gottorf de 1654, hoy en San Petersburgo) (figura 2). Algunos giraban para simular el movimiento estelar.

Figura 2. Globo de Gottorf (1654)

También se crearon estructuras similares, como el Mapparium de Boston (1935), una esfera de 9,1 m con un mapa del mundo en las paredes interiores, que generaba una percepción invertida similar a la de los globos celestes y se usaba para explicar conceptos astronómicos como las coordenadas celestes (figura 3).

Figura 3. Mapparium, Biblioteca Mary Baker Eddy, Boston - 9,1 m (1935)

Antes de los planetarios modernos también había dispositivos curiosos, como sillas giratorias que permitían observar el sistema solar heliocéntrico desde diferentes perspectivas a lo largo del año.

A principios del siglo XX esta evolución culminó con el primer planetario de proyección moderno, impulsado por el Deutsches Museum de Múnich y desarrollado por la empresa Zeiss. El proyecto, liderado por el ingeniero Walter Bauersfeld, sufrió una parada por la Primera Guerra Mundial. Inicialmente había dudas sobre su viabilidad y se consideró proyectar solo planetas, pero finalmente se optó por representar todo el cielo.

En 1923 se presentó el primer modelo funcional, probado en una cúpula de pruebas más grande que la del museo (figura 4). Era una obra de ingeniería extraordinaria: proyectores ópticos individuales de alta precisión proyectaban el cielo de los dos hemisferios y reproducían movimientos planetarios, precesión y fenómenos como la retrogradación (sobre todo de Marte), un efecto de perspectiva que había desconcertado a los astrónomos durante siglos. La colocación de cúpula y proyectores debía ser extremadamente precisa (errores de pocos centímetros).

El éxito fue inmediato: gran interés público, materiales promocionales (postales, sellos) y, solo un año después, una segunda versión con el diseño icónico de dos esferas proyectoras que definiría durante décadas la imagen clásica de los planetarios. Esta innovación revolucionó la divulgación de la astronomía, convirtiendo las cúpulas en espacios dedicados a observar y comprender el cosmos de manera inmersiva.

Con el paso del tiempo, los sistemas mecánicos y ópticos de los planetarios se perfeccionaron notablemente. Los proyectores representaban los planetas en diversas configuraciones, mientras que engranajes de alta precisión mantenían todos los movimientos sincronizados. A partir de los años cincuenta, los planetarios se expandieron por todo el mundo, instalándose en muchas ciudades y convirtiéndose en centros clave de divulgación científica.

En las últimas décadas, esta tecnología clásica ha convivido con los planetarios digitales, que ofrecen simulaciones mucho más flexibles y detalladas del universo.

Los planetarios mecánicos antiguos requerían mantenimiento constante: había que ajustarlos manualmente cada cuatro años por los años bisiestos para sincronizar calendario y movimientos celestes. La empresa Zeiss tenía equipos especializados que viajaban para repararlos, pero estos equipos desaparecieron con el tiempo, dejando muchos proyectores antiguos sin soporte técnico oficial. Hoy, una avería a menudo solo se puede resolver con relojeros o técnicos especializados en engranajes complejos.

Los sistemas incluían “jaulas” que sostenían los proyectores planetarios y debían estar perfectamente sincronizadas, reflejando el extraordinario nivel de ingeniería y precisión de estos dispositivos (figura 4).

Figura 4. Las “jaulas” de los sistemas mecánicos de planetarios

Con los años surgieron nuevos modelos e instalaciones. Algunos planetarios, como el de Milán, conservan aún gran parte de la estructura original —con detalles curiosos como sillas giratorias para cambiar el punto de vista dentro de la cúpula—, sustituyendo solo los proyectores principales.

Otras empresas entraron al mercado, como Spitz (figura 5) o Goto, aunque Zeiss dominó durante décadas con un cuasi monopolio. Su tecnología se convirtió en estándar, permitiendo compartir programas y materiales entre instalaciones y facilitando la expansión global. Con los digitales, esta compatibilidad ha disminuido.

Figura 5. Planetario Spitz A (1947)

Un ejemplo clásico es el ZKP1 instalado en la Escuela Náutica de Barcelona (figura 6), destinado a la formación de estudiantes y no abierto al público. Todos los ajustes se hacían manualmente con palancas, a diferencia de los controles digitales actuales. Incorporaban soluciones ingeniosas, como piezas móviles por gravedad que simulaban el horizonte tapando partes de la proyección, y el público oía el ruido mecánico de los engranajes en funcionamiento.

Figura 6. Planetario de la escuela náutica de Barcelona

La popularidad creció mucho en la segunda mitad del siglo XX, impulsada por el lanzamiento del Sputnik y la carrera espacial hasta la llegada a la Luna. Muchas ciudades e instituciones instalaron su primer planetario. También se usaron en escuelas náuticas para enseñar astronomía aplicada a la navegación, especialmente en países con tradición marítima como Italia, donde predominaban los Zeiss.

Goto (Japón) comenzó comprando modelos alemanes para estudiarlos y después fabricó los suyos propios de alta calidad. Más tarde, Minolta entró con sistemas híbridos que combinaban optomecánica tradicional y nuevas proyecciones. La calidad de las lentes —a menudo apocromáticas— era esencial para evitar aberraciones y conseguir imágenes nítidas, fruto de décadas de desarrollo óptico.

Aparecieron modelos más simples con una sola esfera central para estrellas, a menudo combinados con vídeo para multiproyección. A pesar de la tecnología digital, muchos planetarios mantienen sistemas optomecánicos para representar el cielo estrellado, ya que ofrecen una calidad visual difícil de igualar.

Esto es especialmente apreciado en Japón, donde la contaminación lumínica impide ver el cielo real y los optomecánicos transmiten un realismo e impacto emocional superior. Innovaciones como el Megastar proyectan hasta un millón de estrellas, recreando la Vía Láctea con gran detalle, y han tenido éxito en planetarios, espectáculos y eventos.

En España, el Museo de la Ciencia de Barcelona (actual CosmoCaixa) fue pionero en divulgación astronómica, renovándose con el tiempo e incorporando formatos inflables o pequeños para educación infantil y juvenil.

Desde los años ochenta llegó la transformación digital. Un ejemplo destacado es Evans & Sutherland (Digistar) (figura 7), que aplicó tecnología de simuladores de vuelo militar a proyecciones planetarias. Los digitales utilizan proyectores de vídeo con objetivo ojo de pez (180°), generando imágenes por ordenador y calibrando distorsiones para una cobertura perfecta de la cúpula.

Figura 7. Digistar - Evans & Sutherland (1938-2021)

Esta flexibilidad permite cambiar localización, fecha, hora o condiciones lumínicas (como cielo contaminado). Inicialmente solo proyectaban astros mientras las estrellas eran mecánicas; después evolucionaron a representaciones completas y a híbridos que combinan precisión óptica clásica con versatilidad digital (navegación astronómica, triángulo náutico, posiciones locales exactas…).

Los digitales modernos integran catálogos como Gaia para actualizar millones de estrellas automáticamente, muestran movimientos estelares, colisiones galácticas o la evolución de la Vía Láctea. Permiten experiencias adaptadas: simulaciones solares para niños en Suiza, ajustes de colores, líneas de constelaciones o luminosidad para fomentar imaginación y comprensión.

Incluyen multisincronización para animaciones, contenidos interactivos y realidad simulada. Han evolucionado hacia formatos teatrales con gradas centrales, ideales para fulldome shows y narraciones inmersivas, a diferencia de la cúpula clásica que envuelve al visitante.

Los digitales se han extendido globalmente. Bases de datos registran unos 3.000 planetarios portátiles/móviles, pero el número real puede ser el doble por falta de inscripción formal. Empresas como la Fábrica de Gèna han convertido cúpulas calibradas en espectáculos públicos con colas y expectación.

La arquitectura juega un papel clave: proyectos como Greenwich (náutica), Vancouver, Nueva York o la esfera de Las Vegas combinan ciencia, estética e impacto visual externo. Algunos gigantes como Shanghái (cúpula 37 m, 60.000 m²) o San Petersburgo (LED puros sin proyectores centrales) priorizan inmersión cinematográfica.

Los modernos varían mucho: desde atracciones con sillas colgantes o la esfera de Las Vegas hasta el hemisférico de Valencia (más cine que planetario científico). Japón destaca por su cultura planetaria arraigada, mientras que grandes instalaciones muestran la escala posible.

También hay modelos pequeños y portátiles como el Goto X3 (cámara oscura con transparencias para estrellas, planetas, ecuador y eclíptica), económicos pero frágiles, que difundieron la astronomía en escuelas con pocos recursos (figura 8).

Figura 8. Goto mini planetario ex-3 (1973)

Los inflables, como los de Starlab (EE.UU.), permiten instalación rápida y transporte fácil (avión/barco), con presión diferencial para mantener la forma y accesibilidad (sillas de ruedas). En EE.UU., un programa gubernamental intentó poner uno por escuela, pero muchos quedaron abandonados por falta de personal formado.

En resumen, el panorama actual combina optomecánica clásica, digital y diseño arquitectónico espectacular, adaptándose a divulgación científica, educación y espectáculos inmersivos, con Japón como referente cultural y proyectos gigantes que ejemplifican la evolución tecnológica y visual de los planetarios.

En Cataluña, la fabricación de cúpulas y “pétalos” portátiles de alta calidad ha recibido reconocimiento internacional gracias a profesionales como Quim Guixà (del Vallès), autor de muchos de los mejores planetarios globales. Sus estructuras inflables se han utilizado incluso en eventos como los Juegos Olímpicos durante la pandemia, demostrando versatilidad y robustez.

A diferencia de los planetarios rígidos o mecánicos (como los de Gambato en Italia), que requieren montaje complejo y transporte complicado (por ejemplo, desmontarlos para llevarlos a lugares remotos como Cerro Amazonas en Australia), los inflables y portátiles son prácticos, ligeros y fáciles de instalar. También existen modelos simples con cámara oscura: una esfera perforada con luz central que reproduce estrellas y constelaciones, mucho más simple que los sistemas optomecánicos o digitales sofisticados.

En resumen, la evolución de los planetarios ha pasado de sistemas mecánicos y optomecánicos de gran precisión a soluciones portátiles y digitales que permiten experiencias inmersivas en entornos educativos y divulgativos, adaptándose tanto a la astronomía clásica como al espectáculo y la divulgación científica global.

La evolución de los planetarios portátiles y de pequeño formato combina pasión por la astronomía con innovación técnica y didáctica. Starlab desarrolló modelos perforados tradicionales con luz puntual para reproducir constelaciones de manera simple y efectiva. Posteriormente se adaptaron sistemas con clichés fotográficos y luces puntuales que incorporaban color, superando las limitaciones de los primeros modelos en blanco y negro.

Esta técnica permite controlar la magnitud aparente de las estrellas (ajustando tamaño y brillo según la percepción visual) y crear proyectos especiales para estrellas como Sirio con intensidad diferenciada. Con capas de grises y colores de impresión M y K se pueden representar hasta 8.000 estrellas, superando con creces lo que se ve a simple vista y consiguiendo un cielo realista en entorno controlado.

También destacan modelos transportables y familiares como el pequeño Goto, con cúpula sostenida por varillas, diseñado para sesiones de 10-12 personas. Ofrecen gran valor pedagógico: crean un ambiente cercano e interactivo, facilitando la explicación de constelaciones y fenómenos sin la distancia de los grandes planetarios (200+ plazas). La combinación de innovación técnica e interacción directa demuestra que la divulgación no necesita grandes instalaciones para ser efectiva e inmersiva.

Los planetarios han pasado de cúpulas fijas para público masivo a sistemas flexibles y transportables para grupos reducidos. Starlab, creados en los años 60 al norte de Washington para llevar la astronomía a escuelas aisladas por la nieve, eran inflables y transportables en coche, marcando el inicio de los modelos portátiles actuales con sesiones muy personales.

Más recientemente han surgido versiones pequeñas que combinan proyectores digitales y software potente en cúpulas de solo 6 m de diámetro, pesando unos 10 kg y montables en museos o incluso en el metro. Con proyectores como el Optoma de 5.500 lúmenes, garantizan proyección intensa a pesar del tamaño reducido. La limitación principal es el offset de los proyectores económicos, que requiere inclinar y ajustar la estructura, pero esto los hace asequibles y exitosos en entornos pequeños (cafeterías, actividades deportivas…).

También se han desarrollado modelos de tela con presión controlada: utilizan vacío parcial (succión) entre capas para mantener la forma sin aire comprimido. Algunos funcionan con solo 70 pascales (equivalente a la diferencia de presión entre pisos de un edificio), permitiendo cúpulas de 7 m que pesan 120 kg (vs. 2.500 kg en aluminio). Esto facilita transporte y montaje en espacios limitados o temporales.

Estos modelos son adaptativos: se pueden inclinar o ajustar manualmente según el espacio o el orador (por ejemplo, uno de 8 m del Museo Marítimo se adaptó para exposiciones en Suiza). Permiten a museos y escuelas ofrecer experiencias inmersivas sin inversiones en estructuras rígidas, manteniendo calidad e interacción cercana.

Las innovaciones muestran el paso de una mecánica compleja y fija a soluciones portátiles, económicas y modulares que combinan software, proyectores digitales y materiales ligeros para experiencias adaptadas a cualquier entorno.

El relato culmina con la visión de la interacción entre tecnología y educación astronómica: los planetarios digitales se pueden instalar en interiores o exteriores con estructuras de barras inflables y motores de presión, llegando a cúpulas de 29 m sin construcciones caras. Los espectadores disfrutan cómodamente en asientos inflables de una experiencia inmersiva, aunque sea temporal o móvil.

El éxito no depende solo de la tecnología, sino del factor humano: un buen operador o conferenciante que explique, guíe y estimule la curiosidad (sobre todo de los niños), generando preguntas y participación activa. La transversalidad educativa —combinar astronomía con humanidades, filosofía y cosmovisión— convierte la experiencia en herramienta para el pensamiento crítico, la reflexión y el aprendizaje multidisciplinar, más allá de proyectar estrellas.

La clave es combinar tecnología innovadora con una presentación didáctica bien pensada para crear planetarios que impresionen, eduquen e inspiren.

El fragmento final sintetiza la dimensión poética, educativa y cultural con las “12 miradas al cielo” (figura 9):

Figura 9. Las 12 miradas al cielo

Estas son las doce miradas:

• Imaginaria: mitología y tradiciones culturales (leyendas de constelaciones).
• Calculadora: matemática y astronomía fundamental (geometría celeste).
• Próxima: sistema solar y proximidades (planetas y lunas).
• Radiante: Sol y Luna como luminarias que condicionan vida y tiempo.
• Esperanza: navegación antigua y orientación.
• Múltiple: control y descomposición de la luz.
• Penetrante: cosmología (origen y fin del universo).
• Expectante: vida extraterrestre y curiosidad humana.
• Crítica: satélites e impacto orbital.
• Artificial: tecnología de reproducción (proyecciones digitales, LED).
• Excepcional: cielo como paisaje natural contemplativo.
• Filosófica: cosmovisiones y lugar del ser humano en el universo.

La astronomía se ha democratizado: acceso abierto a datos y observación, sin depender de instituciones o élites. Genera conexión entre ciencia, cultura y educación, con curiosidad y participación activa como claves, especialmente en formatos familiares y escolares.

Hay un comentario crítico pero optimista: la información es abundante y accesible, pero hace falta rigor para evitar desinformación de las redes. La astronomía es técnica, educativa, cultural y social, combinando tecnología avanzada con experiencia humana y poética.

Los planetarios generan interacción: las preguntas y curiosidades del público orientan la enseñanza, haciendo la experiencia dinámica y adaptada (escolares, familias, investigadores). El diálogo, la observación directa y la experiencia práctica son motores para comprender mejor el cielo y la ciencia.

El autor concluye con una nota personal: después de más de tres décadas trabajando con planetarios, valora la satisfacción de compartir conocimiento en conferencias y actividades, agradecido por la confianza y colaboración de compañeros como Rafael.

En conjunto, los planetarios son espacios híbridos de ciencia, cultura, arte y educación que despiertan curiosidad, reflexión e interacción entre expertos y público.

Coloquio

¿Puede haber planetarios dentro de una cúpula de telescopio?
Sí, pero es complicado. Hace falta una cúpula preparada (blanco crudo sin reflejos), algunas adaptaciones específicas y consideración del telescopio centrado. Algunos proyectos en Italia lo han hecho para sesiones pequeñas, pero requiere planificación.

¿Cuál es la utilidad de los planetarios pequeños?
Sí, sobre todo para escuelas y familias: ofrecen interacción cercana y personalizada. Los grandes gestionan grupos heterogéneos con más dificultad. La tecnología no sustituye una buena narrativa; recursos simples pueden ser memorables. Los grandes evolucionarán a inmersivos LED de alta resolución, pero la calidad estelar clásica no se igualará del todo hasta 2040.

¿Cuál es la calidad de los modelos digitales vs. los clásicos AIS?
Los clásicos aún no llegan al nivel de los AIS clásicos o Goto. Actualmente tienen entre 4 K y 8 K.  Algunos modelos nuevos (Kronos, Aluniversarium) podrían alcanzar equivalente a 64K hacia 2040. Continúan mejorando y ganan en funcionalidades digitales.

¿Cuál es el futuro de la divulgación en los planetarios?
El futuro de la divulgación en los planetarios no depende únicamente de la tecnología —aunque los sistemas LED serán clave para lograr una inmersión total y una mayor resolución en las grandes instalaciones—, sino principalmente de la comunicación y la narrativa. Las sesiones interactivas y cercanas al público serán esenciales; la calidad de la relación con la audiencia y la capacidad del conferenciante para transmitir y conectar marcarán la verdadera diferencia.

Entre los retos destacan el agotamiento del personal en los grandes centros y la necesidad constante de adaptación pedagógica. Estos desafíos son similares en toda Europa, incluida España, impulsados por la digitalización y la globalización del sector.

Los planetarios pequeños continuarán funcionando con proyectores tradicionales hasta que la tecnología digital se imponga de forma generalizada.

En definitiva, el futuro radica en combinar de manera armónica tecnología avanzada, una comunicación efectiva y una narrativa inmersiva, convirtiendo el planetario en un espacio vivo, dinámico y fascinante de aprendizaje y descubrimiento.