ASTRONÓMICA

Conferencia de la Astronómica de Sabadell. Sofía Paricio, 22 de abril de 2026.

 Ahora estaba haciendo números: hace casi un cuarto de siglo que trabajo en Parques Naturales. El primer parque donde trabajé fue el Parque Natural de Sant Llorenç del Munt i l’Obac. Lo quiero mucho y le tengo mucho cariño porque allí pasé por muchos puestos de trabajo.

Empecé haciendo sustituciones en la administración, después de informadora en el Coll d’Estenalles. Luego fui coordinadora de los informadores, estuve de guardia en el Montcau, de guarda forestal y, finalmente, de técnica de uso público y educación ambiental. Allí estuve unos 4 o 5 años y, de ahí, pasé al Montseny, después al Garraf y al Foix, y fui ascendiendo gracias a aprobar oposiciones. Ahora soy la jefa de desarrollo socioeconómico de toda la Red de Parques Naturales.

Una de las tareas a las que dedico más tiempo es la coordinación de todos los parques que tienen la Carta Europea de Turismo Sostenible. Con esta excusa, os explicaré un poco qué hacemos y cómo gestionamos estos espacios.

Bueno, os quería hacer una pregunta muy simple: ¿cuándo fue la última vez que visteis un cielo realmente oscuro? Ya no nos acordamos. Es verdad: cada vez es más difícil, y esto también pasa dentro de los espacios naturales.

Cuando hablamos de parques naturales, a menudo pensamos solo en el paisaje, pero en realidad lo que intentamos proteger es un equilibrio. La conservación es nuestro ADN: gestionamos los parques naturales para conservarlos, pero también tenemos que tener en cuenta el uso público, es decir, que la gente pueda acceder y disfrutar de la naturaleza.

También es muy importante el desarrollo socioeconómico, porque si la gente que vive o trabaja allí no puede ganarse la vida, acabará marchándose y el paisaje cambiará. Si no tenemos pastores, si no tenemos gente que trabaje la tierra o el bosque, aquel ecosistema que queremos conservar desaparecerá.

Y hay otro elemento clave: la gobernanza y la participación. Ya no se pueden hacer las cosas solos, como cuando yo empecé hace 25 años. Antes, en el parque teníamos un presupuesto y planificábamos el año; como mucho, una o dos veces lo compartíamos con los alcaldes y les decíamos qué haríamos. Ahora esto ya no funciona así. El dinero es público, es de todos, y todo lo que hacemos tiene que ser participativo. Hace falta gobernanza. Por tanto, es un equilibrio entre naturaleza y personas, entre uso y conservación.

Pongámonos en contexto: ¿por qué se han protegido estos territorios y de qué? Si comparamos ortofotografías de 1946 y de 2015, vemos claramente el cambio. En 1946 había muy poca construcción; en cambio, en 2015 las urbanizaciones llegan prácticamente hasta el límite del parque.

Hay una gran presión de población en toda el área metropolitana de Barcelona. Cuando la Diputación detectó esto, apostó por gestionar y proteger estos espacios, evitando una urbanización continua.

En Cataluña, más de 3 millones de personas se concentran en un 10% del territorio, y casi el 75% de la población vive en la provincia de Barcelona. Esto explica la gran presión sobre los espacios naturales y la importancia de su gestión.

La Red de Parques Naturales de la Diputación gestiona actualmente 13 espacios naturales, más de 100.000 hectáreas y un centenar de municipios. Esto implica mucha coordinación y gobernanza, ya que cerca del 90% del territorio es privado. Además, hay diferentes modelos de gestión: algunos parques son de gestión directa, pero otros funcionan mediante consorcios con ayuntamientos o la Generalitat.

En la provincia de Barcelona hay espacios como el Montseny, el Montnegre y el Corredor, la Serralada Litoral, la Serralada de Marina, Collserola, el Garraf, el Foix, Sant Miquel del Fai y Sant Llorenç del Munt i l’Obac (figura 1).

Figura 1. Parques Naturales de la provincia de Barcelona

Centraré la presentación en Sant Llorenç del Munt i l’Obac, porque es el que tenéis más cerca. Además, como asociación astronómica, formáis parte de la Carta Europea de Turismo Sostenible de este parque.

¿Os habéis preguntado alguna vez por qué la Diputación gestiona parques naturales? En los años 70 ya se detectó la presión urbanística sobre el territorio. Como la Diputación tenía competencias en urbanismo, se utilizó la Ley del suelo de 1956 para redactar planes especiales de protección.

El primero fue el de Sant Llorenç del Munt i l’Obac, en 1972, convirtiéndose en el primer parque natural de España creado a partir de una ley urbanística. Después, la Generalitat lo ratificó en 1987.

Estos planes especiales definen qué valores hay que proteger y cómo compatibilizar la conservación con el uso público y el desarrollo socioeconómico.

Hoy, el parque tiene casi 14.000 hectáreas, 12 municipios y 3 comarcas. Pero nos encontramos con un reto: tenemos más visitantes que nunca. Los parques se han convertido en espacios de ocio, deporte, salud y cultura, y esto genera mucha presión. ¿Cómo lo gestionamos?

Los objetivos principales son proteger los valores naturales, agrícolas, forestales, culturales y paisajísticos; equilibrar la conservación con el desarrollo socioeconómico; fomentar la educación ambiental; ordenar el uso público y promover la gobernanza participativa. En definitiva, nuestra misión es promover el conocimiento y el disfrute de los espacios naturales de manera compatible con su conservación. Y nuestra visión es conservarlos de manera óptima para que perduren en el futuro.

Cataluña representa solo el 0,7 % del territorio europeo —ni siquiera llega al 1 %—, pero contiene el 26 % de todas las especies identificadas en la Unión Europea, tanto de flora como de fauna. Tenemos más de 680 hábitats solo en Cataluña. La biodiversidad que tenemos es tan importante que tenemos la responsabilidad de garantizar este equilibrio y esta conservación. Y la mayoría de estas especies se encuentran dentro de los parques naturales.

¿Por qué es importante la biodiversidad? ¿Por qué le damos tanta importancia a tener tantas especies y ecosistemas? Porque la biodiversidad es la responsable de garantizar el equilibrio de los ecosistemas a escala global. Y la especie humana depende de ella para sobrevivir. Nosotros dependemos de la naturaleza. No solo la utilizamos: somos naturaleza. Si la dañamos, nos dañamos a nosotros mismos.

También hay otro aspecto importante, sobre todo cuando hablamos con responsables políticos —que a menudo cambian y no siempre tienen todos los conocimientos. Encontré un estudio que dice que por cada euro invertido en la Red Natura 2000 se obtiene un beneficio bruto de 22 euros. Es muy importante tener datos y números para poder explicar y convencer de que invertir en la gestión de los parques naturales y en biodiversidad es rentable. Además, sin contar otros beneficios como la salud, la fijación de población o la lucha contra el cambio climático.

Si nos centramos en el patrimonio natural del Parque Natural de Sant Llorenç del Munt i l’Obac, en cuanto a la flora, la vegetación predominante es el encinar, el pino blanco y el pino rojo. Pero hay un elemento muy distintivo: las codinas. Las codinas que encontramos en el Montcau, la Mola o los Cortins.

Cuando subimos al Montcau hay zonas con muy poca vegetación, con pequeñas plantas y florecillas. Pues esto es muy importante, porque aquí se encuentran endemismos de flora protegida, como la arenaria del Montcau (Arenaria fontqueri subsp. cavallinesiana).

En las codinas y acantilados también crecen otras plantas de interés, como la oreja de oso, la corona de reina o la cargola de roca. El narciso, esa flor tan característica, se encuentra en los encinares de zonas más altas, por encima de los 800 metros. Es decir, en lugares que parecen pobres en vegetación y por donde pasa mucha gente, hay una biodiversidad muy valiosa (figura 2).

Figura 2. Paisaje del Parque Natural de St. Llorenç del Munt i l’Obac

He puesto solo algunos ejemplos. También en cuanto a la fauna tenemos especies emblemáticas como el águila perdicera o el halcón peregrino, así como especies de espacios abiertos como la cogujada común o la curruca rabilarga.

También hay caracoles —teníamos un guarda en el Garraf experto en caracoles, probablemente de los mejores de Europa—, murciélagos que invernan en las cuevas, muchos invertebrados, mariposas, el barbo de montaña... Tenemos una fauna muy rica.

Para gestionar toda esta flora y fauna necesitamos conocimiento. Y este conocimiento se obtiene a través de seguimientos de especies, estudios y recogida de datos. Tenemos muchos convenios con la Universidad de Barcelona, y Sant Llorenç ha sido un centro de monitorización de la biodiversidad de montañas mediterráneas. También trabajamos con la Red de Seguimiento Fenológico de Cataluña y el Servicio Meteorológico.

Un proyecto muy interesante es el proyecto Tech4Nature, de la UICN y Huawei. Utiliza tecnología —como sensores, cámaras e inteligencia artificial— para entender cómo las actividades humanas afectan a la fauna del parque.

Esto nos permite tomar decisiones más precisas y pasar de gestionar por intuición a gestionar con datos. El hecho de que una empresa como Huawei haya invertido recursos en este proyecto en el Parque Natural de Sant Llorenç del Munt i l’Obac demuestra su importancia.

Pero el parque no es solo un paisaje bonito: es un sistema muy complejo, con geología, hábitats, fauna e historia humana.

También tenemos un patrimonio cultural muy importante: un paisaje construido a lo largo del tiempo por la actividad humana. Hay masías, barracas de viña, tinas de piedra seca, la Mola, el Marquet de les Roques, el Puig de la Balma...

Todo este patrimonio nos ayuda a entender el territorio actual. Hay usos que han desaparecido, y esto ha cambiado el equilibrio: ahora hay más bosques y nuevos retos de gestión.

Algunas estructuras, como las barracas o las tinas, han pasado de ser elementos agrícolas a recursos turísticos.

Los tiempos cambian, pero esto también genera oportunidades para integrar este patrimonio dentro del desarrollo socioeconómico, siempre sin perder de vista la conservación.

El paisaje de Sant Llorenç no es solo naturaleza: es un paisaje cultural que explica cómo se ha vivido el territorio y cómo está evolucionando. Este es el escenario: paisaje, naturaleza, patrimonio cultural… y el uso público (figura 3).

Figura 3. Uso público del Parque natural.

El uso público es el conjunto de actividades, servicios y equipamientos que facilitan la visita a los espacios naturales. Según Europarc, estos servicios tienen que garantizar el derecho de la ciudadanía a acceder a la naturaleza, pero de manera ordenada, segura y compatible con la conservación. Es un derecho, pero también un deber.

Tenemos muchos ejemplos de uso público: actividades que permiten disfrutar del territorio intentando que sean compatibles con la preservación. El gran reto es regular la afluencia de visitantes y ofrecer servicios para que tengan una buena experiencia, sin comprometer el medio.

Por ejemplo, conocí a Carles y a Rat, que gestionaban un equipamiento del Parque del Garraf: un observatorio astronómico. Desde el principio, la Diputación no solo ha protegido espacios, sino que también ha adquirido fincas y equipamientos para rehabilitarlos y darles nuevos usos. Muchas masías se han recuperado para educación ambiental o uso público. En el caso de Can Tòfol, por ejemplo, es una casa de colonias con observatorio y también alojamiento rural. La propiedad es de la Diputación, pero la gestión la hace una empresa del territorio, fomentando así el desarrollo socioeconómico.

Todo ello es un gran reto, porque compatibilizar uso público y conservación no es fácil. Por ejemplo, en las codinas del Montcau se han tenido que poner cuerdas para que la gente no salga de los caminos y no dañe la vegetación.

También estamos promoviendo una manera diferente de visitar los parques: más pausada y respetuosa. Hace unos años hubo un boom de las carreras de ultra trail, pero desde los parques se empezó a regular.

Ahora trabajamos en una línea más vinculada a la salud y el bienestar, con el Plan estratégico de naturaleza, salud y bienestar de la Red de Parques. Estamos convencidos de que el contacto regular con la naturaleza, junto con la actividad física, tiene beneficios directos para la salud.

Observar el cielo, como hacéis vosotros, concentrados en la naturaleza, también es salud y bienestar. Hace años que observo aves, y está demostrado científicamente que este tipo de actividad reduce el estrés. Seguro que vuestras observaciones nocturnas también tienen ese efecto. Y es en esta línea que estamos trabajando actualmente en la Red de Parques Naturales.

Por otro lado, actualmente me dedico sobre todo al turismo sostenible. Como la sociedad ha cambiado y ya no tenemos tanta agricultura, gran parte del desarrollo socioeconómico de los parques se basa en un turismo y una visitación sostenibles.

¿Qué busca el turismo sostenible? Pues que sea ecológicamente compatible —siempre repetimos el mismo mensaje: proteger la biodiversidad—, que sea socialmente integrador, que ponga en valor la cultura y la población local, y que sea económicamente viable, generando actividad a largo plazo vinculada al territorio.

La Carta Europea de Turismo Sostenible es una iniciativa de Europarc, la federación de parques naturales de Europa. Lo que hace es ayudar a los espacios naturales a planificar y gestionar el turismo, pero con un elemento clave: se hace de manera participativa.

El turismo sostenible se basa en priorizar la protección, generar beneficios en el territorio, implicar a todos los agentes, planificar de manera efectiva y apostar por la mejora continua.

La Carta tiene tres fases. La primera es la acreditación del parque. En el caso de Sant Llorenç del Munt i l’Obac, fue en 2011. En esta fase se analiza todo el territorio —el parque y los municipios de su entorno— y se hace un diagnóstico de la situación en términos de sostenibilidad y turismo. A partir de aquí, se define una estrategia a cinco años y un plan de actuaciones, también a cinco años, siempre de manera participativa.

La segunda fase es cuando entran las empresas. El parque y la Diputación pueden hacer muchas cosas, pero necesitamos la colaboración del territorio. Aquí es donde entráis vosotros. Por ejemplo, este año se ha incorporado la Agrupación Astronómica de Sabadell.

En esta fase, las empresas también hacen su diagnóstico de sostenibilidad y definen un plan de actuaciones —en este caso, a tres años— con acciones de mejora.

Un aspecto importante es que las subvenciones de la Diputación están vinculadas a estas actuaciones. Por ejemplo, estas sillas nuevas que tenéis son gracias a este programa. Cada año podéis acceder a ayudas para mejorar vuestra actividad.

Es verdad que os pedimos cosas —planes, compromisos—, pero también intentamos compensarlo con apoyo económico y técnico para que podáis ser cada vez más sostenibles.

La tercera fase es la incorporación de las agencias de viaje. Cuando ya tenemos un conjunto de empresas (alojamientos rurales, empresas de actividades, restaurantes, productores...), se pueden crear paquetes turísticos conjuntamente con el territorio.

Esto permite, por ejemplo, que una familia que viene de fuera pueda hacer una estancia combinando diferentes parques naturales: unos días en el Pirineo, otros en el Delta del Ebro y acabar en Sant Llorenç del Munt i l’Obac.

Trabajamos en red. Desde 2001, cuando se inició en la Zona Volcánica de la Garrotxa, el objetivo de la Generalitat y la Diputación es gestionar los parques con esta metodología, porque es la más participativa. Actualmente hay varios espacios acreditados y centenares de empresas adheridas. La idea es que todo el territorio trabaje con este modelo.

Pero, ¿cómo concretamos toda esta gestión? ¿Cómo conservamos la biodiversidad y ordenamos el uso público? Gestionar significa poner límites, ordenar accesos, definir itinerarios, trabajar la movilidad (transporte público, aparcamientos), ofrecer información... Todo esto para reducir el impacto ambiental y hacer el territorio más sostenible.

También hay regulaciones temporales, por ejemplo para la escalada o la espeleología, para proteger especies como el halcón peregrino o el águila perdicera durante la época de nidificación. Y un elemento clave es la educación ambiental. Creemos que es la base para garantizar el futuro de los parques.

También hacemos estudios para analizar la capacidad de acogida (no le decimos “carga”) de los espacios: afluencia de visitantes, usos, perfiles... Utilizamos ecocontadores y otras herramientas.

Zonas como la Mola o el Montcau concentran mucha gente, y se han tomado medidas para preservar el espacio: mejora de caminos, regulación de accesos, ordenación de aparcamientos, gestión de residuos y agua... Hay que tener en cuenta que son espacios sin infraestructuras básicas como alcantarillado o agua corriente, y esto genera limitaciones.

También trabajamos para compatibilizar usos: turismo, agricultura, ganadería... fomentando paisajes productivos, previniendo incendios y poniendo en valor el producto local (enoturismo, piedra seca, etc.).

Los impactos del turismo son visibles —erosión, degradación del suelo, pérdida de vegetación—, pero también los hay invisibles. La fauna también se ve afectada: muchas especies han cambiado sus hábitos por la presencia humana. Animales que antes eran diurnos han pasado a ser nocturnos para evitar personas, ruido y vehículos. También hay problemas como la transmisión de enfermedades (por ejemplo, por restos de alimentos) o la habituación de los animales a las personas, como zorros que se acercan porque alguien les ha dado comida. Todo esto altera los ecosistemas.

¿Qué hemos aprendido? Sobre todo, la importancia de la gobernanza. Quizás las decisiones son más lentas, pero cuando son consensuadas, funcionan mejor.

¿Hacia dónde vamos? Hacia más regulación, más educación ambiental y un modelo de visitante más consciente. Apostamos por experiencias guiadas, más enriquecedoras y controladas. También incorporamos nuevos valores: naturaleza y salud, y el cielo nocturno como patrimonio. La oscuridad también es un recurso natural y un indicador ambiental.

Y esto nos lleva a mirar el parque desde otra perspectiva: la vuestra. ¿Qué pasa cuando se hace de noche? Hasta ahora hemos hablado del día, pero los ecosistemas funcionan 24 horas. Por la noche también hay procesos ecológicos clave. Por la noche hay vida.

Muchas especies dependen de la oscuridad: murciélagos, aves nocturnas, insectos... La noche forma parte del equilibrio ecológico. Pero también hay impactos. La contaminación lumínica tiene efectos reales: afecta a murciélagos, aves nocturnas e insectos. La luz artificial no se queda en las ciudades: se esparce y llega a los espacios naturales, alterando los ritmos naturales. Por ejemplo, los insectos son atraídos por la luz, se desorientan y desaparecen de su hábitat. Esto provoca un efecto en cadena: menos insectos, menos alimento para otras especies, cambios en los ecosistemas y pérdida de biodiversidad. En definitiva, no solo ocupamos el espacio: alteramos el funcionamiento de los ecosistemas.

Así que, cuando protegemos un parque —ahora lo tengo claro después de preparar esta charla—, protegemos el paisaje, la biodiversidad y las personas, pero también tendremos que proteger la oscuridad. La noche es parte del ecosistema. La luz es una presión ambiental más y hay que gestionarla igual que gestionamos otros usos. Pero también puede ser una oportunidad.

Yo continúo con mi tema: el astroturismo. El astroturismo puede ser una manera de poner en valor el cielo nocturno si se hace bien. Es una actividad de bajo impacto, desestacionalizada, que da valor al cielo nocturno. No necesita grandes infraestructuras, no transforma el territorio y, en cambio, genera una experiencia muy potente. Y tiene un gran potencial.

Al final, gestionar un parque es proteger lo que vemos, pero también lo que no vemos. Quizás en un futuro uno de los indicadores de calidad de un parque natural será si aún podemos ver las estrellas.

Coloquio

Muy interesante eso de la protección del cielo nocturno. Yo empezaría, por ejemplo, por evitar iluminar muros de un castillo, cuatro piedras, ermitas o monasterios donde por la noche no va nadie. Creo que todo eso se debería evitar.
Lo que necesitamos de vosotros —y esta presentación me ha ido muy bien para darme cuenta— es participación. Ahora estamos renovando el plan de actuaciones de los próximos cinco años en Sant Llorenç, y como se tienen que definir nuevas acciones, personas como Carles o Ángel podrán aportar estas inquietudes.

¿Existen sanciones?
Sí, existen. Si alguien arranca una especie protegida o hace acciones prohibidas, puede ser sancionado. Pero el problema es que no siempre se pilla a la gente. Antes, los guardas no podían sancionar directamente; ahora sí, son agentes de la autoridad. Aun así, la clave sigue siendo la educación ambiental.

¿Se hacen actividades en los parques naturales?
Sí, se hacen actividades guiadas, también de observación de aves, incluyendo ciencia ciudadana y censos nocturnos con especialistas. En la web de la Diputación está la agenda de los parques, con actividades cada fin de semana. Muchas las organizan empresas adheridas a la Carta Europea.

Conferencia de la Astronómica de Sabadell. Laura Mònica Martínez, 29 de abril de 2026

Para situarnos un poco en la charla anterior, yo hablé sobre todo del descubrimiento de Lucy, que ya hemos comentado y ahora no repetiré. Hoy hablaremos de la evolución del género Homo, básicamente, que es el género que después daría lugar a nosotros, a Homo sapiens. Y, como veréis, el género Homo se encuentra distribuido no solo por África —en la charla anterior no habíamos salido de África—, sino que hoy saldremos de ella.

Para que os situéis más o menos y veáis de qué estamos hablando, y también para que podáis interpretar estas dataciones, esta sería la imagen actual de todos los taxones de homininos (figura 1). Cuando a mí me explicaban la evolución humana hace años, no se veían estos gráficos, sino que había un ancestro y su supuesto descendiente unidos por una línea. Había líneas que, a veces, se ramificaban, etc. Actualmente se han descubierto tantos fósiles que a veces cuesta establecer esta relación de ancestro-descendiente, tal como comentábamos.

Figura 1. Los homininos

En la charla anterior nos situamos en estos millones de años y sobre todo expliqué hasta esta parte amarilla que veis aquí. En un momento determinado desaparecen los bosques de África y comienzan a abrirse las sabanas. Terminamos hablando de la diversificación de las formas de australopitecos, que veis aquí.

Hoy dejaremos esta parte y nos centraremos en la evolución del género Homo. Por tanto, veremos los últimos escalones de nuestra evolución, aproximadamente desde hace 2,7 millones de años hasta la aparición de Homo sapiens, que veis aquí.

Estos primeros homininos que tenéis aquí en color rosa serían Homo habilis; un poco más tarde aparece Homo ergaster. Serían los primeros representantes del género Homo, y estos darían lugar al resto de homininos que veis aquí. Homo habilis se sitúa en África; por tanto, el origen del género Homo es africano, y suponemos que sus ancestros son los australopitecos. Si queréis saber cuál de estos australopitecos es el ancestro directo del género Homo, la respuesta es que todavía no lo sabemos y que hay varias posibilidades.

Una de las cosas que caracteriza la evolución de nuestro linaje sucede hace aproximadamente 2,7 millones de años. Aquí encontramos varias coincidencias: prácticamente la desaparición de los australopitecos —hay muy pocos a partir de este nivel en el registro fósil—, la aparición de los primeros representantes del género Homo, como Homo habilis, y tres tendencias muy importantes que hoy recorreremos.

La primera es que estos representantes del género Homo tienen un cerebro más grande que los australopitecos. Veréis que esta tendencia de crecimiento cerebral es exponencial hasta la aparición de los neandertales. Por tanto, la primera tendencia importante es esta: el género Homo se caracteriza por un crecimiento del cerebro, del neurocráneo, respecto a la cara.

Después, en los yacimientos, de forma sistemática, comenzamos a encontrar muchas herramientas líticas. Esto no quiere decir que no las hubiera antes —ahora sabemos que sí—, pero a partir de este momento las encontramos de forma muy abundante.

Y, finalmente, una de las cosas más importantes es que pasamos de un bipedismo ineficiente —como el de Lucy, que se llama bipedismo facultativo— a un bipedismo obligado, mucho más eficiente energéticamente. Aunque estas tres cosas las presento por separado, seguramente están relacionadas y contribuyeron conjuntamente a la evolución de nuestro linaje.

Antes de empezar con todos estos fósiles y este viaje, aclararemos un poco estas tres tendencias. La primera es el crecimiento del cerebro. Hasta este punto, los australopitecos tenían un cerebro pequeño. Lucy, por ejemplo, medía aproximadamente un metro veinte, pero si miramos la proporción del cerebro respecto a la cara, era aproximadamente del 50 %.

A partir de los primeros representantes del género Homo, como Homo habilis, que tiene unos 1,8 millones de años, el neurocráneo ya es más grande que la cara. Y esta tendencia continuará creciendo. Por tanto, es una característica propia de nuestro linaje: hay alguna presión de selección que favorece el aumento del cerebro.

Después tenemos el uso sistemático de herramientas líticas. Hace años no se concebía que un representante que no fuera del género Homo pudiera fabricar herramientas, pero sabemos que incluso los chimpancés las fabrican. Utilizan palos, los modifican, prueban su flexibilidad y este conocimiento se transmite de madres a crías.

Hace unos años —publicado en 2023— se encontraron herramientas de 3,3 millones de años en Kenia. Esto significa que antes del género Homo ya existían herramientas líticas, y que los australopitecos, a pesar de tener un cerebro pequeño, eran capaces de fabricarlas.

¿Qué pasa con el género Homo? Que encontramos otro tipo de herramientas (figura 2), más desarrolladas y presentes de forma sistemática en los yacimientos. Las primeras, de 3,3 millones de años, corresponden a la industria lomekwiana. Más tarde aparece la tecnología olduvayense (modo 1), llamada así por el yacimiento de Olduvai, en Tanzania.

Figura 2. Desarrollo de la tecnología de las herramientas líticas

Estas herramientas son piedras manipuladas para obtener filos cortantes. Se utilizaban, entre otras cosas, para procesar alimentos. No eran muy eficientes para cazar directamente; de hecho, sabemos que los primeros homininos eran carroñeros. Se alimentaban de lo que dejaban los grandes carnívoros: cadáveres y huesos. Con estas herramientas podían romper los huesos y acceder a la médula, que es muy nutritiva. Se han encontrado herramientas asociadas a huesos rotos en zonas de Tanzania y Kenia, lo que refuerza esta interpretación.

Más adelante, hace aproximadamente 1,7 millones de años, aparece el modo 2 o achelense. Son herramientas trabajadas por las dos caras, mucho más eficientes y versátiles. De hecho, se las ha llamado “la navaja suiza de la prehistoria”, porque servían para muchas funciones: cortar, descarnar, cavar o romper.

Todo esto está relacionado con un cambio climático importante. El género Homo aparece en un momento en el que desaparecen las zonas arboladas y se extienden las sabanas abiertas. Esto implica menos refugio y más dificultad para encontrar alimento, sobre todo durante la estación seca. Las herramientas líticas permiten acceder a recursos que antes no estaban disponibles, como alimentos bajo tierra o restos animales.

Finalmente, entra en juego el bipedismo obligado. En estos entornos abiertos, hay que desplazarse para encontrar alimento. Si el desplazamiento es poco eficiente, se gasta mucha energía. Pero con un bipedismo eficiente, como el nuestro, el coste energético es menor.

Esto permite, por ejemplo, la caza por resistencia. Los humanos pueden caminar durante horas, a diferencia de otros mamíferos. Esto hace posible seguir una presa hasta que agota su capacidad de termorregulación y cae.

Este tipo de locomoción también implica una mejor regulación de la temperatura, ya que podemos sudar y disipar el calor. Todo ello hace que seamos muy eficientes en estos entornos.

Como el desplazamiento consume menos energía, esta se puede destinar a otras funciones, como el cerebro. El cerebro es un órgano muy costoso energéticamente —puede consumir aproximadamente el 25 % de la energía diaria—, y su crecimiento se ve favorecido en este contexto.

Por tanto, en este momento comienza realmente nuestra historia evolutiva, cosa que no ocurría con los australopitecos.

En cuanto a los primeros Homo, como Homo habilis, hay que tener en cuenta que los cambios no se producen de golpe. La evolución es gradual y presenta un mosaico de características. Por ejemplo, Homo habilis todavía tiene brazos relativamente largos en comparación con las piernas, lo que indica cierta capacidad para trepar. Pero también presenta características más modernas, como un fémur con una inclinación más marcada y un pie con arco plantar desarrollado, adaptado al bipedismo.

Además, los metatarsianos son paralelos, como en los humanos actuales. Así pues, estos Homo habilis combinan rasgos primitivos con rasgos más modernos.

Esto genera un problema interesante en evolución humana: si cada vez tenemos un cerebro más grande y caminamos de forma bípeda, ¿cómo se resuelve esta combinación desde el punto de vista anatómico y funcional? Este es uno de los grandes dilemas que se plantean en el estudio de nuestra evolución.

Hay una estructura que es muy importante, sobre todo en las mujeres: la pelvis. Si cada vez tenemos el cerebro más grande, nuestros bebés también tendrán cerebros más grandes. Pero la pelvis humana no solo está adaptada al parto; en el caso de las mujeres, también lo está al bipedismo. Tenemos una morfología pélvica determinada que nos permite caminar de forma eficiente. Nuestra pelvis es estrecha en sentido anteroposterior, lo que es biomecánicamente eficiente.

Figura 3. Pelvis de chimpancé y pelvis de Homo

Esto nos ayuda también a la termorregulación, ya que forma parte de la morfología general del cuerpo, y contribuye a mantener el suelo pélvico. Pero hay que tener en cuenta que existe un compromiso con el canal del parto. Si cada vez tenemos cerebros más grandes, las crías también los tendrán, pero la pelvis no puede crecer más, porque eso dificultaría la locomoción. ¿Cuál fue la solución evolutiva? Nacer antes. Esto implica dimorfismo sexual marcado en la pelvis y la altricialidad humana: nuestras crías nacen más inmaduras.

Si lo comparamos con una cría de chimpancé, aproximadamente a los nueve meses de vida humana igualamos la madurez que tiene un chimpancé al nacer. Es decir, nosotros nacemos en un estado mucho más inmaduro. Y esto tiene muchas implicaciones en el género Homo, que ahora veremos.

Aquí tenéis la pelvis de un chimpancé y la dirección de su canal del parto, y aquí la pelvis humana con la dirección de nuestro canal. El parto humano es complejo. La pelvis tiene varios diámetros: uno superior, uno medio y uno inferior. En el caso del chimpancé, el nacimiento es más directo: la hembra se agacha, la cría sale prácticamente en línea recta y la madre la puede coger cara a cara.

En cambio, el parto humano es más complicado, porque la pelvis no tiene el mismo diámetro en todas sus partes. Esto hace que el parto sea más difícil y, en cierta manera, traumático. En el caso humano, la cabeza del bebé tiene que girar para poder salir por el canal del parto. Y no solo la cabeza: después tiene que pasar la cintura escapular, primero un hombro, luego el otro, y finalmente el resto del cuerpo.

Por tanto, hay un compromiso entre la estructura anatómica de la pelvis y el tamaño del cerebro. Si nacemos antes, nacemos más inmaduros, y esto genera adaptaciones específicas.

En este gráfico (figura 4), por ejemplo, se puede ver el tamaño del cerebro en relación con la edad en chimpancés y humanos. En el chimpancé, el cerebro crece mucho antes del nacimiento y después este crecimiento se ralentiza. En los humanos, en cambio, nacemos antes y una parte importante del crecimiento cerebral se produce fuera del útero materno. Por eso, cuando llevamos un bebé al pediatra, durante las primeras semanas y meses se mide a menudo el perímetro craneal para asegurar que crece correctamente.

Figura 4. Crecimiento del cerebro de los humanos y de los chimpancés

Esto genera toda una serie de consecuencias y adaptaciones. El aumento del tamaño del cerebro implica un parto prematuro, y esto conlleva una gran dependencia parental, ya que las crías nacen inmaduras. Como resultado, tenemos un período infantil y juvenil muy largo en comparación con otros primates.

Además, se reduce el tiempo entre partos. En comparación con otros hominoideos —como gorilas, chimpancés u orangutanes—, los humanos tenemos las crías antes y también los siguientes partos se producen con menos intervalo, con el fin de asegurar la supervivencia.

Esto fue clave en el momento de la aparición del género Homo. Probablemente hubo un cambio importante en el comportamiento social para garantizar que estas crías tan dependientes pudieran llegar a la edad reproductiva.

Dicho esto, y teniendo en cuenta estos factores —cerebro, herramientas líticas y bipedismo—, ¿dónde encontramos las evidencias más antiguas del género Homo y qué características presentan?

Las evidencias más antiguas se encuentran en la región de Etiopía. En la formación de Hadar, muy cerca de donde se encontró a Lucy, se ha hallado una maxila de unos 2,3 millones de años. Esta maxila se diferencia de las de los australopitecos porque, aunque tiene una dentición grande, presenta rasgos más avanzados.

También se ha encontrado una mandíbula —o más exactamente un fragmento de mandíbula— con una datación de entre 2,8 y 2,7 millones de años, en la región de Ledi-Geraru, también en Etiopía. Esta pieza se ha asignado al género Homo, pero sin especificar la especie (Homo sp.). Si esta clasificación es correcta, serían los restos más antiguos conocidos del género.

Estos restos son muy antiguos y escasos, pero a partir de los dos millones de años comenzamos a encontrar más evidencias. Por ejemplo, en el yacimiento de Olduvai se han encontrado fragmentos de mandíbula y cráneos como los asociados a Homo habilis. El nombre “habilis” proviene de “hábil”, ya que se encontraron herramientas líticas asociadas a estos fósiles y se pensó que eran sus fabricantes.

Después de Homo habilis aparecen Homo ergaster y Homo erectus, que también se encuentran en estos yacimientos, así como en Sudáfrica. Por ejemplo, se ha publicado recientemente el caso de un individuo infantil de Homo erectus de 1,9 millones de años encontrado en un yacimiento de Etiopía situado a gran altitud, en las tierras altas etíopes, a unos 2.000 metros. Esto indica que estos homininos estaban adaptados a entornos diversos.

Uno de los yacimientos más importantes es Olduvai, en Tanzania, conocido como la “capilla Sixtina” de la evolución humana. En la garganta de Olduvai se han encontrado muchísimas evidencias: herramientas líticas, fósiles y también herramientas hechas con huesos, incluso de elefante.

Se han identificado huesos con marcas de corte, producidas por herramientas de piedra, especialmente en zonas concretas, lo que indica actividades de descarnado. En este yacimiento, de unos 1,5 millones de años, encontramos tanto Homo habilis como Homo ergaster.

Algunas reconstrucciones artísticas muestran escenas plausibles de esta época: individuos descarnando animales, otros fabricando herramientas e incluso hembras transportando crías. Todo ello refleja una posible organización social (figura 5).

Figura 5. Reconstrucción de Homo habilis

La zona de Olduvai es una sabana árida pero estacional, situada en una antigua cuenca lacustre. En los márgenes de este antiguo lago es donde se han encontrado muchas de los restos, ya que los homininos acudían probablemente para acceder a recursos. Los estratos geológicos son muy visibles y se pueden seguir durante kilómetros, lo que facilita el estudio del registro fósil.

El nombre “Olduvai” proviene de una planta local llamada así en lengua masái. La erosión provocada por el agua ha dejado al descubierto los sedimentos y los fósiles, que a menudo se encuentran en superficie, sin necesidad de excavaciones profundas.

Es una zona muy rica en fauna, cercana al Serengeti, y el paisaje es el típico de sabana africana. Se han llevado a cabo numerosas excavaciones y se han hecho descubrimientos importantes, como las herramientas de hueso más antiguas conocidas.

Varios equipos de investigación trabajan actualmente allí, y sigue siendo uno de los lugares clave para entender la evolución humana. Si buscáis imágenes o vídeos de la garganta de Olduvai, podréis ver claramente este paisaje y entender mejor el contexto en el que vivían estos primeros humanos.

A partir de este momento, cuando comienzan a aparecer los Homo ergaster, sucede una cosa muy importante: hay cambios climáticos muy intensos. Los glaciares bajan hacia latitudes más meridionales y esto, en África, se traduce en una gran aridez.

Estos homininos, que ya caminan de forma bípeda y tienen estrategias como la caza o el carroñeo, se ven obligados a salir fuera de África. Probablemente seguirían las grandes migraciones de herbívoros hacia latitudes más al norte. Es en este momento cuando se produce la primera “Out of Africa”.

La pregunta es: ¿por dónde se produjeron estas salidas de África?

Una de las rutas más probables es por el Sinaí. Si salimos por esta zona, las evidencias más antiguas las esperaríamos encontrar en Israel y en toda la península Arábiga. Ahora bien, esta región es muy difícil de estudiar arqueológicamente por motivos políticos y logísticos. Sabemos que en el pasado existió lo que se llama “Arabia verde” (Green Arabia), pero todavía hay poca investigación. Solo algunos equipos han trabajado allí, y han encontrado restos relativamente recientes, de unos 90.000 años, pero sabemos que podría haber mucho más.

Otra posible ruta es a través del estrecho de Gibraltar. Esta hipótesis es muy debatida: tiene defensores y detractores. Algunos investigadores argumentan que la fauna del norte de África no coincide con la de la península Ibérica, lo que dificultaría esta hipótesis. Pero otros señalan evidencias como la presencia de ciertos primates o hipopótamos tanto en el norte de África como en la península Ibérica, pero no en el resto de Europa.

También sabemos que el nivel del mar del Mediterráneo ha variado a lo largo del tiempo. En períodos de nivel bajo, la distancia entre África y Europa era menor, y esto podría haber facilitado el paso. Además, los homininos son exploradores por naturaleza, así que no es descartable que atravesaran esta zona en determinadas condiciones.

En realidad, no debemos pensar en una única ruta: es posible que hubiera varias salidas por diferentes zonas.

Figura 6. Posibles salidas de África

Ahora bien, ¿dónde encontramos las evidencias más antiguas fuera de África?

Una de las más antiguas se encuentra en China, en el yacimiento de Shangchen, con herramientas líticas de hace 2,1 millones de años. Esto indica que, poco después de la aparición del género Homo, ya había dispersiones fuera de África. En este caso, sin embargo, no se han encontrado fósiles humanos, solo herramientas.

También en Java, en el yacimiento de Sangiran, se han encontrado restos de Homo erectus, que son de los más antiguos fuera de África y han sido muy estudiados.

No obstante, las evidencias fósiles más antiguas fuera de África se encuentran en Dmanisi, en Georgia. Allí se han descubierto cinco cráneos con una capacidad craneal un poco superior a la de Homo habilis, pero todavía con rasgos robustos. Esto refuerza la idea de una dispersión temprana a través de esta región.

Posteriormente, las evidencias más antiguas en Europa se encuentran en la península Ibérica, especialmente en Atapuerca, con una antigüedad de aproximadamente 1,4 millones de años (según estimaciones recientes). También en Orce se ha encontrado un molar de leche con una datación similar.

Hasta hace poco, se pensaba que las dispersiones se dirigían principalmente hacia el este, pero descubrimientos como los de Atapuerca y Orce indican que también hubo expansiones hacia el oeste.

La sierra de Atapuerca es un conjunto de yacimientos muy importante. Se trata de un sistema kárstico de cuevas que quedó expuesto a raíz de la construcción de una línea de ferrocarril para transportar carbón. En lugar de rodear la sierra, se cortó por el medio, dejando al descubierto los sedimentos y fósiles.

En la Sima del Elefante, uno de los yacimientos, se descubrió en 2025 un fragmento de cara que constituye la evidencia más antigua de Europa. Se trata de una parte del maxilar con el hueso cigomático, que presenta características modernas, como una ligera retracción facial, aunque también muestra afinidades con Homo ergaster o Homo erectus. Por eso se ha clasificado como Homo affinis.

Anteriormente, en este mismo yacimiento, ya se había encontrado un fragmento de mandíbula de unos 1,2 millones de años, clasificado como Homo sp., es decir, sin asignación específica.

En la Gran Dolina, otro yacimiento de Atapuerca, se descubrieron en los años 90 restos humanos de unos 800.000 años, inicialmente atribuidos al “chico de la Gran Dolina”, pero estudios posteriores indicaron que era una hembra, la “chica de la Gran Dolina”. Estos restos corresponden a Homo antecessor.

Cuando se comparan los restos de la Sima del Elefante con los de la Gran Dolina, se ve que no son iguales, lo que indica que hubo al menos dos poblaciones diferentes en esta región en momentos distintos.

Las excavaciones en la Gran Dolina han sido lentas y complejas. Desde los años 90 se excava progresivamente desde la parte superior hasta llegar al nivel TD6, donde se encuentran estos restos. La gran cantidad de huesos de animales con marcas de corte indica una intensa actividad de procesado de carne.

Uno de los aspectos más sorprendentes es la presencia de marcas de corte en huesos humanos, incluidos individuos infantiles. Esto se interpreta como evidencia de canibalismo. Las hipótesis incluyen canibalismo nutricional o asociado a conflictos entre grupos. En este contexto, se piensa que podrían haber consumido individuos de otros grupos, especialmente los más vulnerables.

En cuanto a Orce, se ha encontrado un diente de unos 1,4 millones de años. Aunque los restos son escasos, indican la presencia de homininos en esta región, con un paisaje muy diferente al actual.

A partir de este momento, no todos los homininos salen de África. Algunos permanecen allí y evolucionan. Aparece así un nuevo taxón: Homo heidelbergensis. Aunque el nombre proviene de un yacimiento en Alemania (Mauer), los restos más antiguos se encuentran en África.

Un ejemplo es el cráneo de Bodo, en Etiopía, con una capacidad craneal de unos 1.100 cm³. Este cráneo presenta también marcas de corte, hechas con herramientas líticas, lo que indica prácticas de descarnado. Tiene una antigüedad de unos 600.000 años.

En Zambia, en esta zona, también tenemos el ejemplar de Broken Hill, un Homo heidelbergensis de unos 300.000 años. En África no encontramos muchas más evidencias, pero en Europa sí que hay muchas.

En este momento, cuando estos Homo heidelbergensis ocupaban zonas como la sierra de Atapuerca, se produce una nueva expansión fuera de África, lo que se conoce como el segundo “Out of Africa”. El primero lo había protagonizado Homo habilis; ahora son los Homo heidelbergensis los que se expanden.

Europa, en aquel momento, se describe como una especie de despensa con recursos abundantes, aunque la fauna era diferente a la actual. Estos Homo heidelbergensis se distribuyen por gran parte del continente: se encuentran en Inglaterra, Francia, Italia, Grecia, Alemania y también en la península Ibérica.

Figura 7. Expansión de Homo heidelbergensis

Pero en este contexto se produce otro cambio climático importante. Las temperaturas bajan, los ecosistemas se vuelven más fríos y abiertos, y los ciclos glaciares se intensifican. Esto crea barreras ecológicas que dificultan la movilidad y aíslan las poblaciones.

Como consecuencia, los grupos de Homo heidelbergensis quedan separados: unos en África y otros en Europa. En biología, cuando poblaciones quedan aisladas durante mucho tiempo, acaban diferenciándose y dando lugar a nuevas especies.

Esto es lo que se cree que pasó en nuestro linaje. Las poblaciones africanas de Homo heidelbergensis darían lugar a los primeros Homo sapiens, mientras que las europeas evolucionarían hacia los neandertales.

Figura 8. Homo neanderthalensis y Homo sapiens

Aquí, por ejemplo, podemos comparar un cráneo de neandertal —como el de La Ferrassie, en Francia— con uno de Homo sapiens de unos 30.000 años, como los del yacimiento de Abri Pataud. Los neandertales tienen, de hecho, una capacidad craneal a menudo superior a la de los sapiens, pero la forma del cráneo es diferente.

Las evidencias más antiguas de Homo sapiens se encuentran en Marruecos, en el yacimiento de Jebel Irhoud. Allí se han encontrado cráneos y mandíbulas que constituyen, hasta ahora, los restos más antiguos de nuestro linaje. El yacimiento es una antigua cantera, y es en esta zona donde se localizaron los fósiles.

A partir de los 300.000 años, sin embargo, comienzan a aparecer otros fósiles en África que generan dudas sobre si son o no Homo sapiens. Por ejemplo, tenemos restos como los de Eyasi (Endutu), de unos 400.000 años; Florisbad, de unos 260.000; o los fósiles de Herto, en Etiopía, de unos 160.000 años, que corresponden a Homo sapiens idaltu. También hay restos de unos 195.000 años que refuerzan esta idea de un origen africano complejo y gradual.

Por tanto, actualmente pensamos que estos restos constituyen las primeras evidencias de nuestro linaje. Pero hay una sorpresa importante: los Homo sapiens no estaban solos en África.

Hace unos años, el paleoantropólogo Lee Berger descubrió en Sudáfrica una nueva especie: Homo naledi. Se encontraron cráneos y restos postcraneales en una cueva de muy difícil acceso. Tiene una datación de unos 335.000 años, pero presenta un cerebro muy pequeño, comparable al de Homo habilis, de hace dos millones de años. Esto significa que, mientras existían formas más modernas como Homo sapiens, también coexistían homininos con características mucho más primitivas. Este descubrimiento ha generado mucho debate, ya que se encontraron indicios de comportamientos complejos, como posibles enterramientos o uso del fuego, aunque algunos de estos aspectos todavía se discuten.

En Europa, en cambio, encontramos a los neandertales. Presentan un cráneo alargado y bajo, con una frente poco desarrollada, una cara robusta y proyectada hacia adelante, con órbitas grandes y arcos superciliares prominentes.

Los Homo sapiens, en cambio, tienen un cráneo alto y más redondeado, con una frente vertical y una cara mucho más pequeña y retraída. Esta reducción de la cara respecto al neurocráneo es una de las características distintivas de nuestro linaje.

Hay que decir que también existe variabilidad dentro de los humanos actuales: los cráneos pueden variar según las poblaciones, pero mantienen estas características generales.

Sabemos también que los neandertales no solo habitaban Europa, sino también el Próximo Oriente e incluso zonas de Siberia, como la cueva de Denisova, que es clave para entender la evolución humana reciente.

En un momento determinado, cambios climáticos favorecen la salida de Homo sapiens fuera de África. Esta expansión probablemente se produce a través del Próximo Oriente, donde se encuentran con los neandertales.

Durante mucho tiempo se pensó que los neandertales eran menos inteligentes, pero hoy sabemos que no es así. De hecho, lo que se ha descubierto es que Homo sapiens y neandertales se hibridaron, es decir, se reprodujeron entre ellos y tuvieron descendencia fértil.

Esto implica que no eran especies completamente separadas. Lo sabemos gracias a los estudios genéticos, especialmente los de Svante Pääbo, premio Nobel de Medicina en 2022, que demostró que entre un 2 % y un 3 % del genoma de las poblaciones humanas de origen europeo es de origen neandertal.

A partir de aquí, la genética ha revolucionado el estudio de la evolución humana. Se ha podido extraer ADN de fósiles e incluso de sedimentos, y compararlo entre poblaciones.

En la cueva de Denisova, por ejemplo, se descubrió otro grupo humano: los denisovanos. A partir de fragmentos de hueso y dientes, y sobre todo de material genético, se identificó este grupo, que no correspondía ni a neandertales ni a sapiens.

Es la primera vez que se define un grupo humano más por la genética que por la morfología. Además, se ha descubierto que había hibridaciones entre denisovanos, neandertales y Homo sapiens.

Por ejemplo, se han identificado individuos híbridos entre neandertales y denisovanos, y también entre denisovanos y sapiens. Incluso se ha detectado material genético de un grupo aún desconocido, llamado provisionalmente “mystery hominin”.

Todo esto indica que la historia evolutiva humana es mucho más compleja de lo que se pensaba, con múltiples grupos coexistiendo e intercambiando genes.

Los neandertales, con el tiempo, fueron desapareciendo. Los cambios climáticos, la reducción de recursos y la baja variabilidad genética en poblaciones pequeñas contribuyeron a su extinción. En cambio, los grupos que se hibridaron con Homo sapiens incorporaron nueva variabilidad genética.

Las evidencias más antiguas de Homo sapiens fuera de África se encuentran en Israel, en yacimientos como Skhul y Qafzeh, con dataciones de unos 90.000 años. Estos individuos ya muestran características modernas, como una frente elevada y un cráneo redondeado.

Finalmente, con el tiempo, los neandertales desaparecen y solo Homo sapiens queda como único representante del género Homo.

Y en cuanto a los denisovanos, durante mucho tiempo no sabíamos cómo eran físicamente. Pero recientemente se ha podido comenzar a reconstruir su aspecto a partir de nuevas evidencias, en una historia realmente sorprendente que sigue aportando nuevos datos.

Después de la Segunda Guerra Mundial, en esta región de China que veis aquí, hubo muchas obras de construcción. Uno de los obreros encontró este cráneo, lo guardó y lo fue pasando de generación en generación.

El nieto, con buen criterio, decidió llevar el cráneo a una universidad china porque pensaba que podía ser importante. Allí localizaron el estrato del que provenía, lo dataron y determinaron que tenía unos 148.000 años. En aquel momento lo llamaron Homo longi.

Lo describieron como el «hombre del dragón» (morongui). Este es el artículo y esta es la reconstrucción facial.

Cuando comenzaron a aparecer más evidencias sobre los denisovanos y se vio que su presencia en Asia era muy importante, decidieron extraer una pequeña muestra de este diente que veis aquí y analizarla genéticamente. Creo que fue el año pasado o hace dos años que supimos que este cráneo pertenece a un denisovano. Es un denisovano.

Y no solo se ha encontrado este cráneo: posteriormente también se ha encontrado un fragmento de mandíbula, entre otros restos. Ahora mismo, toda la evolución humana en estos períodos está en plena efervescencia. Cualquiera que se dedique a este campo os diría que cada mes o mes y medio sale un nuevo artículo importante sobre paleogenética. Realmente está en auge.

La genética nos está permitiendo desentrañar relaciones entre grupos que morfológicamente no podíamos distinguir. Nos da una visión que antes era imposible de obtener solo con la anatomía.

Y con esto ya termino: ¿cuáles serán las grandes novedades en el estudio de la evolución humana de estos períodos en los próximos años? Seguramente vendrán de China. Hasta ahora los chinos no habían mostrado mucho interés en paleoantropología (aunque ya teníamos los Homo erectus, etc.), pero ahora ven que tienen un potencial enorme.

De hecho, grupos como el de Atapuerca ya han comenzado a hacer investigación allí, porque han visto que genéticamente hay similitudes con las poblaciones denisovanas. Esto abre la puerta a hablar de posibles migraciones desde Asia hasta la península Ibérica.

Por eso, cráneos que se descubrieron hace tiempo, como el cráneo de Dali que veis aquí, o el de Jinniushan, en esta misma zona de China, ahora se están reinterpretando con otros ojos.

También tenemos el yacimiento de Hualongdong, con dataciones de hace unos 300.000 años. La mandíbula de Xiahe, que ya se sabe que pertenece a un niño denisovano… Todos estos fósiles, que se encontraron hace tiempo, se están reestudiando con mucha intensidad. Estoy segura de que intentarán secuenciarlos genéticamente para ver exactamente qué son.

Antes de los 60.000 años ya tenemos una serie de migraciones, salidas de Homo sapiens fuera de África. Después de los 60.000 años estas migraciones se intensificaron mucho por toda esta región. Es decir, las poblaciones iban migrando por muchas zonas, dependiendo de los cambios climáticos y de la posición de los glaciares, y recorrieron diferentes territorios.

Coloquio

¿El Homo floresiensis es todo él más pequeño, de forma proporcionada?
Los Homo floresiensis tienen una datación de unos 70.000 años, por tanto son fósiles relativamente recientes. Se trata de individuos muy pequeños, pero proporcionalmente pequeños (alométricos). Es decir, la pelvis, el cráneo, todo es pequeño de forma proporcionada.

¿Cómo se determinan las especies sin ADN y qué pasa con las hibridaciones?
La definición biológica de especie (individuos que se pueden reproducir y tener descendencia fértil) no siempre es útil en paleontología. Si aceptamos que Homo neanderthalensis y Homo sapiens se reprodujeron y que tenemos material genético neandertal, deberíamos replantearnos si realmente son especies diferentes. Quizá deberíamos decir Homo sapiens neanderthalensis y Homo sapiens sapiens. Estos cambios de concepto cuestan mucho de aceptar.

Actualmente, cuando una fósil conserva buen material genético, podemos calcular cuántas generaciones atrás se produjo una hibridación. Por ejemplo, se ha encontrado un individuo denisovano que tenía, tres generaciones atrás, una madre neandertal y un padre denisovano.

Gracias a las tasas de mutación, el genoma actúa como un reloj y podemos retroceder en el tiempo. También se han encontrado individuos en Rumanía (como los de Peștera cu Oase) que tenían un 8 % de material neandertal, mucho más que los humanos actuales (que tenemos entre un 2 y un 3 %). Esto indica que estaban más cerca temporalmente del cruce.

¿Con el ADN, hasta qué fecha se puede datar?
De momento, el récord está en unos huesos de hace 450.000 años (la Sima de los Huesos). Más allá de eso, todavía no hemos conseguido extraer ADN.

 

Conferencia de la Astronómica de Sabadell. Albert Morral, 6 de mayo de 2026.

Hoy hablaré de astrofísica amateur. ¿Y qué significa esto? Os explico qué entiendo yo por astrofísica amateur.

Soy físico de formación, y eso significa que pasé los cinco años de la carrera calculando cosas. En la universidad, los estudios son muy teóricos. La física aplica las matemáticas al universo para entender cómo es. Por ejemplo, una estrella puede describirse mediante cinco ecuaciones diferenciales, y resolviéndolas se puede conocer cómo es su interior, cómo nace, cómo vive, cómo evoluciona y cómo morirá.

Paralelamente, mientras estudiaba la carrera, me hice socio de la Agrupación Astronómica de Sabadell, y allí encontré otra forma de entender la astronomía. Nadie resolvía ecuaciones diferenciales ni hacía cálculos complejos, pero sí encontré personas expertas en el conocimiento del firmamento, de los telescopios, de las cámaras y de la astrofotografía.

Así, me formé en las dos grandes ramas de la astronomía: la teórica y la práctica. De hecho, siempre me sentí más teórico que práctico… hasta que empecé a trabajar aquí. Entonces tuve que aprender mucha más astronomía práctica: el funcionamiento del telescopio de nuestro observatorio, el uso de telescopios portátiles, la toma de fotografías, etc.

Uno de los trabajos que realizo aquí —y que más me gusta— es asesorar y ayudar a los estudiantes que realizan su trabajo de investigación de bachillerato en astronomía. Al principio podíamos hacerlo de forma individual, pero actualmente ayudamos cada año a entre 100 y 150 estudiantes, por lo que ya no es posible hacerlo de ese modo. Por eso, desde hace más de 15 años organizamos los Campus de Astronomía: cursos teóricos y prácticos de verano donde enseñamos a los alumnos la astronomía real, aquella en la que, a partir de imágenes obtenidas con telescopios, se obtienen datos científicos. Gracias a estos trabajos hemos realizado numerosos estudios sobre distintos astros. Además, desde hace más de un año, publicamos cada mes un artículo en nuestra revista Astrum sobre algunos de estos proyectos que se pueden llevar a cabo.

En definitiva, para mí, la astrofísica amateur es la unión de la astronomía más teórica (astrofísica) con la astronomía más práctica (amateur).

En esta charla quiero presentaros tres ejemplos de trabajos de astrofísica amateur que, aunque pueden parecer complicados, están al alcance de todos nosotros. Solo hace falta tomar imágenes de distintos astros y aplicar algunas leyes de la física con matemáticas sencillas: el estudio de la nebulosa del Cangrejo, el cálculo de la distancia a Andrómeda y el análisis del cuásar 3C273.

Estudio de la nebulosa del Cangrejo

El 4 de julio del año 1054 apareció una nueva estrella muy brillante en el firmamento. El fenómeno fue tan espectacular que se denominó supernova. Hoy en día sabemos que no se trata del nacimiento de ninguna estrella sino de su muerte, que pone fin a su vida mediante una explosión extremadamente violenta.

Este destello pudo observarse a simple vista durante 653 noches consecutivas y, de forma excepcional, también fue visible a plena luz del día durante 23 días.

Lo sabemos gracias a las crónicas chinas de la época, que describen la aparición de una estrella muy brillante en esa región del cielo. También existen registros en Japón y en el mundo árabe, e incluso algún dibujo realizado en Sudamérica. En Europa, en cambio, no se conserva ninguna referencia, lo que refleja el declive cultural del continente durante la Edad Media.

Con el tiempo, la luz de la explosión se desvaneció y el fenómeno cayó en el olvido, hasta que en 1731 el astrónomo John Bevis, observando esa zona del cielo con telescopio, descubrió lo que hoy conocemos como los restos de una supernova.

Poco después, Charles Messier, que se dedicaba a la búsqueda de cometas, elaboró un catálogo de objetos difusos que podían confundirse con ellos. El primer objeto de ese catálogo, M1, es precisamente este resto de supernova.

En el siglo XIX, William Parsons, utilizando telescopios de gran tamaño, observó este objeto y lo denominó Nebulosa del Cangrejo, ya que los dibujos de la época recordaban la forma de un cangrejo. Hoy en día, gracias a los telescopios modernos, disponemos de imágenes espectaculares (figura 1).

Figura 1. La nebulosa del cangrejo fotografiado por el Telescopio Hubble

La Nebulosa del Cangrejo es un caso especialmente interesante porque es el resto de supernova más cercano a la Tierra, y por ello también más brillante. Además, en su interior alberga una estrella de neutrones. Cuando la estrella original explotó, su núcleo colapsó y se comprimió formando este tipo de objeto extremadamente denso. Esta estrella de neutrones puede observarse incluso con equipos amateurs, lo que convierte a la nebulosa en un auténtico laboratorio astronómico cercano.

¿Qué podemos medir? De la nebulosa podemos determinar su tamaño real y su velocidad de expansión. También es posible intentar detectar esa expansión comparando imágenes tomadas con varios años de diferencia. En cuanto a la estrella de neutrones, podemos estimar propiedades como su magnitud aparente, magnitud absoluta, luminosidad y temperatura superficial.

Para calcular el tamaño de la nebulosa, obtenemos varias imágenes, las pretratamos y las sumamos. Una vez obtenida una imagen limpia, calculamos su tamaño angular midiendo la distancia en píxeles entre dos puntos. Dado que las imágenes digitales están formadas por píxeles, podemos calcular la diagonal mediante el teorema de Pitágoras y, conociendo la escala angular por píxel, obtener el tamaño angular total. El resultado es de aproximadamente 6,18 minutos de arco.

Si conocemos este tamaño angular y la distancia a la nebulosa, podemos calcular su tamaño real mediante trigonometría. El resultado es de unos 11,32 años luz de diámetro.

Para estimar la velocidad de expansión, consideramos el radio (5,66 años luz) y el tiempo transcurrido desde el año 1054 (unos 969 años). Aplicando la relación velocidad = espacio / tiempo, obtenemos una velocidad aproximada de 1.728 km/s, es decir, alrededor del 0,5 % de la velocidad de la luz.

También es posible intentar observar directamente esta expansión comparando imágenes tomadas en años distintos. Tenemos una imagen de 2023 y otra más antigua de 2011. Las sobreponemos y vemos pequeñas variaciones debido a la expansión del gas.

En cuanto a la estrella de neutrones, se observa como un punto muy débil. Mediante técnicas de fotometría y utilizando estrellas de referencia, podemos calcular su magnitud aparente, que resulta ser de aproximadamente 16,2 (filtro V).

A partir de la magnitud aparente y la distancia, podemos determinar la magnitud absoluta, que es de unos 4,78. Con este valor, estimamos su luminosidad, que resulta ser comparable a la del Sol.

Esto es especialmente sorprendente si tenemos en cuenta que esta estrella tiene un radio de apenas unos 10 km, frente a los aproximadamente 700.000 km del Sol. A pesar de ser muchísimo más pequeña, emite una cantidad de energía similar.

Finalmente, utilizando las relaciones físicas entre luminosidad, radio y temperatura, podemos estimar su temperatura superficial, que alcanza unos 4,8 millones de grados.

Cálculo de la distancia de la galaxia de Andrómeda

El segundo ejemplo que quiero mostraros es el cálculo de la distancia a la galaxia de Andrómeda. Para entender su importancia, conviene situarlo en su contexto histórico.

El 1 de enero de 1925, Edwin Hubble publicó un artículo que marcó el inicio de la cosmología observacional moderna. Por primera vez en la historia se consiguió calcular la distancia a una nebulosa espiral, Andrómeda, obteniendo un valor de unos 900.000 años luz.

Este resultado implicaba algo revolucionario: aquella nebulosa no pertenecía a la Vía Láctea, sino que era una galaxia independiente. Por tanto, el universo estaba formado por muchas galaxias, y la Vía Láctea era solo una más. Hoy nos parece evidente, pero en los años 20 del siglo XX no lo era en absoluto.

Figura 2. La galaxia de Andrómeda

El 26 de abril de 1920 tuvo lugar el llamado Gran Debate en Estados Unidos. En un hotel se reunieron algunos de los astrónomos más importantes del momento. Se enfrentaban dos posturas: la de Harlow Shapley, que defendía que las nebulosas espirales estaban dentro de la Vía Láctea, y la de Heber Curtis, que sostenía que eran galaxias externas. El problema era claro: había que medir distancias… y no se sabía cómo hacerlo.

Cinco años después, Hubble resolvió la cuestión gracias a un descubrimiento previo de una gran astrónoma: Henrietta Leavitt. Leavitt formaba parte de las llamadas “computadoras de Harvard”, un grupo de mujeres que analizaban placas fotográficas y clasificaban estrellas según su brillo y espectro.

Leavitt, estudiando estrellas de la Nube de Magallanes —que se encuentran aproximadamente a la misma distancia— descubrió una propiedad muy importante de un tipo de estrellas variables: las cefeidas. Estas estrellas presentan una relación fundamental entre su período de variación y su magnitud absoluta: cuanto más luminosas son, más largo es su período de variación. Leavitt estableció así una relación entre el período y la magnitud absoluta.

Esto es clave: si conocemos la magnitud absoluta de una estrella y medimos su magnitud aparente (la luz que recibimos), podemos calcular su distancia.

¿Qué hizo Hubble? Fotografió la galaxia de Andrómeda y buscó estrellas variables. En una placa de 1923 identificó tres de ellas: dos eran novas, pero una resultó ser una cefeida. A partir de su período, aplicó la relación de Leavitt para obtener su magnitud absoluta. Comparándola con la magnitud aparente, pudo calcular la distancia a Andrómeda: unos 900.000 años luz.

Aunque este valor es inferior al real (hoy sabemos que es de unos 2,5 millones de años luz), fue suficiente para demostrar que Andrómeda se encuentra fuera de la Vía Láctea. Con ello se resolvió el debate: el universo está lleno de galaxias.

¿Podemos hacer este mismo trabajo los astrónomos amateurs? Por un lado tenemos telescopios mucho más pequeños (Hubble utilizó un telescopio de 2,5 metros, el mayor de su época); pero por otro lado disponemos de cámaras mucho más sensibles que las antiguas placas fotográficas. Aun así, el reto es enorme: se trata de medir estrellas de magnitud 18 o 19, extremadamente débiles.

Sin embargo, es posible. En 2021, un astrónomo amateur consiguió hacerlo y publicó su trabajo en la revista Sky & Telescope, demostrando que este tipo de medidas no son exclusivas de los profesionales.

En mi caso, intenté observar esta cefeida sumando imágenes. Con 15 minutos no se detectaba nada; con 30 tampoco; con 45 tampoco no era visible. Solo a partir de una hora de exposición total comenzó a aparecer un punto extremadamente débil, que mejoraba ligeramente con una hora y media.

El siguiente reto fue obtener una curva de luz, lo que implicaba seguir la estrella durante muchos días. Aquí surgieron dificultades importantes: la meteorología, la Luna y la disponibilidad del telescopio.

Otro problema fue seleccionar estrellas de comparación adecuadas. Para ello utilicé cartas de la AAVSO (Asociación Americana de Observadores de Estrellas Variables), que proporcionan estrellas de referencia bien calibradas. En nuestro campo había tres estrellas de magnitud 15, mientras que nuestra cefeida estaba entre magnitud 18 y 19.

Con la colaboración de otros observadores realizamos campañas durante enero y febrero de 2023. En total obtuvimos 21 observaciones, de las cuales 17 fueron útiles. No conseguimos una curva perfecta —sería necesario repetir el experimento en mejores condiciones—, pero sí logramos identificar el mínimo y el máximo de brillo, que es lo esencial.

A partir de la curva de luz obtuvimos un período de aproximadamente 33,9 días. Con la relación de Leavitt, determinamos una magnitud absoluta media de 15,72. La magnitud aparente media fue de unos 18,75. Con estos datos calculamos la distancia: aproximadamente 783.000 pársecs, es decir, unos 2,55 millones de años luz, muy cercana a la real.

El resultado fue muy satisfactorio. A pesar de las limitaciones y de las condiciones imperfectas, con técnicas de astronomía amateur pudimos reproducir un método histórico y obtener una distancia muy cercana al valor real.

El cuásar 3C273

Y el tercer ejemplo de astrofísica amateur del que os quiero hablar es el estudio del cuásar más famoso: el 3C273. Veamos también su contexto histórico.

A finales de los años 50 del siglo XX, con antenas de radio se descubrieron fuentes puntuales que emitían ondas de radio. En los años 60 se creó el Tercer Catálogo de Cambridge, conocido como 3C, y los objetos se denominaban 3C1, 3C2, 3C3, etc., correspondientes a fuentes detectadas en radioastronomía.

Estos objetos no tenían contraparte óptica: no se sabía que lo que se veía en radio también pudiera observarse en luz visible. Pero en 1960 se encontró la primera contraparte óptica.

En 1962 se aprovechó un eclipse lunar: la Luna pasó por delante de una de estas fuentes, el 3C273. El astrónomo Martin Smith midió cuándo el objeto dejaba de emitir ondas de radio y cuándo volvía a aparecer. Como conocemos con precisión la posición de la Luna, se pudo determinar exactamente la posición del objeto. Así se identificó un punto brillante en el cielo en luz visible: el 3C273.

Con el telescopio de Monte Palomar, un instrumento de 5 metros de diámetro, se obtuvieron espectros de este objeto. Un espectro descompone la luz en diferentes longitudes de onda y muestra líneas que permiten identificar elementos químicos. En este caso, los espectros eran muy extraños y no se entendían inicialmente.

Más tarde se descubrió que aquellas líneas eran conocidas, pero estaban fuertemente desplazadas hacia el rojo. Cuando un objeto se aleja de nosotros, su luz se desplaza hacia longitudes de onda más largas: esto es el corrimiento al rojo. Por tanto, aquel objeto se alejaba muy rápidamente y, según la ley de Hubble, eso implicaba que estaba muy lejos. Los objetos cercanos presentan desplazamientos pequeños, mientras que los objetos lejanos muestran desplazamientos grandes. Esto establecía una relación directa entre velocidad de recesión y distancia.

Estos objetos brillaban como estrellas, pero estaban mucho más lejos, lo que significaba que emitían una cantidad de energía enormemente grande.

Unos años después, un astrónomo chino que trabajaba en Estados Unidos a estos objetos los denominó “quasi-stellar radio sources”, y de ahí derivó el término cuásares (cuasi estelares). Inicialmente se pensaba que todos emitían radio, pero después se vio que solo un 10% lo hacía. Así, el término se simplificó a “quasi-stellar sources”.

Fueron necesarios unos 20 años para entender qué eran realmente. Hoy sabemos que los cuásares son agujeros negros supermasivos en el centro de las galaxias, que están acumulando gas y estrellas de su entorno. Este material forma un disco de acreción, que emite una enorme cantidad de radiación antes de caer en el agujero negro. Por eso los vemos como puntos extremadamente brillantes y lejanos.

En algunos casos también se observan chorros de materia (jets) que salen del centro. Con el tiempo se descubrieron diferentes tipos de objetos relacionados: cuásares, blazares, radiogalaxias… Todos ellos se unificaron como galaxias activas con un agujero negro central muy energético.

El cuásar 3C273 es el primero y más famoso de todos, y también se puede estudiar con medios amateurs. Veámoslo.

Para ello, se obtienen imágenes del campo estelar donde se encuentra el cuásar. Aunque parece una simple estrella sabemos que es un cuásar. Sumamos y calibramos las imágenes para obtener una imagen limpia. 

Con estrellas de comparación y midiendo los flujos de luz (ADU), se calcula su magnitud aparente y se obtiene un valor de 12,7 (filtro R). Esto significa que es un objeto observable con telescopios medianos.

Figura 3. El cuásar 3C273

Los cuásares son variables: su brillo cambia con el tiempo. En el momento de la observación, la magnitud del 3C273 estaba alrededor de 12,7, pero puede variar entre 12,4 y 12,9.

Para calcular la distancia, se necesita un espectro, que se puede obtener fácilmente en la literatura científica. En el espectro del 3C273 se observan líneas de emisión del hidrógeno, como H-alfa, H-beta y H-gamma. Estas líneas tienen longitudes de onda conocidas, pero en el espectro observado están desplazadas hacia el rojo. El desplazamiento se calcula con el parámetro z:

z = (λ_observada − λ_teórica) / λ_teórica

Calculándolo para varias líneas y haciendo la media, se obtiene z ≈ 0,157 (coherente con el valor real de 0,158).

Con este desplazamiento se calcula la velocidad de recesión, que resulta ser de unos 43.751 km/s.

Utilizando la ley de Hubble, se puede estimar la distancia. Con una constante de Hubble de unos 67 km/s/Mpc, se obtiene una distancia de unos 2.100 millones de años luz (su valor real es de unos 2.400 millones de años luz).

Esto significa que estamos observando un objeto cuya luz salió hace más de 2.000 millones de años, cuando en la Tierra había formas de vida muy simples, como bacterias.

A partir de la magnitud aparente y la distancia, se puede calcular la magnitud absoluta, que es de unos −26,3. Con esto se calcula la luminosidad: aproximadamente 2,75 billones de veces la del Sol. Es decir, este cuásar emite tanta energía como billones de soles, lo que hace que sea mucho más brillante que toda una galaxia entera.

Finalmente, se puede estimar la masa del agujero negro central mediante el límite de Eddington, que establece el equilibrio entre la fuerza de gravedad y la presión de radiación. El resultado es una masa mínima de unos 8,2 × 10⁷ masas solares, aunque el valor real es mayor (de 10⁹ masas solares).

Con esta masa se puede calcular el radio de Schwarzschild, que es aproximadamente de 1,2 unidades astronómicas: la zona de peligro del agujero negro es comparable a la distancia entre el Sol y la Tierra.

Según la física cuántica, a los agujeros negros se les puede asignar una temperatura teórica, dada por una fórmula sencilla. Si la calculamos para este cuásar, se obtiene una temperatura de unos 10⁻¹⁵ K, extremadamente baja.

Y si los agujeros negros tienen temperatura, significa que emiten radiación: la llamada radiación de Hawking. Se puede calcular fácilmente y, en el caso del 3C273, se obtiene un valor de 2,32·10⁻⁶⁸ W/m², también insignificante.

Y si pierden energía en forma de radiación, también se puede calcular su tiempo de vida. En el caso del 3C273, resulta que vivirá unos 10⁷⁵ años, mucho más que la edad actual del universo. Por tanto, estos objetos son prácticamente eternos a escala cósmica.

En definitiva, con esta charla quería convenceros de que con vuestros instrumentos astronómicos amateurs podéis realizar cálculos de muchos de los astros que se ven en el firmamento; es decir, podéis hacer astrofísica amateur.

Si queréis ver más ejemplos, los encontraréis en la revista Astrum, donde cada mes publicamos uno distinto. 

 

Conferencia de la Astronómica de Sabadell. César Fernández, 13 de mayo de 2026.

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Mi objetivo en esta charla es intentar que veáis cuál es el estado actual de la computación cuántica. Para ello, primero haré un breve recorrido por el pasado, explicando cómo surgió y cuál es la idea detrás de los qubits y de la computación cuántica. Después, miraré hacia el futuro y explicaré para qué podría servir esta tecnología.

La computación cuántica

Empecemos por los ordenadores clásicos. Su funcionamiento se basa en el uso de bits, los cuales pueden tomar el valor 0 o 1. Básicamente, esto corresponde a un circuito abierto o un circuito cerrado. Pero ¿qué pasaría si pudiéramos tener un estado que contuviera ambos valores al mismo tiempo? Esa es la idea fundamental de la computación cuántica.

Viajemos ahora a 1925. En ese año, Paul Dirac y John von Neumann presentan los postulados de la mecánica cuántica.

El primero de ellos nos dice que todo estado cuántico está representado por un vector en un espacio de Hilbert complejo. Lo que este postulado nos dice es que toda la información de un sistema puede representarse mediante un vector, aunque dicho vector podría tener dimensión infinita.

El segundo postulado establece que los observables —es decir, aquello que queremos medir— están representados por operadores lineales hermíticos, cuyo conjunto de autovalores recibe el nombre de espectro. Estos operadores son, básicamente, matrices, que nuevamente pueden ser infinitas. Sus autovalores y autovectores vienen definidos de la forma habitual.

El tercer postulado introduce el concepto de medida. Si tenemos un sistema en un estado, la medida de un observable puede dar como resultado cualquiera de sus autovalores. La probabilidad de obtener cada uno de ellos viene dada por el producto escalar entre el autovector asociado a ese autovalor y el estado del sistema.

Como consecuencia, la medida cuántica es inherentemente no determinista: salvo que el sistema ya se encuentre en un autovector del observable, el resultado será aleatorio. En la mayoría de los casos, sin embargo, la medida puede devolver distintos resultados de manera probabilística. Además, como los únicos resultados posibles son los autovalores, la medida está discretizada. Puede haber infinitos valores posibles, pero estos no forman un continuo.

El cuarto postulado sigue hablando de la medida. Una vez realizada, si obtenemos un autovalor, el estado del sistema deja de ser el estado inicial y pasa a convertirse en el autoestado asociado a ese autovalor. Esto es lo que se conoce como el colapso de la función de onda o colapso de la medida.

El quinto postulado describe cómo evoluciona un sistema en el tiempo, mediante la ecuación de Schrödinger. El sexto establece que los operadores de posición y momento lineal no conmutan, algo totalmente opuesto a lo que ocurre en la mecánica clásica.

Con todo esto, ya tenemos los ingredientes necesarios para introducir el concepto de qubit. Supongamos un sistema finito con dos niveles de energía, que llamaremos nivel 0 y nivel 1. El estado general del sistema puede describirse como una combinación lineal de ambos autoestados, ya que forman una base del espacio de Hilbert. Esto es precisamente lo que llamamos un qubit: un estado que puede encontrarse en el 0, en el 1 o, en cierto sentido, en ambos a la vez.

La representación más habitual de un qubit en la literatura es mediante la esfera de Bloch (figura 1). En ella, el polo norte representa el estado 0 y el polo sur el estado 1. La cercanía a uno u otro polo indica la probabilidad de encontrarse en cada estado.

Figura 1. Esfera de Bloch

Siguiendo los postulados anteriores, una vez tenemos un qubit podemos medirlo. Si medimos la energía de este sistema de dos niveles, podremos obtener el estado 0 con probabilidad o el estado 1 con probabilidad .

Si tanto como son distintos de cero, entonces existe la posibilidad de medir cualquiera de los dos estados clásicos a partir de un único estado cuántico. Esto es lo que se conoce como superposición, una de las dos propiedades fundamentales de la computación cuántica.

La otra propiedad clave aparece cuando consideramos dos qubits en un estado conjunto. Si tenemos un estado formado por una superposición de ambos y medimos únicamente el primer qubit —algo perfectamente posible—, podremos obtener el estado 0 con probabilidad 1/2 o el estado 1 con probabilidad 1/2. Sin embargo, en cuanto conozcamos el resultado de la medida del primer qubit, conoceremos automáticamente el estado del segundo. Esto es lo que se conoce como entrelazamiento cuántico.

Este fenómeno dio lugar a la famosa paradoja EPR de Einstein, Podolsky y Rosen, ya que parecía implicar una transmisión instantánea de información, en contradicción con la relatividad. Más adelante, gracias a las desigualdades de Bell, se demostró que no existe tal transmisión de información, sino que el entrelazamiento es una propiedad intrínseca de la mecánica cuántica.

Estas son las propiedades más importantes de la computación cuántica. Pero, ¿cómo actuamos sobre los qubits?

La formulación más habitual utiliza puertas y circuitos cuánticos. En un circuito cuántico, cada línea horizontal representa la evolución temporal de un qubit. Sin embargo, también existe la puerta Hadamard, o puerta H, que no tiene equivalente clásico (figura 2). Su efecto consiste en crear una superposición equiprobable de los estados 0 y 1.

Figura 2. Puerta H

Hasta ahora hemos hablado de puertas de un único qubit, pero también existen puertas que actúan sobre varios qubits simultáneamente. Por ejemplo, la puerta CNOT o CX. Se trata de una puerta controlada, lo que significa que el primer qubit actúa como control y el segundo como objetivo.

¿para qué sirve realmente la computación cuántica?

Supongamos que tenemos una función cuyo dominio son los valores 0 y 1, y cuyo codominio también son los valores 0 y 1. Esta función puede tener dos comportamientos posibles: puede ser constante, es decir, que tanto la imagen de 0 como la de 1 sean iguales; o puede ser balanceada, lo que significa que la imagen de 0 y la de 1 son distintas.

Imaginemos ahora que queremos determinar si la función es constante o balanceada. Clásicamente, la única forma de hacerlo consiste en evaluar la función dos veces: una con entrada 0 y otra con entrada 1. Después comparamos los resultados. Si son iguales, la función es constante; si son distintos, es balanceada. Es decir, necesitamos dos experimentos o dos llamadas a la función.

Cuánticamente utilizamos dos qubits: inicializamos uno en el estado 0 y el otro en el estado 1, aplicamos puertas Hadamard y, posteriormente, una puerta conocida como oráculo. El oráculo realiza la siguiente operación: deja intacto el primer qubit y modifica el segundo aplicándole una suma exclusiva —la operación XOR— entre el valor del segundo qubit y la imagen de la función evaluada sobre el primero. Si la función es constante, el resultado mantiene una determinada combinación de signos. Si son distintos —la función es balanceada—, la combinación cambia. Finalmente aplicamos una última puerta Hadamard únicamente sobre el primer qubit.

Con esto termina la ejecución del circuito. Ya solo queda medir. Medimos el primer qubit. Si al medir obtenemos 0, sabremos que la función es constante. Si obtenemos 1, sabremos que es balanceada. Por tanto, hemos resuelto el problema utilizando un único experimento, es decir, una sola llamada al oráculo cuántico.

Ahora demos un paso más. Supongamos que, en lugar de trabajar con una función definida únicamente sobre 0 y 1, trabajamos con una función cuyo dominio son cadenas de bits y cuyo codominio sigue siendo . En este caso, una función balanceada significa que exactamente la mitad de las cadenas posibles tienen como imagen el 0 y la otra mitad el 1.

Si asumimos que la función solo puede ser constante o balanceada, queremos determinar en cuál de los dos casos nos encontramos. Cuánticamente, el algoritmo de Deutsch-Jozsa nos propone ejecutar el siguiente circuito (figura 3).

Figura 3. Algoritmo de Deutsch-Jozsa

Ahora el registro de entrada ya no está formado por un único qubit, sino por qubits inicializados en el estado 0. Además, aplicamos una puerta Hadamard sobre cada uno de esos qubits.

El resultado final es muy parecido al caso anterior: Si, tras medir, obtenemos el estado , sabemos que la función es constante. Si obtenemos cualquier otro resultado, sabemos que la función es balanceada.

Y ahora viene la parte importante: ¿cuántas veces hemos necesitado llamar a la función —o, más concretamente, al oráculo—? Una sola vez. Clásicamente hubiéramos necesitado  veces.

Aquí es donde aparece una ventaja cuántica real. Hemos pasado de necesitar un número exponencial de evaluaciones clásicas a resolver el problema con una única llamada al oráculo cuántico.

La primera gran aplicación práctica que se teorizó para la computación cuántica fue el  algoritmo de Shor (figura 4).

Figura 4. Algoritmo de Shor

Supongamos que tenemos un número entero muy grande y queremos descomponerlo en factores primos. Clásicamente, este es un problema extremadamente costoso. El algoritmo clásico más eficiente conocido actualmente, el General Number Field Sieve, tiene complejidad subexponencial. Sin embargo, el algoritmo de Shor —que utiliza circuitos cuánticos mucho más complejos que los anteriores— permite obtener la factorización prima en tiempo polinómico.

Factorizar números enteres forma parte de la criptografía moderna, la que protege nuestros datos en ordenadores, móviles y comunicaciones, se basa precisamente en la dificultad de realizar esa factorización.

Estado actual de la computación cuántica

Actualmente nos encontramos en lo que se conoce como la era NISQ, siglas de Noisy Intermediate-Scale Quantum. Dejando de lado la palabra “quantum”, lo importante aquí es “intermediate-scale” y “noisy”.

El término intermediate-scale hace referencia a que los ordenadores cuánticos actuales todavía son relativamente pequeños. Hoy en día existen dispositivos de unos cientos de qubits, y los más avanzados alcanzan algo más de mil qubits.

El problema es que, para ejecutar algoritmos como el de Shor sobre claves RSA reales necesitaríamos muchos más qubits. Así que, con la tecnología actual, todavía estamos muy lejos de poder romper claves RSA reales mediante computación cuántica.

Pero ese no es el único problema. La otra palabra importante es noisy, es decir, “ruidoso”. Los ordenadores cuánticos actuales presentan muchísimo ruido.

Ruido significa que, cuando hacemos los cálculos teóricos, asumimos que el sistema evoluciona de forma perfecta. Partimos de un estado inicial y podemos predecir exactamente qué probabilidades tendremos al medir determinados resultados. Sin embargo, en los dispositivos reales aparecen imperfecciones físicas: interacciones con el entorno, errores en las puertas cuánticas, pérdidas de coherencia, fluctuaciones electromagnéticas, etc. Como consecuencia, el sistema puede acabar en estados que, teóricamente, no deberían aparecer o deberían tener probabilidades extremadamente pequeñas. Es decir, los resultados reales se desvían del comportamiento ideal debido a las limitaciones físicas de los ordenadores cuánticos actuales.

Por ejemplo, aquí podéis ver el ordenador cuántico del BSC —el Barcelona Supercomputing Center—, llamado MareNostrum Ona (figura 5).

Figura 5. MareNostrum Ona

Esto tiene aproximadamente el tamaño de una persona, quizá algo más grande. Sin embargo, el chip cuántico —la parte que realmente realiza las operaciones, o al menos lo intenta, es extremadamente pequeño, casi como un chip de un móvil actual.

Toda esa estructura tiene un único propósito: enfriar el chip cuántico. Para evitar que el sistema sufra vibraciones térmicas que alteren su funcionamiento, el chip debe mantenerse a temperaturas cercanas a los 15 milikelvin, es decir, unas 140 veces más frío que el espacio exterior.

También existe el problema de la decoherencia térmica. Nosotros codificamos la información del qubit en los dos niveles más bajos de energía del sistema. Sin embargo, los qubits reales tienen tendencia natural a relajarse hacia el estado de mínima energía con el paso del tiempo. Esto destruye completamente los algoritmos cuánticos que queramos ejecutar.

Otro problema importante es el ruido de acoplamiento. Los qubits necesitan interactuar entre sí para ejecutar puertas cuánticas multiqubit, como las puertas controladas que vimos antes. Pero esas interacciones introducen una gran cantidad de ruido y errores que pueden afectar enormemente al resultado final.

Además, las propias puertas cuánticas tampoco son perfectas. Cuando en teoría hablamos de una puerta Hadamard, decimos que transforma exactamente el estado 0 en una superposición equiprobable de 0 y 1, y el estado 1 en una superposición con signo negativo. Pero en un dispositivo real aparecen pequeñas desviaciones: las probabilidades no son exactamente las ideales y surgen términos residuales no deseados.

Con todos estos problemas, actualmente existe una enorme cantidad de investigación —muy financiada tanto por gobiernos como por empresas privadas— destinada a intentar superar las limitaciones de los dispositivos actuales.

Una de las soluciones más importantes es el uso de qubits lógicos. Un qubit lógico no es un único qubit físico, sino un conjunto de muchos qubits físicos que codifican conjuntamente la información. Las operaciones se aplican de manera distribuida sobre todos ellos, permitiendo detectar si han ocurrido errores durante la ejecución.

La idea es que, al final del proceso, la información conjunta de todos esos qubits permita: obtener el resultado que buscábamos, detectar si alguno de los qubits ha sufrido errores debido al ruido, y, en algunos casos, incluso corregir automáticamente esos errores.

Otra línea de trabajo importante tiene que ver con la reducción del número de puertas cuánticas. Como comentaba antes, las propias puertas introducen ruido. Además, cuantos más pasos tenga un algoritmo, más tiempo tarda en ejecutarse y mayor es la probabilidad de que ocurra algún fenómeno de decoherencia o relajación energética.

Por eso, en los últimos años han cobrado mucha importancia los algoritmos variacionales, los cuales están diseñados para obtener resultados útiles utilizando circuitos mucho más pequeños.

La idea básica es construir un algoritmo híbrido cuántico-clásico (figura 6).

Figura 6. Algoritmo híbrido cuántico-clásico

Primero se prepara un circuito cuántico parametrizado, y después se ejecuta el circuito y se mide el resultado. A partir de esas mediciones construimos una función de coste clásica. Esa función de coste se introduce entonces en un algoritmo clásico de optimización, que actualiza los parámetros del circuito y vuelve a enviarlos al ordenador cuántico. El proceso se repite iterativamente hasta alcanzar una convergencia aceptable.

Además, actualmente no existe una arquitectura cuántica claramente dominante. No sabemos todavía cuál será la tecnología definitiva para construir ordenadores cuánticos escalables. Por ejemplo, el MareNostrum Ona que mostré antes utiliza tecnología superconductora. En este tipo de arquitectura, la información del qubit se codifica en los dos niveles de energía más bajos de un circuito superconductor basado en una unión Josephson.

Otra arquitectura importante son los iones atrapados. En este caso, un ion se mantiene confinado mediante campos electromagnéticos y se manipula utilizando láseres. Sus ventajas son, principalmente, presentan tasas de error mucho menores que los superconductores, incluso varios órdenes de magnitud inferiores.

Sin embargo, tienen dos inconvenientes importantes. El primero es que las operaciones son mucho más lentas, lo cual deja más tiempo para que aparezcan otros tipos de ruido y decoherencia. El segundo es la enorme complejidad experimental de estos sistemas.

Otra arquitectura interesante es la de átomos neutros. Aquí se utilizan átomos neutros atrapados en pozos de potencial generados mediante láseres. Además, en muchos diseños modernos se puede modificar dinámicamente la posición de los átomos utilizando esos mismos láseres.

Una de sus grandes ventajas es la escalabilidad. Además, tiene una propiedad especialmente interesante en relación con los qubits lógicos.

Antes comentaba que, para implementar corrección de errores, normalmente necesitamos aplicar operaciones similares sobre muchos qubits físicos simultáneamente. En arquitecturas de átomos neutros esto resulta relativamente sencillo, al menos conceptualmente, porque un único láser puede actuar sobre múltiples átomos al mismo tiempo.

También podemos codificar qubits utilizando luz. Normalmente se emplean los modos de polarización del fotón: por ejemplo, la polarización horizontal puede representar el estado 0 y la vertical el estado 1.

Los fotones tienen ventajas muy importantes. No necesitan temperaturas extremadamente bajas y, además, son muy estables porque interactúan muy poco tanto entre ellos como con el entorno. Pero precisamente esa escasa interacción también supone un gran problema.

Las puertas de un solo qubit son relativamente sencillas de implementar mediante elementos ópticos como divisores de haz. Sin embargo, las puertas de dos qubits son mucho más difíciles, ya que los fotones apenas interactúan entre sí. En muchos casos se necesitan fotones auxiliares y montajes ópticos muy complejos únicamente para implementar esas puertas.

Además, existe otro problema importante: generar fotones individuales de manera controlada no es trivial. Y en computación cuántica idealmente necesitamos exactamente un fotón por qubit, no haces completos de luz.

También podríamos mencionar qubits de silicio, vacantes NV en diamante o qubits topológicos, aunque estos últimos siguen siendo en gran parte teóricos o experimentales.

Hoy en día no existe una arquitectura claramente dominante. Diferentes empresas y grupos de investigación apuestan por tecnologías distintas. IBM y Google apostaron muy fuerte por superconductores, probablemente por eso es la tecnología más avanzada actualmente. Pero las otras arquitecturas también cuentan con un enorme apoyo industrial y científico.

Otras tecnologías cuánticas

Además de los ordenadores cuánticos, hay otras tecnologías cuánticas muy importantes en el futuro: comunicación cuántica, simulación cuántica y metrologia cuántica.

Uno de los posibles peligros de la computación cuántica es que podría comprometer gran parte de la criptografía actual. Esto motivó el desarrollo de sistemas de comunicación cuántica seguros.

La idea básica es la siguiente: Supongamos que Alice quiere enviar información a Bob de forma segura y quiere asegurarse de que nadie ha interceptado el mensaje. Gracias a propiedades fundamentales de la mecánica cuántica —como el colapso de la medida o el entrelazamiento—, podemos detectar si un tercero ha intentado observar la información durante la transmisión.

Porque medir un estado cuántico altera inevitablemente ese estado. Si un espía intercepta la clave cuántica durante el envío, introducirá modificaciones detectables en los resultados que recibe Bob.

Por ejemplo, en Galicia se puso en funcionamiento hace unos años una línea de comunicación cuántica de aproximadamente 120 kilómetros entre Vigo y Santiago, una de las más largas de Europa.

Otra tecnología importante es la simulación cuántica. Aunque, sinceramente, a veces la frontera entre simulación cuántica y computación cuántica no está del todo clara.

Por ejemplo, podemos construir redes de átomos neutros cuya geometría controlamos mediante láseres. Dejando evolucionar ese sistema físico, podemos estudiar el comportamiento de otros sistemas equivalentes gobernados por las mismas leyes matemáticas.

Este tipo de técnicas tiene aplicaciones potenciales en química, optimización y ciencia de materiales.

Otra rama interesante es la metrología cuántica. Aquí el objetivo es utilizar fenómenos cuánticos para realizar mediciones más precisas que las posibles con tecnologías clásicas.

Por ejemplo, el detector LIGO, utilizado para detectar ondas gravitacionales, emplea ciertos estados cuánticos —los llamados squeezed states— para reducir el ruido cuántico en las mediciones.

Conclusiones

Desde el punto de vista teórico, la computación cuántica ofrece posibilidades enormes. Presenta propiedades —como el entrelazamiento y la superposición— que la computación clásica nunca podrá reproducir completamente.

Además, la propia naturaleza es cuántica. Como decía Feynman: si el universo funciona de forma cuántica, tiene sentido intentar estudiarlo utilizando herramientas cuánticas.

Sin embargo, el presente todavía está lejos de la imagen idealizada que a veces aparece en medios o campañas empresariales.

Actualmente vivimos en una etapa de desarrollo e imperfección. Los ordenadores cuánticos aún presentan muchísimos problemas técnicos y estamos muy lejos de disponer de dispositivos universales realmente útiles a gran escala.

Existen muchas arquitecturas diferentes, numerosas aplicaciones potenciales y una inversión enorme tanto por parte de gobiernos como de empresas privadas. Por eso seguramente escucháis hablar tan a menudo de tecnologías cuánticas en noticias y medios de comunicación. Pero, al mismo tiempo, es importante tener paciencia y entender que todavía estamos en una fase muy temprana de desarrollo.

Coloquio

¿Me podías explicar el trabajo que estáis haciendo con laboratorios Almirail para encontrar nuevas terapias para problemas, sobre todo,  de salud de la piel?
Lo desconozco, personalmente no trabajo en este problema.

¿Los ordenadores cuánticos quedan absolutos tan rápidamente como los clásicos?
No, de momento no.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Figura 2. La evolución del Universo

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

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

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

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

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

Figura 3. Estructura estadística del Universo

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Figura 4. La tensión de Hubble

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Coloquio

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

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

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

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

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