ASTRONÓMICA

Conferencia de la Astronómica de Sabadell. Héctor Gil-Marín, 26 de febrero de 2025

Esta charla irá sobre los cartógrafos de galaxias y la energía oscura, pero empezaremos por el principio, porque esto se enmarca dentro del campo de la cosmología, y la cosmología intenta responder a las grandes preguntas de la humanidad: ¿cómo empezó el universo? ¿de qué está hecho? ¿cómo ha evolucionado? y, ¿cuál será su final? Así pues, a lo largo de esta charla intentaremos ver muy brevemente cuál es nuestro conocimiento actual sobre estas preguntas.

La primera idea, que puede parecer trivial hoy en día, pero no lo es, es que el universo es un universo matemático, es decir, las leyes de la física, la química, la biología… pueden ser descritas por las matemáticas. Y gracias a ellas, los experimentos que realizamos en el planeta Tierra después pueden ser extrapolados para explicar fenómenos que suceden en el universo. Es decir, que las leyes de la física son universales, tanto describen la trayectoria de un objeto dentro de la Tierra como las trayectorias de planetas o de galaxias en el universo. Es una idea que, como digo, puede parecer obvia, pero no fue hasta Newton que realmente nos dimos cuenta de que estas leyes de la física son universales y valen tanto en la Tierra como fuera de ella.

En primer lugar, podemos preguntarnos cómo empezó el universo. Hoy en día respondemos a esta pregunta con una respuesta sencilla: el Universo empezó con un Big Bang. Para intentar entender cómo es el universo, de dónde venimos y cómo empezó todo, es necesario darse cuenta de una peculiaridad de la cosmología, y es que es que no podemos realizar experimentos como en la física de partículas, sólo podemos realizar observaciones. Así pues, lo que hacemos es utilizar las leyes físicas o los modelos que conocemos a partir de experimentos que hemos realizado en la Tierra y los extrapolamos al universo mediante las observaciones que realizamos. En ese sentido, estamos utilizando el universo como un inmenso experimento. Es decir, todo lo que sucede en el universo es como nuestro campo de experimentos, nuestro laboratorio, un inmenso laboratorio cósmico.

Los físicos nos hemos dado cuenta de que todas las fuerzas que existen en el universo se reducen esencialmente a cuatro fuerzas fundamentales: la fuerza de la gravedad, la fuerza electromagnética, y después hay dos fuerzas que se llaman fuerzas nucleares, la débil y la fuerte, que actúan dentro del núcleo atómico, por eso se llaman nucleares. Así pues, a nivel cosmológico estas dos fuerzas nucleares no tienen ningún efecto a nivel cosmológico. Luego tenemos la fuerza electromagnética, que es mucho más intensa que la gravitatoria y también de largo alcance. Lo que ocurre es que el universo en promedio es muy neutro, así que, aunque la fuerza electromagnética en principio podría jugar un papel importante, a nivel cosmológico tampoco lo juega. De esta forma, al final, la única fuerza que realmente es importante a nivel cosmológico es la más débil de las cuatro: la fuerza de la gravedad. Es una fuerza mucho más débil que la electromagnética, pero al no existir masas negativas y positivas, no tiene ese elemento de neutralidad que sí tiene la fuerza electromagnética.

Otro concepto muy importante es el de las escaleras cosmológicas. Vamos a ver diferentes escaleras del Universo. En primer lugar, tenemos la escalera de los planetas, que todos más o menos podemos conocer bien. Después, tenemos la escalera del sistema solar, que forman las órbitas de estos planetas. Si en la escalera de un planeta la luz tarda segundos en dar la vuelta al planeta, en el sistema solar tarda horas o incluso un día. Después saltamos ya a la escalera de las galaxias, donde las distancias ya son mucho mayores. Por último, tenemos la escala de los cúmulos y supercúmulos galácticos, enormemente mayores que las demás escaleras. La cosmología se interesa por estas últimas escalas. Se podría pensar que quizás los supercúmulos galácticos se agrupan para formar hipercúmulos de galaxias, pero no. Hay un punto en el que ya no se forman más estructuras, sino que, a partir de cierto tamaño, el Universo es muy uniforme e isótropo. Así pues, la cosmología realmente se centra en estas mayores escalas. Por la cosmología, las galaxias son simples puntitos. Lo importante es cómo se agrupan las galaxias, y cómo estos grupos de galaxias se agrupan en supercúmulos de galaxias. A partir de la cual la cosmología saca sus conclusiones.

Otra cosa interesante a tener en cuenta dentro de la cosmología es que cuando miremos lejos, también estamos mirando atrás en el tiempo. Es decir, cuando observamos objetos que están muy lejos de nosotros, en realidad lo que estamos observando es cómo era el universo en un tiempo pasado. Y esto sucede porque la velocidad de la luz no es inmensamente rápida, sino que tiene un valor que puede parecernos bastante elevado a escala humana -300.000 km por segundo- pero a escala cosmológica es una velocidad relativamente baja. Así pues, esto que puede parecer un poco un inconveniente, nos permite realmente hacer una especie de arqueología cósmica, porque cuando vamos mirando más atrás y más lejos, lo que estamos viendo es cómo era el universo en épocas más y más tempranas.

Vamos a realizar un recorrido desde el más cercano al más lejano. Empecemos por la Vía Láctea, nuestra galaxia. Evidentemente no tenemos ninguna fotografía de ella. La Tierra y el Sistema Solar estamos más o menos a unos 26.000 años luz del centro de la galaxia, aproximadamente. Luego están nuestras galaxias vecinas. A 2,2 millones de años luz está la galaxia de Andrómeda. Y también hay otras galaxias más pequeñas: las Nubes de Magalhães, la galaxia del Triángulo y otras galaxias pequeñas. Todo esto forma lo que se llama el Grupo Local (figura 1).

Figura 1. Grupo local de galaxias

Pero a mayor escala, el Universo forma estructuras más y más grandes. Ésta es una imagen de la esfera celeste proyectada en un plano (figura 2). En el centro se ve el disco de nuestra galaxia, que ensombrece la presencia de estructuras ya que no podemos observar en las direcciones a través de nuestra galaxia, porque el polvo de nuestra galaxia lo impide, pero en las direcciones perpendiculares al disco de nuestra galaxia podemos ver todo punto que son otras galaxias.

Figura 2. Estructura del Universo

Vemos cómo estas galaxias no se distribuyen de forma aleatoria, sino que forman estructuras: hay ciertas regiones que están vacías y otras que están mucho más pobladas. Hay regiones que tienen muchas galaxias y otras pocas. Esto nos dice que las galaxias en el universo no están uniformemente distribuidas a esta escala, sino que forman estos supercúmulos de galaxias.

Más allá de eso, lo que podemos hacer es simular con ordenadores estas estructuras, intentar ver si se parecen o no a lo que observamos. Ésta es una simulación por ordenador de interacciones gravitatorias de cuerpos (figura 3), es decir, situamos cuerpos dentro de una caja imaginaria y se dejan evolucionar a través de sus interacciones gravitatorias. Lo que vemos es que, a medida que pasa el tiempo, se forman supercúmulos de materia, que serán donde, en principio, se formarán después galaxias.

Figura 3. La simulación Millenium

Según las observaciones con ordenador, vemos que en grandes escalas existen regiones donde se concentra mucha materia y regiones vacías, y estas regiones están conectadas por una especie de filamentos. Y si vamos a escalas aún mayores, vemos que estas estructuras no forman parte de otras estructuras aún mayores, sino que el universo tiende a una cierta uniformidad.

Os enseño varios cartografiados de galaxias. En la siguiente imagen (figura 4) la Tierra está en el centro, y cada cuña de color azul son observaciones reales. La 2DF es del principio de los años 2000, la CFA es de los años 90, y el SLOAN es de los años 2010, más o menos. Cada puntito es una galaxia, y vemos cómo, efectivamente, estas estructuras forman grupos de galaxias y después existen estructuras filamentosas.

Figura 4. Diferentes cartografiados de galaxias

Luego, en rojo, tenemos simulaciones con ordenador. Es decir, en la parte de arriba son observaciones reales, y en la parte de abajo simulaciones por ordenador. Como puede ver, se parecen mucho, lo que significa que debemos entender algo de la física que pasa allí porque somos capaces de simular en ordenador lo que realmente observamos.

Ahora que ya sabemos qué forma tiene el Universo, cabe preguntarse de qué está hecho. Según el modelo cosmológico actual, el Universo está formado por un 74% de energía oscura, un 21% de materia oscura, y un 5% es materia que más o menos conocemos, es decir, que forma parte de nuestro modelo estándar de partículas, es decir, todo aquello que está formado esencialmente por protones, neutrones, electrones y neutrinos. Por tanto, sólo conocemos un 5% del Universo. Del resto, un 95%, no tenemos ni idea.

La materia oscura es esencialmente algo que, a pesar de su nombre, no es que sea materia oscura en el sentido de que no podemos verla, sino que es transparente o invisible. A nivel de física de partículas, es materia que no sufre interacciones electromagnéticas, por tanto, no puede formar estructuras que estén ligadas por fuerzas electromagnéticas, como pueden ser nuestros propios cuerpos. En un sentido general, cabe pensar que la materia oscura es otro tipo de materia, materia en el sentido que siente la atracción gravitatoria. No sabemos lo que es, pero sabemos que se comporta como materia.

Vamos a hacer una pequeña recapitulación de la historia de la materia oscura, porque no es algo nuevo. Ya en los años 30 del siglo XX, Fritz Zwicky postuló la existencia de una materia no visible a partir de efectos gravitatorios que observó en cúmulos de galaxias. Nosotros conocemos la física de las interacciones gravitatorias, ya partir de los movimientos y velocidades que tienen estas galaxias dentro del cúmulo, vemos que parece que el cúmulo tiene más materia de la que realmente se observa. Así pues, Zwicky en principio postuló la existencia de materia no visible, pero podían ser planetas, agujeros negros, estrellas oscuras, enanas marrones, y otros astros que prácticamente no se observan, y que hay muchos. Ésta era la idea inicial que él tenía de materia no visible. En los años 70, Vera Rubin confirmó la existencia de esta materia a partir de observaciones muy distintas de las que hizo Zwicky en el cúmulo de Coma. Esencialmente, se fijó en las curvas de rotación de galaxias espirales.

En principio, en una galaxia espiral podemos medir a qué velocidad se mueven las estrellas que están a distintas distancias del centro. Así pues, a partir de las estrellas que vemos, podemos predecir cuál será el movimiento de las estrellas que están a su alrededor. Porque sabemos que las estrellas, en principio, tienen unas velocidades de rotación que dependen de la cantidad de masa que existe en su órbita interior. Así pues, a más masa, mayor velocidad. En principio se esperaba obtener algo así (figura 5 izquierda), pero en realidad lo obtenido fue de este tipo (figura 5 derecha).

Figura 5. Rotación de las estrellas de una galaxia (izquierda: esperado, derecha: observado)

Lo esperado era que, a medida que nos alejamos del centro galáctico, las estrellas giraran cada vez más despacio. Mientras que realmente lo que observamos es que a partir de cierta distancia, la velocidad aumenta y al final más o menos se mantiene constante. Esto nos indica que parece como si hubiera más materia en esta galaxia de la que realmente existe, lo que hace que los objetos puedan girar más rápido de lo que esperaríamos.

Existe otro efecto que también nos indica la presencia de esta materia oscura. Esto que ve aquí es el cúmulo de Bala, en inglés "Bullet Cluster" (figura 6). Con diferentes estudios podemos saber que en las zonas azules existe más materia (a partir de lo que ahora hablaremos de pequeñas distorsiones en las observaciones de las estrellas del fondo, que son causadas por la gravedad). Y después también observamos esta región con las "gafas" de los rayos X, que nos indican dónde hay gas. Así pues, si superponemos estas tres cosas -las estrellas visibles, la materia y los rayos X- y vemos algo muy curioso: hay como un pequeño desplazamiento entre la gravedad y la cantidad de gas.

Figura 6. El cúmulo de Bala

Porque nos hacemos una idea, el cúmulo de Bala se formó cuando dos cúmulos galácticos se cruzaron. Como no son objetos sólidos, cuando se arroja un cúmulo contra otro, no es que choquen, básicamente se atraviesan. Sus densidades son tan bajas que la probabilidad de que dos estrellas choquen es pequeñísima. Lo que vemos aquí es esencialmente una fricción, puesto que el gas sí ha friccionado. Así pues, es curioso ver cómo parece haber un cierto desplazamiento de la materia que no siente esta fricción y el gas que sí la siente. Así pues, es como si hubiéramos logrado desacoplar la materia oscura, que sería la parte azul, de la parte de la materia bariónica, que sería el gas, que es la parte roja. Esto también nos indica que parece que existen dos tipos de materia: una es la materia que conocemos, la materia bariónica, que sería el gas, y la otra es la materia oscura.

Existen aún más pruebas de la existencia de esta materia extra, que vemos en las lentes gravitatorias. La teoría de la relatividad general predice que las trayectorias de la luz se curvan por el efecto de la curvatura del espacio que produce la presencia de materia. Lo que realmente vemos es que la luz de galaxias que están en el fondo de esta imagen está distorsionada (figura 7). A partir de la intensidad de esta distorsión, podemos realizar una estimación de la cantidad de masa que hay en el grupo de galaxias, y esta cantidad no se corresponde realmente con la masa que vemos. Así, esto es otra indicación de que parece que hay más masa de la que vemos.

Figura 7. Lente gravitatoria

Así pues, como ven, tenemos pruebas a escalas muy diferentes, con procesos físicos muy diferentes, que todas parecen indicar que existe una cierta materia que no es visible, y es lo que llamamos materia oscura.

Realmente, hoy en día no existe ninguna detección directa de materia oscura, es decir, no hay ninguna partícula conocida que sea la materia oscura. En principio, se había planteado que los neutrinos, que son partículas muy elusivas, con muy poca masa y que no interaccionan electromagnéticamente porque tienen carga neutra, podrían ser buenos candidatos a materia oscura si hubiera muchos. Pero el problema es que los neutrinos formarían un tipo de materia oscura llamada materia oscura caliente, es decir, que se mueven muy rápidamente. Y éste no es el tipo de materia que necesitamos que encaje con nuestras observaciones. Necesitamos un tipo de materia llamado materia oscura fría, que no se mueve tan rápidamente y que pudo formar estructuras. Así pues, realmente no sabemos lo que es la materia oscura, pero sabemos de su existencia por estos efectos observacionales.

Hay varios candidatos a materia oscura. Hay algún tipo de neutrino diferente a los que conocemos que podría jugar este papel, u otras partículas que se llaman axiones o WIMPs. También hay gente que postula que podrían ser agujeros negros primordiales, agujeros negros que se habrían formado en el inicio del cosmos en regiones del espacio que en un determinado momento tenían suficiente densidad para formar agujeros negros muy pequeños, con masas mucho más pequeñas que las masas estelares. O también se ha postulado que quizás no se trata de nuevas partículas, sino que es necesario modificar las teorías de la gravedad para intentar explicar estos fenómenos.

La energía oscura se descubrió midiendo las distancias del Universo. En principio, medir distancias en la Tierra resulta relativamente fácil, pero cuando no podemos desplazarnos a otra estrella y extender una regla, es más complicado. ¿Cómo medimos distancias en el Universo? Una forma fácil de hacerlo para las estrellas más cercanas es mediante la técnica de la paralaje. Es decir, aprovechando que la Tierra se mueve alrededor del Sol y conocemos su órbita, si medimos la posición angular de una estrella en los dos extremos de la órbita de la Tierra, por ejemplo, en junio y diciembre, existe un desplazamiento angular respecto al fondo. Este desplazamiento angular se llama paralaje y es muy pequeño, a lo sumo, según de arco. Así, este método sirve para medir distancias en nuestra galaxia, pero no podemos salir fuera de ella.

Para medir distancias de otras galaxias existen otras técnicas, como la medida de unas estrellas variables: las cefeidas. Las cefeidas son unas estrellas pulsantes, es decir que tienen pulsaciones, lo que hace que su luminosidad cambie en varios días. Sabemos que su período de oscilación de luminosidad es proporcional a su brillo absoluto. Es decir, cuanto más brillan, más rápido oscilan. Así pues, si podemos medir el período de oscilación de una cefeida, podemos inferir en su brillo total, y midiendo su aparente brillo ya podemos calcular su distancia. El problema es calibrar, porque nosotros sabemos que el período es proporcional al brillo, pero no sabemos la constante de proporcionalidad. Así pues, la idea es encontrar cefeidas que estén dentro del límite de distancia por paralaje, medir sus distancias por este método y encontrar la constante de proporcionalidad. Y cuando hallamos cefeidas lejanas ya tendremos esta constante y podremos calcular su distancia.

Existe otro método para medir distancias, y es a partir de las velocidades de las galaxias. Las ondas tienen una propiedad llamada el efecto Doppler. Cuando obtenemos el espectro de una galaxia, aparecen picos y valles de diferentes intensidades (líneas espectrales) que deberían estar en unos valores de longitud de onda determinados. Sabemos que, si un emisor de luz está en movimiento relativo respecto a nosotros, este espectro tendrá un desplazamiento, es decir, las ondas que tienen cierta frecuencia o cierta amplitud se estirarán si este objeto se aleja de nosotros o se apretarán si se acerca. Así pues, simplemente midiendo los espectros y asumiendo que nosotros conocemos cuál es su espectro en reposo, midiendo el desplazamiento de estas líneas, podemos medir su velocidad. Esto típicamente es lo que se llama redshift, que es la palabra en inglés por desplazamiento hacia el rojo, si se alejan, y blueshift si se acercan a nosotros.

A principios del siglo XX no estaba claro si había más galaxias externas a la nuestra. En 1920 hubo un famoso debate entre Shapley y Curtis, donde se discutieron si Andrómeda era una galaxia externa o una nebulosa que pertenecía a la nuestra. Y en 1924, Hubble, utilizando datos de estrellas cefeidas de Andrómeda, fue capaz de calcular su distancia, y vio que era una galaxia externa. Así pues, se vio por primera vez que el universo no estaba formado sólo por una galaxia sino por muchas, que eran como pequeños universos-isla.

Y ya más tarde, en 1929, Hubble extendió esta medida a otras galaxias. Relacionó las distancias con las velocidades y obtuvo un famoso diagrama que ahora lleva su nombre: el diagrama de Hubble (figura 8). Y se dio cuenta de algo muy curioso: a medida que las galaxias estaban más lejos de nosotros, también se alejaban a mayor velocidad. Hay que pensar que todo esto chocó mucho en aquella época, ya que se pensaba que el Universo era estático, que las galaxias no se movían unas respecto a otras. Así pues, ésta fue la primera indicación de que el universo no era estático sino dinámico. Y ahí entra en acción Einstein.

Figura 8. La ley de Hubble

Unos años antes Einstein ya había obtenido su teoría de la relatividad. Desde entonces, para estudiar el universo desde un punto de vista teórico, lo que hay que hacer es tomar las ecuaciones de Einstein y aplicarlas al Universo entero. Esto puede resolverse y obtener las ecuaciones del comportamiento global del Universo.

Os muestro las ecuaciones de Einstein (figura 9) para que vea cómo son. Básicamente lo que dicen es que la materia y energía (representado por T) curvan el espacio y el tiempo (representado por una g). La distribución de materia y energía nos dice cómo son las distancias en el Universo.

Figura 9. Las ecuaciones de campo de la Relatividad General

Como curiosidad les diré que cuando Einstein postuló estas ecuaciones, lo hizo como una generalización de las ecuaciones de Newton. Tenía cierta libertad a la hora de escribirlas y podía poner o no el término Ʌ, que se llama la constante cosmológica. Lo primero que encontró unas soluciones para todo el Universo fue el ruso Friedmann, y si no ponía ese término salía que el Universo era dinámico. Como todavía no se sabía que el Universo estaba en expansión, Einstein puso ese término para que le saliera un universo estático. Años después, al descubrirse que el Universo no es estático, sacó ese término (le dio valor 0) y dijo haber sido el mayor error de su vida.

Damos un salto a finales del siglo XX, cuando dos grupos de cosmólogos, por un lado, Adam Riess y Brian Schmidt, y por otro, Saul Perlmutter, medían distancias de galaxias muy alejadas. Para ello usaban supernovas de tipo Ia que son enanas blancas que explotan siempre de la misma manera y sirven como candelas estándar. Sabemos cuánta energía emiten en la explosión, si medimos la energía que nos llega, ya podemos saber a qué distancia están. La sorpresa fue descubrir que el Universo no se estaba frenando, que es lo que todos esperaban si la gravedad es la dominante del Universo, sino que se estaba acelerando. Vivimos en un universo acelerado (figura 10).

Figura 10. Expansión acelerada del Universo

Así pues, ¿cómo conseguir con las ecuaciones de Einstein un universo acelerado? Con un término repulsión que no es otro que la constante cosmológica. Así pues, los cosmólogos tuvieron que introducir de nuevo esta constante repulsiva para explicar la aceleración universal. No sabemos realmente qué es lo que físicamente provoca esa repulsión, sólo le hemos puesto nombre: la energía oscura. ¿Y por qué vale un 74% de la energía del Universo? Pues porque cuando se mide esta expansión, se necesita este valor para que se ajuste con las medidas.

Así pues, hoy en día tenemos un esquema general de cómo ha evolucionado el Universo (figura 11). Unos 380.000 años después del Big Bang aparece la radiación de fondo de microondas, que es la primera luz que podemos detectar y nos da mucha información del Universo más primitivo.

Figura 11. La evolución del Universo

Ahora bien, entre la radiación de fondos de microondas y la distancia que llegan las supernovas hay mucho pedazo de Universo que no hemos estudiado todavía. ¿Cómo estudiar este universo en medio? La idea es utilizar otra propiedad que llamaré la regla estándar. Si conseguimos identificar en el universo objetos que sabemos que deben tener un cierto tamaño real, y medimos su tamaño angular, seremos capaces de saber a qué distancia están. Esto es lo que intentamos hacer con los cartografiados de galaxias.

Los cartografiados de galaxias son mapas en tres dimensiones del Universo, donde cada puntito es una galaxia. Le muestro un cartografiado a diferentes escalas (figura 12). Se pueden ver tres imágenes, cada una de ellas hecha a mayor escala.

Figura 12. Cartografiado de galaxias SDSS

Recordemos que cuanto más lejos miremos más atrás con el tiempo vamos y llega un momento en que no vemos ni galaxias porque todavía no se han formado.

Para calibrar estas distancias podemos usar lo que se conoce como escala inversa. Antes hemos calibrado galaxias a partir de objetos cercanos y hemos ido más lejos. Ahora haremos el revés, calibraremos a partir de estructuras lejanas de tamaños conocidos. Y estas estructuras que están muy lejos son una señal que se llama las oscilaciones acústicas de bariones (BAO, por sus siglas en inglés). Y es un remanente de un período del universo en el que era muy diferente al que es ahora. Un tiempo después del Big Bang, el Universo no estaba vacío, sino que era un fluido con dos tipos de partículas: fotones y materia (bariones). Estas dos partículas interaccionan porque los bariones sienten la fuerza electromagnética de los fotones. Mientras los fotones intentan salir disparados y viajar libremente, los bariones, la materia, los atrapa. Así pues, se produce una especie de vaivenes en el universo, y estos vaivenes realmente son ondas de presión que viajan a través del fluido. Pero llega un punto en el que el universo deja de ser un fluido, y esto es más o menos en el momento del fondo de radiación de microondas. A partir de ese momento estas interacciones entre fotones y materia desaparecen porque el Universo se ha enfriado lo suficiente, los fotones viajan libremente, y estas oscilaciones de materia quedan congeladas. Es como si tuviéramos un lago con ondas de agua, el lago deja de ser líquido y quedan las ondas congeladas en cierto punto. Este cierto punto marca una escalera, porque es el tiempo que han tenido estas ondas para viajar hasta que el universo dejó de ser fluido.

Figura 13. Oscilaciones acústicas de bariones

Así, estas oscilaciones, estas ondas de presión, viajan a una distancia muy característica. Esta distancia queda congelada porque las ondas de presión ya no pueden viajar más, lo que representa realmente unas sobredensidades en materia. A medida que pasa el tiempo, mucho tiempo después, cuando se forman las galaxias, las galaxias se forman donde hay materia. Y esa distancia queda impresa en esa distribución de galaxias. Por eso hacemos mapas muy detallados de galaxias, para poder ver esta distribución.

¿Cómo detectamos esa distancia? Debemos tomar nuestro mapa de galaxias y hacer un histograma. Miramos las distancias entre todas las galaxias, de dos en dos, y realizamos una gráfica de probabilidad de distancias (figura 14). Aparece un pico acústico de bariones que nos dice la distancia de la onda congelada.

Figura 14. Pico BAO

Este pico, esta regla estándar, tiene su origen en el fondo de radiación de microondas, pero queda impresa en la distribución de galaxias a tiempos muy posteriores. Así pues, si somos capaces de saber cuál es esa distancia real, que en principio podemos saberla porque conocemos la física de los fluidos. Medimos el tamaño angular en el firmamento, podemos calibrar distancias. Lo que hemos obtenido es que el tamaño de estas ondas de presión es de unos 150 megaparses.

Así pues, la idea es ésta: medir distancias utilizando o bien candelas estándar (de cerca a lejos) o bien reglas estándar (de lejos cerca). El resultado obtenido hoy en día es el siguiente (figura 15).

Figura 15. Ritmo de expansión del Universo a lo largo del tiempo

En el eje horizontal tenemos la escala de tiempo del Universo (1 es el presente y 0 el Big Bang), y en el eje vertical tenemos el ritmo de expansión del Universo. Como vemos, se obtiene que el Universo se frenó hasta el punto 0,6 y después empezó a acelerarse. Esto se ha obtenido medir las ondas BAO a partir de los calibrados de galaxias a distintas distancias. Según la gráfica, hoy en día sale que el Universo se expansiona a unos 65 km/s/Mpc. Y aquí aparece la tensión de Hubble porque a partir de medidas de supernovas Ia se obtiene que la expansión actual es de 73 km/s/Mpc. Ambas medidas están obtenidas con gran precisión y son incompatibles. Tienen una discrepancia muy fuerte y es un problema no resuelto en la actualidad.

¿Cómo ir más allá? Haciendo cartografiados con muchas más galaxias. Hasta ahora el cartografiado más importante lo ha realizado SDSS, con 2 millones de galaxias. Pero la nueva generación de instrumentos, el proyecto DESI (Dark Energy Spectroscopic Instrument) serán capaces de observar espectros 20 veces más rápidamente que SDSS. Observará durante 5 años seguidos, hasta 2026-2027, unos 40 millones de galaxias. Con un solo año, ya ha observado más galaxias que todos los otros proyectos en 20 años. Con estas medidas obtendremos una mayor precisión e intentaremos entender mejor qué es esto de la energía oscura.

Para terminar, déjeme que le diga tres cosas de la energía oscura. Hay varias candidatas teóricas para explicar la energía oscura, pero parece que la más aceptada es que podría ser una característica de la energía del vacío. Y también le conocemos varias propiedades: está uniformemente distribuida, ni se diluye ni concentra; tiene un valor de 10 ¹⁶⁰ veces menor que el asociado con la energía del vacío que predice la física cuántica; y es invisible, sólo se notan los efectos en la geometría del universo a gran escala.

¿Y cuál será el final del Universo? Es muy difícil decir porque la dinámica actual del universo está regida por algo que no entendemos, pero a grosso modo podemos decir que puede tener tres finales diferentes. En primer lugar, si esa energía oscura desapareciera el Universo podría volver a colapsar (Big Crunch). En segundo lugar, podría tener una expansión indefinida suave, donde las estructuras que ya están atadas seguirían atadas, pero se separarían de todas las demás. Y en tercer lugar podría tener lugar un final más exótico, donde la energía oscura produciría tal aceleración que la propia materia acabaría disgregándose (Big Rip).

En conclusión:

·   El 95% del Universo es algo que nunca hemos detectado de forma directa.
·  El 85% de la materia del Universo es oscura. Debe ser fría pero no sabemos si es una nueva partícula o algún tipo de objeto macroscópico (agujeros negros primordiales).
·   El 75% del Universo es una forma exótica de la energía que no se diluye con la expansión y que hace que el Universo se acelere.
·  Con las observaciones de supernovas y cartografiados de galaxias hemos empezado a caracterizar esta expansión para descartar a algunos candidatos.

Coloquio

¿Por qué crees que el fin del Universo de expansión infinita es la más probable?
Es un problema matemático. Se pueden postular diferentes tipos de energía oscura, pero el Big Rip necesita unas propiedades de la energía oscura que violan algunos principios de la física. Y el Big Crunch necesitaría que la energía oscura desapareciera, algo que tampoco parece muy probable.

La materia oscura interacciona gravitatoriamente, ¿por qué no vemos desviaciones de la mecánica celeste en el Sistema Solar o en estrellas de nuestra galaxia y debemos ir a otras galaxias para observarla?
A nivel del sistema solar, las fluctuaciones de la materia oscura que puede haber son muy pequeñas. Sólo en el centro del Sol debería haber algo más de materia oscura. Creemos que nuestra galaxia está dentro de un halo de materia oscura. Pero en principio debería haber variaciones también en nuestra galaxia.

Todas las galaxias están distribuidas formando filamentos y la materia oscura también. ¿Estas dos estructuras son coincidentes?
Básicamente la que manda es la materia oscura, es la que manda y decide cómo son las estructuras que se forman.

Conferencia de la Astronómica de Sabadell. Josep M. Paredes, 5 de marzo de 2025

El título de esta conferencia quizá no sea muy común dentro de las agrupaciones astronómicas, porque estamos acostumbrados a mirar al Sol con nuestros ojos y, por tanto, en la banda visible. Pero la banda visible es solo una pequeña parte del espectro electromagnético. Hay otras longitudes de onda no visibles que son mucho más energéticas que la parte visible, y esto nos genera muchas preguntas: ¿cómo puede ser esa radiación tan energética? ¿Qué horizontes de conocimiento nos abre?

Estamos acostumbrados a la radiación visible, que se debe a procesos térmicos. En esta gráfica (figura 1) tenemos la longitud de onda en el eje horizontal y la intensidad de la luz que nos llega en el eje vertical.

Figura 1. Longitud de onda y brillo de la luz 

La emisión de un cuerpo depende de su temperatura. Por ejemplo, un cuerpo de unos 6.000 grados, como el Sol, emite luz centrada en el espectro visible. En cambio, un cuerpo más caliente emite longitudes de onda más cortas (luz más azul), mientras que un cuerpo más frío tendrá su máxima emisión en el infrarrojo, como los humanos, que estamos a 37 °C y emitimos luz infrarroja. Esta emisión térmica sigue lo que se conoce como la ley de Planck.

Los rayos X y los rayos gamma no pueden ser emitidos por un cuerpo negro de forma térmica, porque no existen cuerpos tan calientes. Para emitir estas radiaciones, un cuerpo debería estar a miles de millones de grados. Sin embargo, detectamos rayos X y rayos gamma en el firmamento, lo que indica que deben ser emitidos por algún otro tipo de proceso no térmico. Los procesos radiativos no térmicos más importantes son: la radiación sincrotrón, el efecto Compton inverso y el choque entre protones. Todos ellos se deben a la interacción de partículas con velocidades relativistas que interactúan con su entorno, produciendo radiación.

La radiación sincrotrón se produce cuando partículas cargadas eléctricamente (principalmente electrones) interactúan con campos magnéticos, como los de la galaxia, las estrellas o el espacio interestelar. El efecto Compton inverso ocurre cuando un electrón choca con un fotón y le transfiere energía, transformándolo en rayos gamma. Cuando dos protones chocan, también pueden producir rayos gamma de alta energía (figura 2).

Figura 2. Radiación sincrotrón, efecto Compton inverso y choque entre protones 

Os muestro el ejemplo de la galaxia Hércules A (figura 3), donde se puede ver una imagen óptica y, superpuesta a ella (en color rojizo), la radiación sincrotrón emitida por dos chorros de materia que salen de su centro. La parte visible se ha obtenido con un telescopio óptico, y la radiación sincrotrón con radiotelescopios.

Figura 3. Galaxia Hércules A con luz visible y radiación sincrotrón 

La atmósfera terrestre nos protege de muchas de estas radiaciones, absorbiendo la mayor parte de los rayos X y gamma. Esto significa que, para estudiar estas radiaciones, debemos recurrir a satélites en órbita. Los telescopios espaciales nos permiten estudiar estas emisiones que no alcanzan la superficie terrestre. Sin embargo, los rayos gamma de muy alta energía pueden detectarse desde la Tierra, como veremos más adelante.

Conferencia de la Astronómica de Sabadell. Ana Guijarro, 12 de marzo de 2025

Soy Ana Guijarro Román, doctora en astrofísica y astrónoma de soporte en el Observatorio de Calar Alto. Estoy muy contenta de esta invitación a la Agrupación Astronómica de Sabadell. Para mí es un honor porque sois de las asociaciones más potentes que tenemos aquí en España. Tenéis una colaboración profesional, amateur, tenéis distintos grupos de trabajo y para mí es un honor que me hayáis invitado a estos seminarios y poder formar parte de ellos. Tuvisteis la convención de astronomía, como muestra de las más antiguas y de las más famosas de España, con ponentes muy, muy potentes. Bueno, pues entonces para mí, como os digo, es un honor estar con vosotros. Seguid así, aprovechad todo, que tenéis un observatorio súper bonito y seguid trabajando, porque la verdad es que, aunque cuesta trabajo, merece mucho la pena. Yo voy a hablar de “Mirando el cielo desde el Observatorio de Calar Alto”.

¿Qué hacemos en el observatorio de Calar Alto? ¿Qué hacemos en un observatorio? Pues observar el cielo. Por ejemplo, pongo esta imagen súper bonita de la Nebulosa de la Trompa de Elefante, de César Blanco González, donde podemos ver esos colores tan maravillosos, azules, incluso un poco verdosos, celestes, blancos, naranjas, … (figura 1). En un observatorio hacemos eso. Pero además tenemos la responsabilidad de buscar, de investigar,¿Hay planetas alrededor de esas estrellas que vemos? ¿Hay agujeros negros? ¿De qué está compuesto? Está claro que estos colores nos marcan que hay sulfuros, oxígeno e hidrógeno. ¿Cómo sabemos de qué está compuesta la materia si realmente no podemos ir allí, coger una parte y luego llevarlo un microscopio y saber realmente de qué elemento está compuesta, qué moléculas tiene? ¿Cómo llegamos a saber esa composición? ¿A qué velocidad se alejan, se acercan, giran estos cuerpos celestes? ¿A qué distancia están también? Pues todas estas cosas es lo que intentamos resolver desde los observatorios astronómicos.

Figura 1. Fotografía de la Nebulosa de la Trompa de Elefante, por César Blanco González.

Por ahora, lo único que tenemos de esos objetos que queremos investigar es su luz. Digo que ahora mismo, porque desde hace muy poco tenemos un campo nuevo de investigación apasionante que es el de las ondas gravitatorias o gravitacionales, que nos está trayendo una información diferente a la de la luz. Esas ondas gravitacionales son provocadas por grandes movimientos de grandes masas, como por ejemplo la fusión de agujeros negros, también fusión de estrellas de neutrones, supernovas, … son objetos y sucesos muy energéticos que hacen que el campo gravitatorio varíe. Y somos capaces de detectarla con detectores especiales, como por ejemplo los detectores de LIGO, y es con esos detectores que estamos obteniendo otro tipo de información muy interesante que no somos capaces de detectar con los telescopios normales. En ese campo no me voy a meter, es un campo muy nuevo que está justo empezando. De hecho, LIGO ha detectado unos 60 eventos.

Solamente voy a hablar de lo que es la radiación electromagnética, de la luz. Solo tenemos la luz y con eso tenemos que intentar averiguar, investigar, informar todo, intentar sacarle todo lo que podamos de esta materia. Entonces, ¿qué es lo que hacemos? Pues construimos telescopios que son unos vasos especiales para recoger esos fotones y luego poder analizarlos. Esta recolección de luz es muy interesante porque ya no sólo hacemos astronomía sino astrofísica, porque con ella podemos hacer teorías físicas que expliquen lo que estamos observando. Es decir, hacemos observaciones, recogemos datos, calculamos velocidades, composiciones, etc. Y todo eso tiene que estar explicado por las leyes de la física. Entonces, esa es la interacción tan chula que tenemos para saber las cosas: la teoría física y la observación. Lo experimental y lo teórico están totalmente relacionados. Lo observacional explica lo teórico y lo teórico tiene que cumplir lo observado. Para nosotros, experimentales, lo que necesitamos entonces sería como unos ojos enormes, por así decirlo. Estos ojos enormes son los telescopios.

Tenemos telescopios en el rango del óptico, y telescopios en el rango de las ondas de radio. El resto tenemos que mandarlo al espacio. ¿Por qué? ¿Porque nos gusta gastar dinero y ser así como muy fashion? No. Resulta que tenemos una atmósfera maravillosa que rodea nuestro planeta Tierra, que hace posible la vida, afortunadamente, porque nos evita muchísimas radiaciones, muchísimas partículas que son perjudiciales para la vida. Pero para nosotros, los astrofísicos, la atmósfera nos estropea las observaciones porque de todas las luces, de todo el espectro electromagnético, lo único que atraviesa la atmósfera es el rango del visible y el rango del radio. Por eso construimos telescopios en el visible y radiotelescopios. Para el resto necesitamos mandar satélites espaciales, que tienen dentro unos telescopios, para captar esas longitudes de onda.

Pensad que si las estrellas o si la galaxia emitiera solamente en el rango, por ejemplo, de los rayos X, nosotros veríamos un cielo totalmente oscuro; pero afortunadamente, los astros emiten en todas las longitudes de onda y nosotros somos capaces de verlos en el rango del visible. Esta radiación de la que estoy hablando, el espectro electromagnético, es una radiación que se propaga de manera periódica, tanto en el espacio como en el tiempo. Esto es chulísimo porque los físicos ya podemos clasificar, organizar y nombrar.

La luz es un espectro que se puede clasificar por su longitud de onda o por su frecuencia. Y ambas magnitudes están relacionadas por la velocidad. Lo muestro en esta fórmula:

 v= fλ

Donde v es la velocidad, f la frecuencia -cuántas veces se repite- y λ es la longitud de onda -el tamaño de la onda-.

La velocidad de la luz es una constante y es la velocidad máxima que se puede alcanzar en el Universo. Son 300.000 kilómetros por segundo, más o menos.

Además, tenemos que la frecuencia multiplicada por una constante -la constante de Planck- me daría la energía:

 E= hf

Entonces, fijaos cómo teniendo simplemente la longitud de onda que me llega de esa luz, puedo sacar su frecuencia (la velocidad la conocemos) y también su energía. Luego, la longitud de onda menos energética son las ondas de radio, después tendríamos las microondas, el infrarrojo, el visible -que es lo que captan nuestros ojos-, el ultravioleta, los rayos X y los rayos gamma. Esas son todas las longitudes, toda la luz que yo quiero recoger de mis astros para tener toda la información.

Os pondré un ejemplo con mis manos. Si observo mis manos con luz visible puedo ver su estructura: están formadas por cinco dedos, uñas, etc. Si en vez de verlas en el visible, las veo con rayos X, veré mis huesos sin necesidad de abrirlas. Ya tengo más información. Y si las veo con luz infrarroja estaré detectando diferentes temperaturas y podré ver las venas, las arterias, etc. que están más calientes o más frías.  O sea, fijaos que, simplemente observando mis manos con diferentes longitudes de onda, toda la información que saco. Pues eso es lo que hacemos en el espacio.

Nosotros tenemos, por ejemplo, la galaxia M51, la Galaxia del Remolino (figura 2). Si la observamos en el rango del visible, la que más conocemos y más acostumbrados estamos a ver, estamos viendo las estrellas tipo Sol, las que están a una temperatura normal, que no son ni muy viejas ni muy jóvenes, como nuestro Sol. Pero fijaos que, si me quedo solamente con esa imagen, hay zonas que están oscurecidas por el polvo y no consigo ver más allá. Si me voy a radiaciones de longitudes de ondas mayores, ondas de radio, que serían las menos energéticas, veo las regiones más frías, las moléculas como el dióxido de carbono. Fijaos que casi veo mejor la estructura espiral de esta galaxia. Si observo la galaxia con luz infrarroja soy capaz de ver las estrellas más antiguas y frías. ¡La longitud de onda es tan grande que soy capaz de atravesar el polvo! Por eso los atardeceres son rojos. Y podemos ver las partes que están oscurecidas en el visible. Y si me voy a las longitudes de onda más pequeñas, más estrechas, veo los objetos más energéticos como las estrellas recién nacidas, las más energéticas y azules. Y si voy a longitudes de onda todavía más estrechas veo las explosiones de rayos gamma o explosiones de supernovas. Fijaos que esta última imagen no tiene nada que ver con la imagen en visible.

Figura 2. Galaxia del Remolino (M51) en distintos rangos de longitud de onda.

Con una sola imagen de la galaxia tengo bastante información, pero si quiero sacar muchísima más información, lo que tengo que hacer es diseccionar esa luz. Para eso lo que hago es obtener el espectro de la luz. Se trata de dispersar la luz para ver cuánta luz tengo en cada longitud de onda: cuánta tengo de amarillo, cuánta tengo de verde, cuánta tengo de azul, etc. y con eso soy capaz incluso de obtener la energía.

Cuando la luz del sol pasa por una gota de agua, se descompone en todos sus colores: violeta, azul, verde, amarillo, etc. Si en vez de una gota de agua utilizo un prisma o una red de difracción, soy capaz de dispersarla más. Realmente de los espectros es de donde sacamos más información de los astros. Animo a todos los amateurs a que os metáis en este mundo de la espectrografía en el que se puede sacar muchísima más información de los objetos. Hay que reconocer que es más fea porque solo salen líneas, pero la información que se obtiene es infinitamente mayor. Vamos a verlo.

Primeramente, como siempre, nos vamos a la física. Por ejemplo, hay la ley de desplazamiento de Wien que me relaciona directamente la longitud máxima a la que está emitiendo un cuerpo con su temperatura. Por ejemplo, la longitud máxima a la que emite nuestro Sol se sitúa entre el amarillo y el verde. Si yo meto esa longitud de onda máxima, obtengo que su temperatura es de unos 6000 K. ¡Superchulo! ¿Por qué? Porque entonces cualquier objeto que yo capte en el cielo y capte cuál es su longitud máxima en la que está emitiendo, obtendré directamente su temperatura. Esto también nos ocurre a nosotros, los humanos. Como tenemos una temperatura de unos 37 grados también emitimos luz, pero no es luz visible sino luz infrarroja. Si nos viéramos con unas cámaras de visión nocturna, brillaríamos.

Y ahora vámonos realmente con lo que es el espectro. El espectro está intrínsicamente relacionado con la estructura de la materia, con la estructura atómica. Todos sabemos que un átomo está compuesto por un núcleo, con protones y neutrones, y electrones a su alrededor. Los electrones no se encuentran en posiciones aleatorias sino en unos niveles muy específicos, que están totalmente determinados. Se les llama orbitales y, cómo os decía, están totalmente determinados, con unas energías muy bien determinadas. Los niveles más cercanos al núcleo tienen menos energía y los más lejanos al núcleo tienen más energía. Normalmente los electrones están en los niveles menos energéticos, pero los podemos excitar y pueden saltar a niveles energéticos más altos. Cada salto tiene una energía totalmente característica. Recordad que la energía está relacionada con la frecuencia, y la frecuencia con la longitud de onda. Entonces, si excitamos un electrón y va a niveles de energía más energéticos, se produce una absorción en una línea, en una longitud de onda muy característica, que está totalmente determinadas con el tipo de electrón que es.

Figura 3. Espectros de absorción y de emisión del hidrógeno, helio, oxígeno y silicio.

Aquí tenemos el espectro del hidrógeno. Lo tenemos de absorción y de emisión. Emisión sería cuando el electrón se mueve a los niveles energéticos inferiores, serían niveles energéticos de menos energía, y entonces, al pasar de niveles superiores a niveles inferiores, de niveles más energéticos a menos, desprende energía con una longitud de onda característica. Si es al revés, está absorbiendo energía, los electrones se mueven a las capas superiores. Entonces, yo lo que vería sería unas líneas. Vería, por ejemplo, en el hidrógeno una línea roja muy característica, que es la línea H-alfa, otra línea celestita, una azul y una morada. Si yo veo ese espectro, ya sea de absorción o de emisión, aquí o en Marte, sé perfectamente que la materia que yo tengo ahí, es hidrógeno. Si en cambio veo unas líneas rojizas, una amarilla, una verdecita, dos moraditas y un azul sería helio.

Fijaos que cuando estamos detectando el espectro de un astro, es mucho más feo porque lo único que veo son líneas. Y ojito porque si me voy a elementos más complejos que tienen más electrones, las líneas empiezan a ser como un código de barras. Pero es un código de barras muy característico porque es específico de cada uno de los elementos de la tabla periódica. Entonces, de la misma manera que con un código de barras podemos saber qué artículo del supermercado es, con un espectro podemos obtener mucha información del astro que estamos escaneando. De momento podemos saber de qué elementos químicos está formado.

Una gran artista catalana, Eugènia Balcells, en 2012, que fue el año de los elementos químicos, se enteró de esta característica de los elementos –que cada elemento tiene unas líneas, unos colores específicos y característicos– y creó una exposición en la que te metías en una habitación que decía “la habitación del sodio” y atravesabas realmente esas líneas. La verdad es que fue una exposición chulísima y fue también muy didáctica y divulgativa, y de hecho creó una tabla periódica enorme con todas las líneas.

Luego está el famoso efecto Doppler que tanto conocemos, sobre todo con el sonido. Yo escucho una ambulancia, un coche, cuando se acerca noto que las ondas se van agudizando, porque realmente las ondas de sonido se van espachurrando, se van aplastando, se van haciendo cada vez más agudas y cuando se alejan se vuelven más graves. Bueno, pues con las ondas de la luz, con las ondas del espectro electromagnético, pasa exactamente igual. Las longitudes de onda de la luz, cuando se están acercando, se vuelven más estrechas, más azules; y cuando se están alejando, se vuelven más anchas, más rojas. Por lo tanto, si observo unas líneas desplazadas hacia el color rojo seré capaz de calcular la velocidad a la que se aleja ese astro de nosotros, y viceversa, si observo líneas desplazadas hacia el azul, seré capaz de calcular la velocidad a la que se acerca el astro.

¡Fijaos qué cosa tan chula! Con los espectros estamos sacando la temperatura que está relacionada con la longitud máxima de emisión, estoy sacando la composición que son las líneas que me salen, sabiendo perfectamente de qué está compuesto y además estoy sacando a la velocidad a la que se está alejando o acercando. Incluso si tengo un objeto que por una parte se está acercando porque se está azulando la longitud de onda y por otra parte se está enrojeciendo, significa que está rotando. Entonces soy capaz también incluso de sacar la velocidad de rotación. ¡Fijaos toda la información que tenemos con los espectros!

Bueno, ya está claro que tenemos que recoger toda la luz que podamos. ¿Con qué lo recogemos? Pues con telescopios que tenemos en observatorios como, por ejemplo, en el que trabajo yo: el Observatorio de Calar Alto. Está en Almería, al sur de la Península Ibérica, donde tenemos unos cielos que son transparentes y limpios que siguen siendo oscuros. Trabajamos todos los días del año con un 70% de noches útiles. Eso es la mínima característica que tiene que tener un observatorio. Vosotros sabéis que, por mucho dinero que tengan algunas personas o en algunos países, no pueden colocar en su tierra, en su país, un observatorio. Los observatorios hay que colocarlos cerca de los desiertos, donde tenemos los grandes cinturones de altas presiones, donde hay un desierto que significa que no hay nubes, no llueve y a eso nosotros, los astrofísicos, es lo que nos interesa.

¿Dónde están los grandes observatorios? Los tenemos en Chile, en Hawái y en Canarias. Y aquí en Almería, en el sur de la Península Ibérica, un poco en el límite de ese cinturón, pero tenemos el desierto de Tabernas, que demuestra que es una zona que tiene los cielos despejados sin nubes. También es importante colocar estos telescopios a altitudes mayores de 2.000 metros. Nosotros en el Observatorio de Calar Alto estamos a 2.168 metros, así que estamos justo en el límite donde podemos colocar un observatorio, pero ahí estamos.

He comentado lo de que tenemos los cielos oscuros y, ¡cha-chán!, aquí tenemos uno de los grandes peligros que nos acecha. Os muestro un mapa de 2014, y fijaos en todos estos puntos luminosos que tenemos por la noche. Es increíble. Estamos haciendo de día la noche. Es increíble cómo estamos contaminando el cielo. Aquí en el sur, una zona que veis más hacia la derecha, más oscura, ahí es donde estaría la Sierra de los Filabres, con el Observatorio de Calar Alto. Fijaos que no somos tan conscientes de esa contaminación lumínica que no solo nos afecta al cielo, a las observaciones astronómicas, sino que también afecta a nuestro biorritmo humano, a la ecología, a los ecosistemas que tenemos alrededor. Estamos matando ya especies de aves que anidan en árboles donde nos hemos inflado a poner bombillas, y ya los pájaros ya no saben si es de día o de noche, se les olvida alimentar a las crías. O sea, es realmente un desastre que estamos cometiendo, como siempre los humanos, de contaminar.

Fijaos que incluso los que se supone que somos amantes del cielo contaminamos lumínicamente. Os muestro una imagen del Observatorio de Calar Alto -al fondo se ve el telescopio de 3,5 metros- en una noche de las Perseidas (figura 4), una noche de principios de agosto, donde los amantes de los astros suben a ver al Observatorio de Calar Alto, como se puede ir a cualquier otro sitio que sea oscuro para ver esa maravilla de lluvia de estrellas. Pues fijaos cómo incluso hasta los amantes que se ponen a observar, invaden la carretera con todos los faros encendidos, con linternas, una luz increíble de LEDs. Es increíble que ni siquiera los aficionados somos conscientes de lo que estamos contaminando, es de vergüenza.

Figura 4. Cúpula del telescopio de 3.5m de Calar Alto y alrededores invadidos de gente observando las Perseidas con faros y linternas encendidas. 

Nosotros desde el Observatorio de Calar Alto, desde 2007, David Galadí empezó una lucha contra la contaminación lumínica para demostrar lo único que es este recurso natural, y conseguimos que en 2010 se aprobara una ley de protección del cielo. Los canarios ya la tienen, nos llevan mucha ventaja, y nosotros en Andalucía conseguimos esa ley. Ciertos empresarios y ciertos alcaldes consiguieron derogarla en 2016. El Tribunal Superior tiró la ley. Pero estamos muy contentos en Andalucía porque hace muy poquito, el 11 de febrero de 2025, conseguimos que esa ley volviera con fuerza, con potencia y ya tenemos zonas protegidas en el cielo de Andalucía, sobre todo dos zonas de interés, que son las que rodean el Observatorio de Calar Alto y el Observatorio de Sierra Nevada, el observatorio que pertenece al Instituto de Astrofísica de Andalucía. Estamos muy contentos con esta ley que va a llevar a que en torno a unos 80 municipios alrededor de estas zonas tengan que cambiar su luminaria. Hay que iluminar, pero con cabeza, que incluso es energéticamente más sostenible. Pues hay unos 80 municipios que tienen que ajustar esta iluminaria en un periodo de dos años.

El Observatorio de Calar Alto en 2023 cumplió 50 años, y quisiera hacer un apunte rápido histórico. Empezó en el año 1973 con un acuerdo alemán-español. Entonces era un 90% alemán y un 10% español. La primera luz en el telescopio más pequeñito de 1,23 metros fue en el 1975, en el telescopio de 2,2 m fue en 1979, y en el telescopio de 3,5 m fue en 1984. A partir de 2004-2005, los alemanes cedieron y la participación fue del 50% para cada país. Y a partir de 2019 los alemanes dejaron de ser propietarios del observatorio y cedieron su parte a la Junta de Andalucía.

Aquí tenéis una imagen satélite de nuestro observatorio (figura 5), con los nombres de los telescopios. Como yo siempre cuento, es un observatorio alemán, y los alemanes no son muy creativos a la hora de poner los nombres. Así que los telescopios se denominan según su diámetro.

Figura 5. Fotografía aérea del Observatorio de Calar Alto con etiquetas identificativas de los distintos telescopios e instalaciones.

Como os digo, en el observatorio tenemos una calidad de cielo excepcional, todavía, y con esta ley que tenemos lo que nos va a durar, ¡tendremos observatorio de Calar Alto y cielos almeriense y andaluces para rato! Tenemos un seeing por debajo de la media, por debajo de un segundo de arco, lo que demuestra que son unos cielos muy estables. Y tenemos una extinción por debajo de las 0,16 magnitudes por masa de aire. Es decir, que son unos cielos limpios y transparentes. Durante estos 50 años hemos llevado una estadística en el que de las 365 noches que tiene el año, 230 son noches completamente útiles. Somos un equipo ya muy experimentado y ya conseguimos que incluso el tiempo perdido por problemas técnicos en nuestro observatorio esté por debajo del 2,7% al año. Son unos buenos resultados, lo que lleva a que seguimos teniendo cada vez más publicaciones científicas que se basan en observaciones hechas en nuestro observatorio, de las cuales estamos muy orgullosos y muy contentos.

En el observatorio, como ya sabéis, ya no observamos poniendo el ojo; y en el observatorio la plantilla que tenemos no solamente está compuesta por astrónomos. Tenemos una plantilla de unas 40 personas, con técnicos en mecánica, en mantenimiento, en informática, en electrónica, gente de administración y de servicios. De astrónomos, estamos algunos que trabajamos de día para preparar las observaciones, y otros que trabajan de noche.

Nuestros telescopios tienen unas monturas ecuatoriales que hacen que el seguimiento sea de los más precisos, desde los telescopios más chiquitos de 50 centímetros, como nuestro gran telescopio. Los telescopios son de tipo Cassegrain, que conocéis todos perfectamente. La luz llega a un espejo primario, es reflejada a un espejo secundario, que a su vez la refleja a un instrumento para obtener toda la información. Nuestros espejos tienen un agujerito en el centro, para que la luz vaya al instrumento.

Vamos a hablar un poquito de los espejos porque son las partes más importantes de un telescopio, la parte más cara y la más pesada. Nuestros telescopios tienen unos espejos de vitrocerámica. Fijaos la anchura o espesor que tienen, pesan del orden de 10-12 toneladas. Tenéis que pensar que ha habido un desarrollo bestial buscando el mejor material para la construcción de estos espejos. Queremos espejos que sean prácticamente perfectos, que sean obras maestras. Entonces, empezaron con cristales, luego fueron vidrios, que son más resistentes, luego materiales cerámicos y ahora tenemos materiales vitrocerámicos, que tienen unos niveles de deformación, ya sea por temperatura o por tensiones, totalmente nulos. Son muy estables y, como os digo, prácticamente perfectos. Tenemos dos cámaras de aluminizado y aluminizamos nosotros mismos los espejos. El espesor de aluminio que llegamos a poner a los espejos es de tan sólo 0,0001 milímetro. Con 10 gramos de aluminio puro, aluminizamos un espejo de 8 metros de diámetro. En las cámaras de aluminización conseguimos un vacío casi perfecto, con una presión de una millonésima parte de la presión normal. Se aplica el aluminio a una corriente eléctrica de unos 4.000 amperios, y en tan sólo 80 segundos, el aluminio se evapora y se adhiere de manera totalmente uniforme y homogénea en todas las direcciones del espacio. Y eso hace que incluso se llegue a pegar en el espejo.

Cuando me preguntan para qué sirve un telescopio, me encanta decir que es para freír un huevo frito, porque ese material vitrocerámico es el que tenemos precisamente en nuestras cocinas. Tenemos los telescopios para recoger la luz ¿Y ahora qué hacemos? Pues si estuviéramos en la época del 1600 o del 1700, como Galileo Galileo o Carolina Herschel, los astrofísicos tendríamos que mirar con nuestros ojos y hacer dibujos de lo que viéramos, que, por cierto, esta gente lo hizo genial. Galileo dibujó las lunas de Júpiter o los cráteres de nuestra Luna o, Carolina Herschel dibujó las estrellas de nuestra Vía Láctea. Fue la primera imagen o dibujo que tenemos de nuestra Vía Láctea, que la hizo con bastante precisión, marcando incluso la banda de polvo y la posición de nuestro Sol en la Vía Láctea. Afortunadamente más adelante aparecieron las placas fotográficas. Desde que apareció la primera fotografía, hasta que esta técnica se aplicó a la astronomía sólo pasaron 20 años. John William Draper, en 1840, ya hizo la primera imagen de la Luna. Me parece alucinante que salga algo y enseguida se use para la astronomía, y no solo usarlo, sino desarrollarlo porque el hijo de John William Draper, Henry, y su nuera, Mary Anna Draper, fueron completamente pioneros y ya en 1872 fueron capaces de sacar el espectro de una estrella viendo cinco líneas de absorción. ¡Alucinante! ¡Incluso fueron capaces de sacar una fotografía, la primera, de la nebulosa de Orión! Me encanta mostrarla y compararla con la el Hubble. Han pasado más de 100 años de una imagen a otra (figura 6). Oye, claro, la del Hubble es chulísima, pero fijaos qué nivel de precisión tenía la fotografía de los Draper. Entonces, con la fotografía se hizo un gran avance en la astronomía porque ya, por fin, teníamos algo que podíamos conservar, que podíamos grabar, que podíamos examinar, pero las placas fotográficas no tienen una respuesta lineal y es muy difícil hacer ciencia con las placas fotográficas. Menos mal que hace muy poco aparecieron las cámaras CCD.

Figura 6. Primera fotografía de la nebulosa de Orión (izquierda) y fotografía actual de la nebulosa tomada por el Telescopio Espacial Hubble (derecha).

A mí me encanta mostrar la cámara CCD que tenemos dentro de todos los móviles. Esto tan pequeño es de 2 megapíxeles y vale 8 euros. Hemos tenido un gran avance con las cámaras CCD, porque son de alta eficiencia, tienen una respuesta lineal, una mayor simplicidad de adquisición, de procesado. De ahí ya sacamos ciencia, una ciencia que incluso podemos llevar a longitudes de onda del infrarrojo, donde la temperatura, ya hemos dicho que era muy importante, porque somos capaces de poner esa CCD a una temperatura de -190 grados.

Entonces ya tenemos nuestros telescopios, nuestras cámaras, nuestras CCD y ahora vamos a poner a trabajar a los ingenieros, a los ópticos, y a los electrónicos en los laboratorios para que me construyan instrumentos para que esa dispersión, disección de la luz, sea lo más precisa posible y con más resolución.

Figura 7. Telescopio 3.5m del Observatorio de Calar Alto, el telescopio más grande de la Europa continental.

Por ejemplo, en nuestro telescopio más grande (figura 7) tenemos un instrumento, CARMENES, que es un instrumento de grandísima, grandísima resolución. Es capaz de detectar variaciones en la longitud de onda de 0,0001 nanómetros. ¡Es capaz de detectar variaciones de velocidad radial de un objeto que se está moviendo a una velocidad de un metro por segundo! Un metro por segundo es la velocidad de una persona al andar.

Fijaos, en nuestro Sistema Solar, la Tierra gira alrededor del Sol, pero no gira exactamente alrededor del Sol, sino alrededor de un centro de masa que estaría entre la Tierra y el Sol. El Sol afecta a la Tierra, pero la Tierra también afecta al Sol. Mucho menos, claro, por la diferencia de masa y de gravedad, pero le afecta. El Sol también gira alrededor del centro de masas. La Tierra provoca un movimiento del Sol de 9 cm/s. Júpiter, al ser mucho más grande, le provoca un movimiento de 10 m/s. Con CARMENES seríamos capaz de detectar el movimiento del Sol debido a la gravedad de Júpiter desde una gran distancia o, lo que es lo mismo, somos capaces de detectar exoplanetas como Júpiter, pero no exoplanetas como la Tierra alrededor de estrellas como el Sol. Pero si las estrellas son más pequeñas y menos masivas, el vaivén producido por un planeta terrestre sí sería detectable ¡Y los estamos detectando! Con este instrumento ya hemos detectado 65 exoplanetas, de los cuales 15 son de tipo Tierra. Y somos capaces de ver si esos exoplanetas tienen atmósfera o no, y de qué está compuesta.

Por ejemplo, en la estrella GJ 3512 detectamos un planeta que estaba formado por la ruptura de un disco alrededor de la estrella y no por la acumulación de material en los discos protoplanetarios, que es como pensamos que se forman los sistemas planetarios. Entonces, incluso estamos viendo que tenemos que replantearnos los modelos de formación planetaria.

También estamos descubriendo planetas que están a una temperatura de 4.000 grados, es decir que se están evaporando.  

Quedaros con la idea de que todas las estrellas que tenemos en el cielo tienen exoplanetas a su alrededor. Cada vez que miréis el firmamento, pensad que siempre hay planetas. Este es un descubrimiento de hace muy poco, y pensad que hace unos pocos siglos hubo gente a la que se la quemó por decir esto, como por ejemplo, a Giordano Bruno. Fijaos todo lo que hemos avanzado.

Es totalmente fascinante también otra de las cosas que estamos haciendo en el Observatorio de Calar Alto. En nuestro telescopio más grande de 3,5 metros, a parte del instrumento CARMENES, tenemos otro instrumento que le llamamos espectrógrafo de dos dimensiones, de campo integral. Y es muy chulo porque en lugar de sacar un solo espectro, colocamos fibras y sacamos muchos espectros a la vez.

Tenemos un proyecto que muy interesante que se llama CAVITY, que se está desarrollando desde la Universidad de Granada. Como sabéis, las grandes estructuras del universo están hechas por unos filamentos, por unas estructuras donde se condensa la mayoría de las galaxias. Este grupo de la Universidad de Granada, con el espectrógrafo PIMAS, que está en el telescopio de 3,5 metros, está viendo que, en los grandes vacíos de estas estructuras, hay galaxias que no deberían estar allí, pero ahí están. Y están examinando cómo son realmente esas galaxias, cómo evolucionan, de qué están formadas y si se parecen también a las galaxias que están en las grandes estructuras del universo.

Y tenemos otros muchísimos proyectos que utilizan otros instrumentos. Tenemos otros dos instrumentos que se pueden colocar en el telescopio de 3,5 metros: Omega2000, que es una cámara de gran campo en el infrarrojo, y LAICA, que es cámara de imagen en el visible.

En el telescopio de 2,2 metros tenemos otros instrumentos (figura 8). Por ejemplo, tenemos CAFOS, que es un instrumento súper versátil porque nos permite sacar espectros y la polarización de la luz al mismo tiempo. Con él, por ejemplo, estamos haciendo un estudio fascinante de los agujeros negros, donde estamos viendo cómo se alimentan estos grandes monstruos del universo, cómo acretan la materia del disco de su alrededor, cada cuánto se van alimentando y cómo van creciendo.

Figura 8. Telescopio 2.2m del Observatorio de Calar Alto, el segundo más grande del observatorio.

Tenemos otro instrumento que se llama AstraLux, que también es muy chulo. Como sabéis, la atmosfera tiene turbulencias que impide que la luz se concentre en un solo punto. Esta distorsión se denomina seeing y en lugar de puntos tenemos manchas. Entonces, este instrumento es capaz de tomar muchísimas imágenes por segundo -unas 5.000- de las cuales cogemos las mejores, las sumamos, y obtenemos una imagen final con mucha más resolución. Acabamos obteniendo imágenes comparables a las del Telescopio Espacial Hubble.  

Y otro instrumento que colocamos en el telescopio de 2,2 metros es el PlanetCam, que desarrolló la Universidad del País Vasco. En este instrumento, en vez de obtener solamente una imagen, obtenemos dos, una en el infrarrojo y otra en el visible, separadas por un dicroico. La luz entra, un dicroico separa la luz, la infrarroja por un lado y la visible por otro, y coloco dos cámaras como Astralux, para obtener las dos imágenes con muchísima resolución. Con este instrumento se hacen estudios planetarios para obtener información alucinante sobre las atmósferas de los planetas del Sistema Solar (figura 9).

Figura 9. Observaciones con el instrumento PlanetCam del telescopio 2.2m del Observatorio de Calar Alto.

Con los telescopios más pequeñitos también estamos haciendo muchísima investigación, súper interesante. Por ejemplo, con la cámara Smith tenemos un acuerdo con la Agencia Espacial Europea para hacer una campaña de detección de objetos cercanos a la Tierra. Colaboramos con ellos en defensa planetaria, que suena súper bien, para detectar posibles objetos que estén cercanos a la Tierra y que podrían colisionar con nosotros. En Calar Alto ya hemos descubierto unos 2.000 objetos cercanos. Ojito porque cercanos significa que pueden estar muchísimo más lejos que la distancia de la Tierra a la Luna. Que yo sepa, ya se conocen unos 30.000 meteoritos en la superficie de la Tierra, o sea que algunos llegan a colisionar con la Tierra, y no hay más que ver la Luna que está llena de cráteres. Ha habido colisiones, las hay y las habrá. Lo más curioso es que con este estudio que estamos haciendo con la ESA, estamos detectando un montón de basura espacial. Los humanos somos especialistas en contaminar. Contaminamos de manera lumínica y también con basura espacial. Hemos llegado a detectar 22.000 objetos, de los que útiles serían unos 2.000. Bueno, ¿y qué deciros de todo lo que se está lanzando al espacio? Como no hay una ley en el espacio, ahora mismo el que tiene pasta lanza satélites ahí arriba, los que no le funcionan los dejan allí flotando y tenemos ahora mismo una cantidad de basura espacial increíble que ya está afectando a las comunicaciones.

Con el telescopio de 1,23 metros también hacemos divulgación. En fin, tenemos muchísimos proyectos. Para el año 2028 tendremos cuatro espectrógrafos PIMAS con los que tendremos una resolución espacial muchísimo mayor. Ese instrumento, que estamos construyendo en un consorcio liderado por la Universidad Complutense de Madrid con otras instituciones involucradas, se llama TARSIS. Tenemos también una nueva cámara infrarroja recién estrenada, la acabamos de comisionar y la vamos a ofrecer para la comunidad científica en el próximo semestre de 2025. Empezará a funcionar en julio del 2025 y es una cámara de gran campo infrarroja que se llama PANIC, que colocaremos en el telescopio de 2,2 metros.

Tenemos otros proyectos muy interesantes como, por ejemplo, MARCOT, que trata de recoger la luz de distintos telescopios pequeños y sumarla como si de un gran telescopio se tratara. Es decir, estamos intentando construir “telescopios grandes” con poco dinero

Conferencia de la Astronómica de Sabadell. Mario Bautista, 20 de marzo de 2025

Vamos a hablar un poco de la agricultura espacial. Este concepto engloba tres ramas fundamentales. Una es la biología, que se encarga de la parte del cultivo. Otra parte es la geología, porque como todo cultivo necesitamos un sustrato, un soporte material para este cultivo. Y luego una parte, por fortuna para mí, es la parte de la ingeniería, porque tenemos que asegurar que haya unas condiciones de habitabilidad en un entorno hostil como puede ser el espacio. Voy a hacer un pequeño preámbulo del concepto de la agricultura y luego vamos a ir avanzando hacia los retos que supone el tema de cultivar en entornos hostiles o con microgravedad, como puede ser el espacio.  

Un poquito de contexto. Voy a intentar no extenderme mucho. La historia sitúa la agricultura hace unos 12,000 años de antigüedad. Este número puede variar, puede ser antes o después. Pero lo que sí está claro es que supuso un antes y un después para la humanidad. Antes de la agricultura éramos cazadores recolectores y desde que se inició esta forma de vida, fue posible crear los primeros asentamientos humanos, que son la base de la sociedad actual y que, sin duda, sin ella, no habríamos llegado a donde estamos hoy día, ni en cuanto a avance tecnológico, ni avance social. Entonces, la agricultura fue un aliado crucial para los primeros humanos que empezaron a organizarse de forma diferente. Surgieron nuevos roles porque ya no solo era cazar y recolectar, también empezó a aparecer el trueque, por ejemplo. Al tener más abastecimiento, más producto agrícola recolectado, era más fácil, pues si yo tengo 10 tomates, tú tienes 5 lechugas, podemos hacer un pequeño trueque. Y de esta forma, pues se fue avanzando hacia la sociedad que tenemos hoy día.  

La agricultura no solo sirvió para que nos organizásemos de una forma diferente, sino que también facilitó que las personas pudieran obtener un alimento de forma constante, sufrir menos riesgos a la hora de poder enfrentarse a la naturaleza, a los peligros de la naturaleza cuando vamos a cazar o cuando vamos a recolectar. Esto facilitó que esos primeros asentamientos pudieran crecer y formar esas primeras aldeas donde ya se empezó a formar una estructura social. Este es el precursor de nuestra organización social actual.

El ser humano como especie, aunque la agricultura fue vital en nuestra evolución, no hemos parado de evolucionar. Ahora estamos a las puertas de convertirnos en una especie interplanetaria. Hay ya muchas ideas de cómo podemos llegar a habitar otros cuerpos celestes, como puede ser Marte en un futuro un poco más lejano que la Luna, por ejemplo. Ahora entraremos más en el detalle de todo esto.  

Como podemos imaginarnos, lo que es la exploración espacial supone un reto. Aquí estamos, somos el producto de milenios de evolución bajo unas condiciones que son las del planeta Tierra, donde tenemos una atmósfera, una gravedad determinada y un montón de componentes que han hecho que la vida sea posible como es hoy día. Pero ahí fuera todo es mucho más duro, mucho más hostil y mucho más difícil para que prolifere la vida, ¿no?  

Entonces, necesitamos que haya algún tipo de facilidad, algún tipo de infraestructura que permita el avance de la especie. Entonces, por eso estamos viendo una proliferación de una segunda carrera espacial, podríamos llamarlo así, donde está habiendo cada vez más estaciones espaciales. Está habiendo un montón de interés a nivel también comercial para todo lo que es la exploración del espacio. Y en las próximas décadas vamos a ver un boom en todo esto. Y puede que la gente más joven incluso llegue a ver los primeros asentamientos en otro planeta, como puede ser Marte. Desde que en 1969 en la misión Apolo 11 llegáramos a la Luna, lo que es la exploración de nuestro astro natural ha pasado por diferentes fases. Al principio, estaba más basada en comprobar, en demostrar que podíamos llegar a la Luna. Después, hubo una serie de misiones también más científicas desde el punto de vista de poder hacer investigaciones, por ejemplo, acerca del regolito, que es el material del que está compuesto este manto de la Luna. Regolito viene de litos, piedra, el final, y rego me parece que viene del griego y significa manto, es como manto rocoso. No es solo de la Luna, quiero aclarar que el regolito se puede referir a otros planetas también.  

La mayoría de estas misiones, debido a que el alimento que tenían los astronautas era el que se podía enviar desde un principio, desde la Tierra, eran de una duración relativamente limitada. Esto no nos permite habitar otro cuerpo celeste si tenemos que estar haciendo continuamente envíos de víveres, alimento y nutrientes para esas colonias que van a estar ahí fuera. Sin duda, es todo un reto, un reto tecnológico y biológico.

Figura 1. Concepto artístico de una base lunar.

Hoy día, con el programa Artemis, liderado por la NASA y también con la participación de agencias como la ESA o Roscosmos, la idea es poder demostrar que podemos tener asentamientos humanos estables y sostenibles, por ejemplo, en la Luna. Aunque la meta está más allá, que es Marte, un primer paso sería poder tener asentamientos sostenibles, como digo, autosostenibles en la Luna. Aquí es donde es vital no depender de la Tierra. Estamos hablando de misiones de muy larga duración, incluso permanentes. Entonces, se vuelve vital tener que cultivar tu propio alimento, tener que producirlo allá donde estés. No depender de envíos de alimento, dado que cualquier envío que hagamos al espacio es una cantidad enorme de dinero y de energía. Entonces, tenemos que pensar más en la sostenibilidad. 

Para que nos hagamos una idea, cualquier kilogramo que enviamos al espacio de lo que sea, si lo enviamos a la órbita LEO (la órbita baja de la Tierra), viene a costar unos 50.000 euros, pero si lo enviamos a la Luna, estamos hablando de más de medio millón de euros. Esto se ha abaratado muchísimo en los últimos años debido al desarrollo tecnológico que está habiendo, pero hace años, hace 20, 30 años, como podéis imaginar, los costes eran totalmente estratosféricos, nunca mejor dicho.  

Entonces, por suerte, aunque esto se está abaratando, no es una vía sostenible ni mucho menos, el poder estar continuamente enviando. En las primeras misiones, incluso hoy día, todos los envíos de alimento se realizan intentando que ocupen el mínimo posible y con un peso bastante ligero, y al final no es producto fresco tampoco el que consumen estos astronautas. Nosotros lo que queremos ayudar a desarrollar e investigar es no solo a aportar nutrientes o alimento a estas personas, sino también a generar hábitats autosostenibles, donde también se pueda contar con la generación de oxígeno, por ejemplo, gracias a la fotosíntesis. 

También se ha demostrado que hay un impacto positivo psicológico en los astronautas cuando se dedican al cultivo y al cuidado de plantas, porque al final supone distraerte, focalizarte en otra cosa, generas un vínculo con un ser vivo, hace que esas misiones que a veces son muy rutinarias y muy largas… se ha estudiado en la Estación Espacial Internacional, por ejemplo, que el cultivo supone un impacto positivo para estos astronautas a nivel psicológico.

Figura 2. Experimento con plantas en la Estación Espacial Interacional.

Un factor importante sobre el cultivo de, en este caso, vegetales en otro astro, vamos a decir la luna en este caso, es el concepto de ISRU, por sus siglas en inglés, In-Situ Resources Utilization, quiere decir, utilización de recursos in-situ. Esto es lo que comentaba un poco antes. Se trata de concebir esa producción de alimento de una forma que solo dependamos de los recursos que hay en ese sitio.  

Entonces, si yo tengo una planta que hace la fotosíntesis, tengo la luz, puedo generar oxígeno, absorber el CO2 que exhalan los astronautas. Luego lo comentaré. En el manto regolítico de la Luna hay muchísimo hielo mezclado con el regolito. Ya empezamos a tener una serie de elementos que nos permiten llevar a cabo la proliferación de la vida, en este caso vegetal, y generar sistemas de soporte vital cerrados, donde se genere esta simbiosis entre todos los elementos. Aquí es donde estamos nosotros focalizados ahora mismo, que es en las influencias de la microgravedad en el crecimiento y en el cultivo de plantas. Las plantas, en este caso, han evolucionado desde cientos de millones de años. No sé si tengo bien la cifra ahora mismo en la cabeza, pero datan de hace 500 millones de años, si no más. Y si algo ha habido constante en todo ese tiempo, y mira que han cambiado cosas en el planeta, es la atracción gravitatoria. El famoso 9,8 metros por segundo al cuadrado. Entonces, si quitamos este elemento de la ecuación, que ha sido una constante, como digo, algo inmutable, ¿cómo afecta al crecimiento de las plantas? Esto tiene una afectación que luego vamos a comentar.

Como dije en sus inicios, la agricultura fue una aliada para el desarrollo del ser humano y estamos seguros de que lo va a ser también para las décadas futuras. Sin duda, como he comentado también, los beneficios van más allá solo de la nutrición, sino también de la investigación y beneficios psicológicos a la hora de poder abstraerte de tu rutina y de tu misión que es tan dura.  

Todo esto queda muy bonito explicado, pero la cruda realidad es que supone un reto, un reto tecnológico, un reto biológico, porque la diferencia de gravedad en otros cuerpos, en el caso de la Luna es seis veces menor, viene a ser 1,7 metros por segundo al cuadrado. En el caso de Marte, unas 2,5 o 2,6 veces menor. No solo afecta a cómo se mueven los astronautas, no simplemente les permite levantar más peso con menos esfuerzo. No. Esto hace que un montón de variables, incluso los gases del aire, se comporten de otra forma alrededor de la planta.

Quería comentaros también brevemente que también tenemos en la Tierra formas de hacer estudios con gravedad cero o cercanas a cero. Un ejemplo que he puesto es una drop tower, que es una torre que hay en Bremen, la cual tiene unos 150 metros de altura. Permite hacer experimentos científicos para tomar datos de cómo afecta la falta de gravedad en ciertos estudios, ya sea de fluidos, sólidos o lo que sea, dejando caer una cápsula experimental desde la cumbre, desde la cima de esta torre de unos 150 metros, haciendo un vacío previamente, extrayendo todo el aire de aquí dentro y dejándola caer en caída libre. Esto, ¿cuánto creéis que nos puede dar de tiempo de caída libre para hacer un estudio y tomar datos? Segundos. No llegamos ni al minuto. Sí, estamos hablando de 4 segundos y medio más o menos de experimento. ¿Cuántos datos podemos obtener en 4 segundos y medio que sean de verdadera utilidad? Estamos un poco limitados en la tierra. Ellos tienen otra variante que consiste en catapultar esta cápsula desde abajo y duplican el tiempo del experimento. Pero estamos hablando de 9 segundos y pico.  

Entonces, como podemos ver, si queremos estudiar cómo se desarrolla una planta en microgravedad, no podemos contar con este tipo de aparataje, porque en segundos no tienes ningún dato real, ni siquiera de la germinación de una semilla. Las semillas más rápidas tardan unas 24 o 48 horas en brotar. Hay otras muy tardías, como la fresa, que tarda 20 días en germinar. Pero como podéis ver, en segundos es imposible obtener datos.  

Gracias a que tenemos la Estación Espacial, ahí sí que se han podido hacer estudios de microgravedad del crecimiento de las plantas y se han podido obtener datos reales de cómo puede llegar a influir esto.

Ahora vamos a hablar un poquito de las condiciones en la Luna a la hora de cómo se sentiría una planta allí. A parte de la gravedad, aparte de que juega un papel fundamental y no he parado de mencionarla, hay otros muchos aspectos que suponen un reto y que hacen que sea tan hostil. Uno de ellos es el rango de temperaturas. Durante el día lunar, que viene a durar 14,75 días terrestres, o sea un poquito más de dos semanas, las temperaturas superan los 120 grados, casi nada, pero por la noche, que vuelven a ser otras dos semanas, bajamos de 200 negativos Celsius. Entonces, ¿qué organismo macroscópico puede sobrevivir con este rango de temperaturas? Esto supone, sin duda, un reto. Luego, no olvidemos la radiación. Tenemos radiación directa del sol, no tenemos atmósfera. La presión es prácticamente inexistente, estamos hablando de vacío. Y por último, el regolito, este manto que cubre toda la luna, es absolutamente estéril. Nosotros cuando hablamos de un sustrato terrestre, pensamos que simplemente hay minerales y lo llamamos comúnmente tierra, pero hay un montón de componentes químicos y orgánicos que hacen que sea fértil. Esto es absolutamente inerte, o sea, olvidaros de poder plantar nada aquí directamente simplemente añadiendo agua. No es así de fácil.  

Entonces necesitamos un entorno controlado que nos ayude a mitigar estas hostilidades. Aquí es donde nosotros intentamos afrontar tres pilares fundamentales.  

Uno es la biología vegetal, que es el núcleo de todo el proyecto. Luego, como mencionaba al principio de la charla, la ingeniería espacial para poder dar soporte y hacer posible el experimento. Y luego, la geología planetaria. Dentro de las múltiples ramas que tiene la geología, hay expertos que son geólogos planetarios. Yo no lo sabía hasta que entré en este proyecto, pero hay personas que se dedican a estudiar en muestras, también basado en imágenes, toda la composición mineral y geológica de otros cuerpos. Y ya veremos que hay algunas similitudes con ciertos sitios de la tierra. Esto nos sirve un poco de para cómo se ha ido enfocando nuestro estudio.

Figura 3. Pilares del proyecto Green Moon.

Green Moon Project nació en 2016 en un concurso que organizó Google Lunar y X-Prize, que consistía básicamente en subvencionar una misión privada que pudiera asegurar que se podía aterrizar en la Luna. Era una convocatoria anual, si no me equivoco. Yo todavía no formaba parte del equipo en esta época. Fueron tres estudiantes malagueños. Se presentaron 3400 ideas o equipos y, al final, Green Moon fue una de las 15 finalistas, la única propuesta española que llegó a ese estadio del concurso. Año tras año, se siguió convocando esta convocatoria, que cada año había que ir demostrando ciertos avances, pero al final Google cortó el grifo de la subvención y al final no llegó a ningún buen puerto todo este proyecto. Pero bueno, esos fueron nuestros inicios. Ahora aquí he puesto algunas de las caras que estamos más frecuentemente orbitando alrededor del proyecto. Ha habido muchas personas que han ido, venido, han hecho su aporte desde su área de especialización. Ha habido empresas, tanto públicas como privadas, que también han hecho su pequeño aporte, entre ellas universidades, DHV, empresas de fertilizante y de plantas, que esto es vital, como ya veremos. En Lanzarote, en la isla de la Palma, también nos han cedido muestras de su suelo volcánico, que veremos que va a ser muy importante para toda esta caracterización del suelo en el que cultivar. También hemos contado con otras empresas y universidades que nos han ayudado hasta ahora y van a seguir haciéndolo para seguir prosperando en esta línea de investigación.

En mayo de 2024 publicamos un paper, un artículo científico en Elsevier, sobre factores clave en el desarrollo de ecosistemas en entornos cerrados controlados para misiones lunares. Es muy concreto, muy largo, pero este paper incluyó datos procedentes de nuestras investigaciones hechas en la Tierra con diferentes tipos de vegetales que luego veremos, utilizando diferentes tipos de sustrato de muestras cogidas de Lanzarote y de la Palma, ya decía, dopados con una serie de fertilizantes. Juntábamos estos datos con datos de una misión que se llama Chang’e, de China, que es un programa espacial chino con diferentes estadios, diferentes etapas, y una de ellas fue, precisamente, cultivar en la Luna, o sea, estudiar la germinación de una planta en la Luna. Estas imágenes que veis son reales, son de su experimento. Nosotros no sabíamos de la existencia de ellos al principio y, conforme fuimos avanzando, nos pusimos en contacto con ellos. Y les demostramos también nuestro interés en compartir conocimiento porque todo esto estaba en un estado del arte muy inicial. Sobre todo hablando de hace seis años. Los chinos lograron colocar una cápsula presurizada en el polo sur de la Luna y lograron tomar unas primeras imágenes de esta germinación, lo cual es todo un reto y un logro.

Figura 4. Imágenes del experimento chino Chang’e.

Como curiosidad, os voy a comentar cómo fue el devenir de esta misión. Por desgracia duró 82 horas. No pudo durar más. A pesar de que habían hecho un enorme trabajo, desde el punto de vista ingenieril también, cometieron un error con el estudio térmico. Quisieron ser tan sostenibles que querían utilizar la luz natural del sol para iluminar al interior de la cápsula. De manera que colocaron en la parte superior de la cápsula una especie de válvula de una olla express, más o menos, con una especie de saliente con un diamante que hacía que la luz que entrase fuera repartida igualitariamente dentro del cilindro de esta cápsula. Tenían también unos sistemas LED por si esto fallaba o cuando llegase la noche lunar, que es lo que os voy a comentar justo ahora. Llegó la noche lunar y debido a que no estaba todo completamente aislado térmicamente, sino que en la parte superior había un punto débil para permitir que ese diamante repartiese la luz por dentro, la planta se les congeló. La planta, cuando se alcanzaron los menos 200 positivos en un gradiente progresivo de temperaturas, murió. Los datos que pudieron obtener duran hasta 82 horas, que oye, más que 10 segundos es. Todo esto lo podéis chequear en el artículo si queréis.

Desde entonces, han habido dos misiones privadas que han podido aterrizar en la Luna. Una de Intuitive Machines y la otra de Firefly Aerospace. Luego, es cierto que han habido muchas misiones no puramente privadas, pero misiones privadas han habido dos. Como veis, no es algo que ocurra todos los días, para que os hagáis una idea de que es todo un reto poder llegar a la Luna y aterrizar. Otras muchas empresas lo han intentado, pero no han tenido éxito.  

Sin duda ahora, de todas formas, se abre una era del New Space, así le llaman, que es como una democratización del espacio. Tenemos también datos de empresas que trabajan en este ámbito y nos comentan que en los próximos años va a ser mucho más frecuente que haya este tipo de misiones. No solo en la Luna, sino misiones espaciales en general. La gran noticia que hemos tenido últimamente es que hemos podido firmar, por fin, para hacer nuestro proyecto realidad con Orbital Paradigm, que es una startup española proveniente de Madrid, el lanzamiento de nuestro experimento, que luego también vamos a comentar, a órbita. Esto se hará posible a finales de 2026 si no hay ningún retraso. Queremos enviar un pequeño invernadero donde esté todo monitoreado y automatizado a órbita, como ya decía, a bordo de una sonda que ellos están fabricando. Ellos se encargarían de la sonda, nosotros del mini invernadero, bien hermético, y probablemente todo iría a bordo de un Miura 5 de la empresa PLD Space. Esto está todavía por terminar de pulir fechas, pero todo apunta que sea para finales del 2026. Hace 8 años, un poco más de 8 años que empezamos con este proyecto. Como veis, los resultados van llegando lentamente, pero parece que será posible.

Este invernadero sería el primero autónomo y robotizado, automatizado, en orbitar la Tierra. Es cierto que hay experimentos de cultivo, como he mencionado antes, en la estación espacial, pero hay intervención humana directa. Aquí estaríamos hablando de todo absolutamente automatizado con sensores que activen el riego, que midan las concentraciones de gases, la temperatura, la humedad y todo esto. Estará orbitando la Tierra entre 1 y 14 días. ¿Cuánto podrá durar? Lo sabremos más adelante. Queremos que sea también un sustento ya no solo de alimento, sino de oxígeno y de eliminación de CO2.  

En la misión que vamos a lanzar, claro, queremos tomar el mayor número de datos posibles. Obviamente, datos gráficos por parte de cámaras. Queremos también medir concentraciones de gases. Queremos el riego de forma automatizada, movimiento de aire, porque la diferencia de gravedad hace que el reparto de gases a la hora de realizar la fotosíntesis sea un poquito más irregular. Y estamos también ideando poder hacer dos tipos de experimento, uno más encapsulado y otro con un simulante regolítico. Simulante regolítico suena un poco raro, pero es un análogo del regolito lunar en la Tierra, caracterizado y preparado por nosotros.  

Una de las cosas más importantes o más interesantes, mejor dicho, que podemos obtener de la misión es que podremos obtener el invernadero de vuelta. Esto va a hacer que podamos revisar mucho más en detalle, ya no solo con la telemetría que obtengamos de la misión, sino poder ver en persona cambios que se han producido en la planta respecto al experimento que vamos a hacer en paralelo, que no lo he mencionado, en la Tierra. En la Tierra haremos el mismo experimento análogo, empezarán a la vez y podremos comparar. Mismas semillas, mismo simulante regolítico, misma duración de experimento y podremos comparar pues qué genes se han activado, qué metabolitos ha acumulado la planta. Yo no sabía lo que era un metabolito hasta que hablé con el equipo de biología. Un metabolito es una sustancia química que se libera en cualquier proceso metabólico. Entonces la planta, como se está comportando diferente, va a acumular otra serie de genes activados y de metabolitos. 

¿Cómo afecta la microgravedad afecta en la planta? Por un lado, tenemos el crecimiento de la raíz. El crecimiento de la raíz aquí en la Tierra es normalmente de una forma ordenada y hacia abajo. Cuando estamos en un sitio donde no tenemos la gravedad terrestre, que ha sido esta constante en toda la evolución de la planta, las raíces tienden a crecer de una forma irregular, de una forma más desordenada, errática podríamos decir, aunque a mí no me gusta esta connotación negativa. También debido a que el reparto de los fluidos en el sustrato no ocurre igual que en la Tierra, sino que tiende a sufrir las consecuencias de la falta de gravedad, se produce un estrés hídrico también en la raíz. Hace que la raíz, aparte de no tener una orientación clara hacia dónde crecer, intente buscar el agua que no está claramente apoyándose en el fondo y esto provoca un crecimiento bastante más errático. Hay pocas imágenes en internet porque la mayor parte de esta información viene de papers y de artículos de la Estación Espacial, pero si buscáis podéis encontrar alguna de baja calidad.  

No solo las raíces se ven afectadas por la diferencia de gravedad, también el tallo. Yo pensaba, antes de entrar en este proyecto, que el tallo se guía principalmente por la luz, así es. Hacia donde esté la luz intenta ir, si no tiene ningún elemento que le domine, como el viento y tal. Pero he aprendido también, gracias a todos estos expertos que me van informando también a mí como ingeniero, que la gravedad también sirve un poco de guía para el tallo de hacia dónde crecer. Él tiene una referencia que es el vector gravedad y con eso sabe en cada momento hacia dónde se está dirigiendo. Son más conscientes de lo que pensamos. Pues si quitamos este vector, la planta también se vuelve un poco loca en ese sentido. Como decía antes, los gases a la hora de realizar la fotosíntesis también afectan. Como esos gases se apoyan, vamos a usar esta palabra, en la superficie de la hoja. Hace que sea todo un poquito más irregular.  

También el reparto de las hormonas dentro de la propia planta, la mecánica de fluidos dentro del tallo. Cambian un montón de cosas. La auxina es una hormona, también para el desarrollo natural de las plantas. Todo esto se ve afectado, desde la fotosíntesis hasta el crecimiento de la propia planta. Entonces, el resultado suelen ser tallos un poquito más finos, hojas un poco más pequeñas, de tamaño y forma irregular. Todo esto es lo que tenemos que entender y estudiar, y también suplir de alguna forma. Por eso, el experimento tendrá unos LEDs que van a estar situados en la parte superior. Hay un ventilador que ayuda a que se mueva el aire. Hay sensores de humedad y de temperatura. Está todo con presión y temperatura controladas. Hay un sistema de riego especial para poder dirigir el agua hacia donde toque y poder asegurar el correcto crecimiento.  

Figura 5. Esquemas del experimento de Green Moon.

Hemos estado caracterizando diferentes muestras de la isla de la Palma. Gracias a la colaboración de estas islas hemos recibido muestras que nos han ayudado un poco a comparar lo que ya sabemos que hay en el regolito lunar, que eso es ampliamente conocido por la academia. Hay muchas similitudes. Tened en cuenta que el regolito lunar son fragmentos sólidos que vienen de colisiones meteóricas, también de antiguas erupciones volcánicas. Y es inerte, como ya dije antes, y tiene bastantes silicatos y componentes basálticos también. Lo que hemos hecho es un poco ver de qué zonas, de qué túneles de lava, tenía más sentido coger estas muestras y hemos conseguido tener simulantes análogos al regolito lunar, de manera que tenemos un sustrato que es un representante muy fiel de lo que podemos encontrar en la Luna a nivel mineral.

Quería también mencionar que, obviamente, estas muestras son muy limitadas. No tenemos carta blanca para tener todas las muestras que queramos. Al final, dependemos de lo que nos quieran ceder. Y no olvidemos que la planta es un ser vivo. Para cualquier experimento que hagamos, la repetitividad del experimento es relativamente baja. Quiere decir, si yo tengo unas muestras contadas de simulante regolítico y pongo dos semillas iguales, ese experimento no va a exactamente igual en estas dos semillas. Al final, hay circunstancias pequeñitas que hacen que algo muy pequeñito que pueda afectar a la semilla, luego impacte brutalmente en el crecimiento de la planta, como puede ser la presencia de algún hongo pequeño en la semilla. Aunque intentamos mirar todo al microscopio, hacer autoclave de todo para asegurar que todo está correcto, quería hacer ese apunte, que al final el regolito o simulante que tenemos es limitado. Poco a poco vamos teniendo más, lo cual nos va permitir hacer pruebas con más especies de planta. Básicamente lo que hace es dopar a este regolito con diferentes compuestos que ahora vamos a comentar. Antes hablaba de los especialistas de geología, también hay especialistas de biología vegetal. En InnoPlant, que es un laboratorio que trabaja asociado con nosotros, se dedican a estudiar el crecimiento de plantas en condiciones de estrés y se han dedicado un poco a estudiar qué le falta a ese suelo, a ese sustrato, para que la planta pueda vivir. Entonces, se han encontrado ciertas carencias que eran evidentes, como pueden ser nitratos. El nitrógeno es muy importante para el crecimiento de plantas. El fósforo, el potasio también. Y también la retención de líquido del regolito es relativamente deficiente. Han estado trabajando en ver qué añadir a estos simulantes o análogos para poderlo hacer posible, para poder germinar plantas aquí.  

Con el grupo Herogra, que es otra empresa que también participa con nosotros, se han desarrollado una serie de fertilizantes –le llamamos dopar el regolito– para poder hacer que esto sea posible. A veces hay que añadir bacterias que lo que hacen es degradar percloratos que son tóxicos para la planta. Otras veces hay que añadir ciertos microorganismos extremófilos que lo que hacen es sobrevivir en estos suelos tan duros. Los extremófilos suelen vivir en columnas de azufre, en suelos y en cráteres volcánicos. A estos microorganismos los llevas a un sitio apto para la vida, como los que ya conocemos, y se muere. O sea, les gusta los ambientes extremos. Y ese tipo de microorganismos son los que estamos utilizando. 

Aquí podéis ver unos pocillos, con este simulante regolítico y brotes de diferentes plantas o semillas que hemos probado. Hemos probado con microtomates, espinaca, zanahoria, lechuga y, curiosamente, el que mejor se ha comportado de todos ellos es el rábano. Yo no soy un gran amante del rábano, pero espero que los astronautas sí que lo sean, porque es de los más prometedores. Solo hemos probado primeramente plantas de porte pequeño, que no ocupen mucho, porque al final nuestro experimento va a tener un volumen limitado. De cara a un futuro, si todo esto llega a buen puerto, podremos imaginarnos plantas con mayor potencial de crecimiento. 

Figura 6. Pocillos con simulante regolítico y primeros brotes.

Volviendo un poco al tema del ISRU o utilización de recursos in situ, quiero mencionar que en todo el manto rocoso de la Luna se estima que hay unos 600 millones de toneladas de agua en estado sólido. Pero claro, este agua está muy mezclada con el regolito y es difícil de extraer. Hay zonas concretas de la Luna, sobre todo cráteres que están permanentemente en la sombra, donde sí que hay mayores acumulaciones de agua en estado sólido. Pero, claro, están por ahí repartidos. Un ejemplo es el cráter Shackleton, que está en el polo sur de la luna. Este tiene una serie de cosas interesantes, y  es que tiene áreas que están constantemente iluminadas por el sol, es decir, nunca se hace de noche. Y hay otras áreas que están siempre de noche, siempre a la sombra. Esto permite que haya en la sombra agua en estado sólido, que se puede utilizar para toda esta historia que estamos comentando. Y luego la parte iluminada se antoja bastante apetecible para la ubicación de paneles solares, porque tenemos una irradiación solar directa constante. Como podéis imaginar, este tipo de ubicaciones estratégicas también son de interés para diferentes países. Esto quiere decir que países como Estados Unidos, China o Rusia se están poniendo las pilas para llegar aquí. Y no tenemos que olvidar que tenemos que proteger la Luna, porque tanto ella como sus recursos son un patrimonio de la humanidad. Eso no lo podemos olvidar. Su explotación comercial ha de estar muy regulada, pero esto está todavía en proceso.

Figura 7. Cráter Shackleton.

Alguna de las entidades que están a cargo de esta labor son COSPAR (Comité de Investigación Espacial) y la Organización de las Naciones Unidas también tiene una oficina para asuntos ultraterrestres. ¡Tened en cuenta que en la Luna a veces hay acumulaciones de agua en estado sólido de la superficie del país de Dinamarca! Estamos hablando de grandes acumulaciones. 

La normativa, aunque yo no sea un experto de normativas, tiene ciertos vacíos y esto es un riesgo. Por ejemplo, cuando tú aterrizas tu nave, quieren asegurar que hay un área de seguridad alrededor de tu nave que tú tengas garantizado que nadie te la pueda invadir. Genera un pequeño “hecha la ley, hecha la trampa”: ahí un pequeño vacío legal hace que si Estados Unidos, Rusia o China llegan allí los primeros, puedan decir “vale, esta es mi zona, nadie puede entrar”.  

Allí no hay muchas cámaras ni muchos ojos que estén controlando continuamente qué hacen y es muy fácil que puedan explotar recursos a espaldas del resto del planeta. Quiero mencionar que estas tres potencias no han firmado este acuerdo, se mantienen al margen y no deja de ser una preocupación que no tratemos este tema con especial cuidado. China ha hecho unos avances espaciales en las últimas décadas, en la última década diría yo, bastante abrumadoras.

Para poder hacer la agricultura lunar viable, hay diferentes ámbitos de la ciencia que se tienen que desarrollar, como el aspecto genético. Podemos modificar a la planta desde un punto de vista genético para que sea más resistente a la radiación, para que se comporte mejor a la hora de adaptarse a la microgravedad y al reparto de nutrientes. Podemos hacer estudios hidropónicos, como este tipo de plantación que no requiere un sustrato, sino que se utiliza una especie de suero o nebulizante acuoso le llaman también, muy nutritivo, en el cual la planta puede crecer sin necesidad de un estado sólido debajo. Esto puede ser útil para Marte, por ejemplo, que tiene mucho más perclorato tóxico para la planta, que le es venenoso. A veces no solo basta con tener bacterias que degraden ese perclorato, sino que a lo mejor hay que plantearse hacer estudios hidropónicos o aeropónicos, sin sustrato.

Nosotros también nos planteamos retos que vayan un poco más allá. Es decir, ahora estamos hablando de una primera cápsula pero hay que asegurar que pueda ser modular, que se pueda tener en serie. Veíamos que esa cápsula podía estar repetida en muchas ubicaciones, incluso pudiendo aumentar su tamaño. Hemos imaginado cápsulas que puedan estar en el exterior de una Estación Espacial o que puedan estar en un interior con diferentes sistemas de ventilación, con su control térmico, gestión de gases, un riego inteligente, baterías para toda la electrónica, paneles solares en el exterior, … Quería mencionar también sobre los sistemas de iluminación que la mejor disposición es una especie de tablero de ajedrez donde se alternan LEDs rojos y azules, rojo-azul, rojo-azul, rojo-azul. Ese patrón y con ciclos de 12 horas de sombra parece que es un buen estímulo para el crecimiento de la planta, sobre todo en las etapas iniciales. Aquí podemos ver algún ejemplo, donde se puede ver una cápsula en el exterior de una estación, que puede ser manipulada por un brazo robótico y tratada también dentro de la propia estación. 

Figura 8. Esquema de una cápsula interna.

Figura 9. Esquema de una cápsula externa.

Hay que decir que la cápsula en sí debe garantizar una serie de variables vitales para la planta. Una de ellas es un rango de presiones entre 80 y 120 kilopascales. Después un rango de temperaturas de entre 16 y 26 grados centígrados, unas concentraciones concretas de gases… Y luego, pues lo que decía, cámaras, sistemas de riego automatizados, luz ajustable, asegurar los nutrientes necesarios en el regolito. Los pasos siguientes de este tipo de encapsulamiento de invernaderos son hacerlos más grandes, que tengan una mayor capacidad, donde podamos cultivar diferentes tipos de planta de diferente índole en el mismo sitio, donde todo esté automatizado, identificar nuevas especies de vegetales, porque hasta ahora estamos tratando con plantas de porte pequeña, pero como os decía, queremos probar con plantas mucho más grandes, diferentes tipos de suelo que se parezcan también al suelo marciano. O sea, hay una línea de investigación importante. Y, por supuesto, también estudiar los efectos de la microgravedad en el largo plazo, porque hasta día de hoy tenemos unos datos, pero este know-how hay que seguir ampliándolo con datos que vengan de la Estación Espacial y de futuras colonias si llegan algún día.

Todo esto va más de cara a las próximas décadas. Yo aquí quiero ser ambicioso diciendo que a finales de 2030 podemos ver alguna base lunar, ¿por qué no? Tenemos los medios, hay que ver si al final se puede hacer posible. Pero bueno, la misión Artemis –que como dato curioso, Artemis es la hermana de Apolo y ellos han hecho este juego- quiere enviar humanos a Marte, pero no sin antes tener la Luna como un ejemplo, como una especie de laboratorio natural. A mí me suena un poco violento porque suena como a perturbar la Luna. Pero bueno, un laboratorio natural donde podamos demostrar que es sostenible y de ahí ir a Marte. Pero Marte supone un reto mucho mayor. No es hablar en los mismos términos que la Luna. Primero, por el tiempo de viaje. A la Luna podemos tardar un día en llegar, mientras que en llegar a Marte, 8 meses. Mes arriba, mes abajo. 8 meses de viaje supone.  

Todo un reto mental y psicológico para los astronautas, estamos hablando de ocho meses de viaje. Por otro lado, la radiación y las temperaturas, pues también son bastante críticas. Se cree que quizá para la década de los 40 se puede hacer un touch and go, que significa ir, tocar y volver, la superficie de Marte por un humano. Pero bueno, todo esto habrá que ver si es realmente factible o no. Todo apunta a que sí. Para enviar un humano a la superficie de Marte, se estima que es necesario hacer un lanzamiento de 75 toneladas, lo cual es muy, muy grande la cantidad de peso que estamos hablando, porque es un viaje muy lejano, donde hace falta mucho combustible. Se tardaría, esto es un pequeño cálculo, ocho meses yendo a siete kilómetros por segundo. Es una velocidad vertiginosa.  

¿Lo verán los más jóvenes? Yo espero que sí. ¿Por qué no? Convertirnos en una especie también marciana. Y, bueno, quería recordaros que el objetivo de esto no es simplemente alimentar a astronautas: es poder tener una producción sostenible de alimento y de oxígeno, generar hábitats autosostenibles y poder garantizar de alguna forma la supervivencia de la especie interplanetaria. Nada más. Era todo esto lo que os quería comentar. No sé si tenéis alguna duda, cosas en las que queráis profundizar. Soy todo oídos.

Coloquio

Los fertilizantes, en principio, tendrían que venir directamente de la Tierra porque allí, seguramente al principio como mínimo, no se fabricarían. Es decir, totalmente independientes no serían. ¿Tenéis pensado que en el futuro se hiciera algún tipo de circulación o ecosistema realmente cerrado?

Esa es la idea. La idea es al final generar, como tú bien dices, el sentido de la flecha del ciclo cerrado: que, una vez tú ya tienes tu ecosistema cerrado, continuamente se esté generando esa materia orgánica que permite a la propia futura planta o semilla volver a crecer. De todas formas, en un futuro más lejano, sí que ya habrá laboratorios donde se pueda incluso sintetizar algún fertilizante de forma artificial, pero la idea es lo que tú comentas, el ciclo autosostenible cerrado donde no haga falta una intervención realmente humana. De hecho, aquí se pueden comprar a veces unas bolas de cristal donde dentro de un ecosistema cerrado que se mantiene sin necesidad de ser regado, sin necesidad de ser abierto a la atmósfera. Y no sé cuánto duran, pero hablamos de años. No soy experto en este campo, pero por ahí va la investigación. 

Esta exposición me ha hecho pensar en la película Naves Misteriosas –Silent Running, el título original– que se proyectó el mes pasado en el Museo de Ciencias Naturales de Barcelona con comentarios. Otra cosa. Por lo visto, los astronautas tendrán que ser veganos porque no se habla de carne, ¿o se enviará carne congelada como la que comemos aquí?  

Sí, parece que nos espera por lo menos un inicio del futuro bastante vegetariano o vegano. De momento, no tenemos un experimento para poder desarrollar ganadería, pero quizá con insectos sí que podamos tener otro sustento alimenticio. Los insectos se han comprobado que también son una fuente proteica interesante y nutritiva, ocupa poco espacio y desde el punto de vista del sufrimiento animal pues también es más moralmente correcto, quizá. No es lo mismo un gusano que una vaca, pero es un buen comentario, habrá que ver hacia dónde evoluciona todo. 

Estas semillas que irán dentro de estos invernaderos que vais a lanzar, ¿en qué estado de germinación se enviarán? ¿Distintos estadios?

Es una muy buena pregunta. La idea es enviar diferentes estadios de germinación. ¿Por qué? Porque no tenemos la garantía... Yo estoy hablando ahora de este primer experimento a finales del 2026, donde no tenemos una garantía de que podamos estar dos semanas orbitando. En dos semanas sí que da tiempo ver diferentes fases. Pero si el experimento dura dos días o 85 horas, como en el caso de los chinos no tendremos datos suficientes, entonces la idea es poder enviar diferentes estados de germinación, en los cuales podamos ver desde un brote desde cero a una pequeña plántula -plántula es esa planta primitiva que ya haya brotado- y ver ese desarrollo. No obstante, todo esto luego tiene unas implicaciones también en aduanas que no os podéis hacer una idea. Si el lanzamiento se hiciera en Estados Unidos, que no tiene por qué, supone tener que declarar en aduanas que tienes una mercancía concreta, biológica, que vas a enviar al espacio. O sea, no es todo ultra fácil. Todo esto tiene unas implicaciones que van más allá de lo puramente científico, que es lo que nos mueve. Hay una parte más legal y de administración que lo dificulta. Pero sí, es la idea.  

Mi pregunta va sobre todo por el tema de la microgravedad en plantas, porque lo que se ha visto es que al crecer plantas en microgravedad tienen deficiencias en muchos minerales, que al final las hacen bonitas y se pueden comer, pero no son muy útiles a nivel nutricional. No sé si habéis planteado algo en esa línea para intentar solventar esas deficiencias también. Y luego, por el otro lado, el cultivo en regolito lunar, lo que se ha visto son acumulaciones de metales tóxicos en las plantas durante el cultivo, que al final hacen que no sean seguras para el consumo. ¿Estáis tomando alguna medida para solventar eso?

Son unos retos que, sin duda, estamos encarando y nos vamos a enfrentar. La idea de este pilar biológico y bioingenieril trata de desarrollar precisamente qué aditivos podemos colocar en el regolito para degradar esa toxicidad y hacer que la planta realmente se nutra de los minerales que luego nosotros vamos a absorber. Al final, es una cadena acumulativa. Sin duda, es un reto y en cualquier caso, nunca se dará un alimento que no sea apto para su consumo. Por eso estamos haciendo experimentos en la Tierra, porque a lo mejor la variable de la microgravedad se puede estudiar aparte, pero si la parte de cómo se nutre la planta de un regolito o de un suelo volcánico, el cómo puede afectar a nivel tóxico, es algo que ya se está estudiando y, sin duda, va a haber un avance independientemente del experimento en microgravedad. De hecho, estamos adquiriendo nuevas muestras de análogo regolítico, por así llamarlo.

No sé si has hablado de tamaños del experimento como tal y si tenéis algunas limitaciones, peso y si eso os obliga a renunciar también quizás a otras cosas que os interesaría.

Como he mencionado, cualquier cosa que enviamos al espacio es muy costoso a nivel de peso. Entonces, tenemos efectivamente una limitación de espacio para este experimento. Eso hace que no podamos hacerlo todo lo ambicioso que nos gustaría, de probar más plantas, de probar más condiciones. Tenemos una limitación de tres U. Una U, en el ámbito aeroespacial, es un cubo de 10 por 10 por 10 centímetros. Pues tenemos tres U. Imagínate: en un aparato de este tamaño tenemos que meter todo el experimento con la sensórica, con la microelectrónica, … O sea, es realmente un reto. Estamos buscando el hardware necesario para que ocupe el mínimo espacio, que cumpla su función, que sea resistente a la radiación –que eso es algo que yo tampoco conocía hasta que entendí que existen circuitos resistentes a la radiación, cámaras microespectroscópicas, … –. Hay que tenerlo en cuenta, el espacio es reducido y también hay que hacerlo lo más ligero posible.  

Has comentado que la distribución de los LEDs, la mejor sería en forma de ajedrez. Quería preguntarte por qué.

El tema de la disposición de LEDs es más una respuesta, o es más una justificación, biológica que electrónica. Al final, el equipo de biología ha hecho pruebas en cámaras en oscuridad, colocando diferentes disposiciones de LEDs con diferentes intensidades, lúmenes, colores y disposición, y han llegado a la conclusión de que alternar el rojo y el azul es la mejor combinación. Yo personalmente no sé por qué a la planta le va mejor esa combinación, pero me la voy a apuntar para que Juan, mi compañero que fue el que llevó a cabo este experimento, nos lo pueda decir.

¿Tenéis previsto el control de las malas hierbas?  

¡Qué bueno! Bueno, primero hay que ver si las buenas hierbas realmente se pueden desarrollar. Sin duda, en el experimento autónomo inicial, no tendremos ese nivel de avance tecnológico para tener un micro, un nanobot o un robot que vaya eliminando estas malas hierbas, pero sí, obviamente, en las colonias futuras, pues ahí ya habrá una intervención humana que pueda eliminarlas. En cualquier caso, buscaremos la forma de que sirvan de sustrato para que, cuando mueran, puedan generar este ciclo cerrado.  

En la parte mecánica que es lo tuyo, ¿en qué has intervenido?

Pues en el diseño de los componentes, no a nivel electrónico, pero sí en la parte de diseño mecánico. Esto es un poco confidencial, por eso no he mostrado imágenes, pero estamos trabajando en la construcción del encapsulamiento, donde va estar todo esto dentro. Entonces, yo soy el primer punto de contacto entre el fabricante de este elemento que se va enviar al espacio. Obviamente, yo no puedo dar las consignas de cómo se ha de fabricar ni de qué material, pero sí los requisitos desde el punto de vista del experimento. Soy el punto de contacto entre ellos y todo mi equipo. Con estos inputs mutuos voy siguiendo el proyecto. Al final, es una gestión de proyecto con mi humilde conocimiento mecánico y todo el feedback de la parte de geología y biología que son los que dictaminan qué es necesario para el experimento: a nivel de presiones, temperaturas, control de riego, de iluminación, todo esto.

Supongo que esta experiencia multidisciplinar debe ser muy alucinante, ¿no? Lo que debéis aprender todos unos de otros.

Es brutal cada vez que tenemos una reunión, tenemos muchas reuniones durante horas en las que todos hablan, yo me quedo a veces embobado porque yo considero que soy el que menos sabe realmente de todo el grupo porque hay gente que son realmente cracks y aprendo un montón de todos ellos. Tenéis que tener en cuenta que una de las funciones del trabajo de uno de los integrantes del equipo es controlar el rover que hay en Marte. Él se postuló para astronauta y avanzó varias fases. Igual que Javier Santaolalla, que no sé si os suena, son amigos. Javier Santaolalla también se ha interesado en el proyecto, hemos tenido entrevistas. Hay gente muy crack y yo aprendo muchísimo. Incluso de ingeniería. Porque tú has estudiado una carrera, pero luego tratas con gente que lleva 20 años en el mundo aeroespacial y dices, wow, es que yo no sabía esto.  

Por eso, vengo aquí hablar humildemente, a hablar de un trabajo que hace mucha gente, y que yo no soy un experto en ninguno de los campos. Y es la primera charla que doy, imagínate.

Conferencia de la Astronómica de Sabadell. Dominique Meyer, 26 de marzo de 2025

Buenas noches a todos. Esta noche quiero presentarles un panorama de mis investigaciones, que se centran en los entornos de las estrellas masivas. Como pueden notar, soy francés; llevo aproximadamente un año viviendo en Sabadell y haré todo lo posible por expresarme en español. Les pido comprensión respecto a mi expresión oral. Si no, me veré obligado a cambiar al inglés, francés o alemán. Haré mi mejor esfuerzo.

Mi tema de investigación es el entorno cercano de las estrellas masivas. Aunque son estrellas muy poco comunes, tienen un papel fundamental en el ciclo de la materia en la galaxia, incluida nuestra Vía Láctea. Se caracterizan por tener una vida mucho más corta que la del Sol, por atravesar distintas fases evolutivas, por emitir vientos muy potentes que transforman su entorno y, al final de su vida, por explotar en supernova. En muchos casos, tras esta explosión queda una estrella de neutrones magnetizada, conocida como púlsar.

Cada una de estas etapas genera diferentes tipos de nebulosas, cuya forma y composición dependen de la historia evolutiva de la estrella. Estas estructuras pueden observarse y también simularse mediante supercomputadoras como Mare Nostrum, en Barcelona.

Les propongo que exploremos juntos las características generales de las estrellas masivas, su papel dentro de la Vía Láctea y su evolución típica desde la formación hasta la explosión final como supernova, siempre desde el punto de vista de su entorno.

Comenzaremos con una visión general de las estrellas masivas. Primero, hablaremos sobre su formación. Luego, nos centraremos en su fase de secuencia principal, la más larga de su vida, durante la cual sus propiedades cambian poco, pero su entorno se ve profundamente transformado. Después de esta fase, evolucionan a supergigantes rojas, lo que implica cambios importantes en sus vientos estelares, que se vuelven lentos y densos. Posteriormente, en la etapa de estrella Wolf-Rayet, los vientos se vuelven nuevamente rápidos y difusos, alterando el entorno por tercera vez. Finalmente, explotan en supernova, y la onda de choque se encuentra con las nebulosas creadas anteriormente, formando un remanente de supernova. A veces, una estrella de neutrones muy energética aparece en el centro, generando un viento altamente relativista que vuelve a modificar el entorno.

Vivimos en una galaxia espiral llamada la Vía Láctea, situada en uno de sus brazos espirales. Esta galaxia está compuesta por estrellas y gas, que juntos forman el medio interestelar. Solo alrededor del 1% de las estrellas en la Vía Láctea son estrellas masivas, es decir, aquellas con más de 8 veces la masa del Sol. Estas estrellas terminan su vida en una supernova, dejando como remanente un objeto compacto.

La función de masa inicial describe cómo nacen las estrellas según su masa: es una curva exponencial decreciente (figura 1). En el eje horizontal se representa la masa de las estrellas al momento de nacer; en el eje vertical, la proporción de estrellas de cada tipo. Esto significa que hay muchas estrellas pequeñas, como enanas rojas y estrellas similares al Sol, y muy pocas estrellas masivas. El umbral aproximado que separa una estrella enana de una estrella masiva se sitúa en 8 masas solares. Por debajo de este valor, las estrellas no explotan en supernova; por encima, sí. Las estrellas masivas se diferencian, entre otras cosas, por la intensidad de sus vientos estelares y su radiación.

Figura 1. Función inicial de masa

La Vía Láctea contiene no solo estrellas, sino también el medio interestelar. Las estrellas masivas, aunque pocas, emiten vientos y radiaciones muy poderosos. Estos vientos interactúan con el gas circundante mediante ondas de choque, formando burbujas o nebulosas que rodean a la estrella. El medio circumestelar es esa parte del medio interestelar influida directamente por estos vientos y radiaciones. Nos interesa especialmente porque varía de una estrella a otra y se puede estudiar con telescopios. La forma de las nebulosas revela pistas sobre la historia evolutiva de la estrella central.

Las estrellas masivas son como las estrellas de rock del Universo: brillan intensamente, son muy activas y viven poco tiempo. Tienen vientos extremadamente poderosos y una radiación intensa que transforma su entorno en nebulosas. Mientras que el Sol vivirá miles de millones de años, una estrella masiva solo vive unos pocos millones. Esto se debe a la naturaleza de las reacciones nucleares en su núcleo. La presión gravitatoria interna es tan fuerte que permite la formación de elementos cada vez más pesados. Cuando se alcanza el hierro, y ya no se puede obtener energía de la fusión, el núcleo colapsa, desencadenando una supernova.

Cada reacción de fusión en el núcleo de una estrella masiva genera elementos más pesados, creando capas concéntricas en su interior. Este proceso enriquece la estrella con elementos como carbono, oxígeno y, finalmente, hierro. Con cada nueva fase de fusión, los vientos estelares y la radiación también cambian. Estas transformaciones internas y externas preparan el terreno para la explosión final.

Todo comienza con el colapso de una nube densa del medio interestelar. La estrella gana masa, y cuando alcanza el umbral suficiente, inician las reacciones nucleares en su núcleo. Durante la fase de secuencia principal, la estrella fusiona hidrógeno en helio y forma a su alrededor una gran burbuja de gas: una nebulosa. Luego, comienza a fusionar helio y otros elementos, lo que da paso a la etapa de supergigante roja, donde los vientos se hacen lentos y densos. Más adelante, la estrella entra en la fase Wolf-Rayet, con vientos extremadamente rápidos y energéticos. Finalmente, cuando produce elementos como el hierro y el silicio, explota en supernova. Puede formarse un agujero negro o una estrella de neutrones. Si esta última está magnetizada, sus vientos casi alcanzan la velocidad de la luz, y continúan moldeando el entorno.

Veamos ahora cómo se estructura una nebulosa estelar típica alrededor de una estrella masiva.
En el centro se encuentra la estrella, que emite un viento caliente y potente. Al encontrarse con el medio interestelar, este viento genera una región con dos ondas de choque: una que avanza hacia afuera y otra que rebota hacia adentro. Las características de esta burbuja —su tamaño, densidad y forma— dependen tanto de las propiedades de la estrella como del medio que la rodea.

Los vientos de la estrella se encuentran con el medio interestelar, generando una discontinuidad inestable, similar a lo que ocurre cuando dos fluidos diferentes se mezclan en un vaso. Se crean dos ondas de choque: una cerca de la estrella y otra más lejana, que marcan los límites externos de la nebulosa. En total, se distinguen cuatro regiones: el viento estelar en el centro, el medio interestelar en el exterior, la región del viento afectada por la onda reflejada —caliente y diluida—, y la región del medio interestelar atravesada por la onda transmitida, que es densa y fría.  Al observar el entorno de las estrellas masivas, podemos reconstruir su historia. La nebulosa funciona como una huella digital, testimonio del impacto de sus vientos sobre el medio interestelar.

Aquí vemos una simulación hidrodinámica de una burbuja estelar generada por una estrella masiva situada en el centro (figura 2). Cada uno de los cuadrantes muestra un momento diferente de su evolución: el más pequeño corresponde a una etapa más joven, y el más grande, a una etapa más avanzada. Podemos distinguir el choque externo, la discontinuidad inestable, el choque interno y las cuatro regiones: el viento libre, el viento atravesado por la onda reflejada, el medio interestelar atravesado por la onda transmitida y el medio interestelar no perturbado.

Figura 2. Simulación de una burbuja estelar

Es interesante notar que cuando la estrella evoluciona a una supergigante roja, el nuevo viento —más lento y denso— se expulsa dentro de la burbuja generada durante la secuencia principal. Esto da lugar a un nuevo anillo con sus propios bordes interno y externo, así como sus ondas de choque correspondientes. Este nuevo anillo resulta más inestable, ya que las diferencias de densidad y velocidad entre el viento de la secuencia principal y el de la gigante roja son mayores que las que había entre el viento principal y el medio interestelar.

Se presentan ejemplos de nebulosas generadas por estrellas masivas en distintas fases evolutivas. En las primeras etapas, el entorno adopta la forma de un disco de acreción. Durante la secuencia principal, se transforma en una envoltura más o menos esférica, y en fases posteriores —como la de gigante roja, Wolf-Rayet o variables azules luminosas— el entorno se vuelve más caótico e irregular. Si la estrella permanece en reposo respecto al medio, su entorno tiene forma de burbuja. En cambio, si se mueve, adopta la forma de un arco de choque. Los remanentes de supernova, formados tras la explosión final, presentan estructuras más complejas.

Ya sabemos que las estrellas masivas son raras y que sus vientos evolucionan con los cambios nucleares en su núcleo. Estos vientos varían a lo largo de las distintas fases: primero una secuencia principal larga, seguida de una fase más corta de supergigante roja, luego una fase aún más breve de tipo Wolf-Rayet, hasta su muerte en una supernova.

Pero ¿por qué es importante estudiar su papel? Estas estrellas cumplen dos funciones esenciales. Primero, enriquecen el medio interestelar con los elementos atómicos que crean por fusión nuclear, siendo la única fuente natural de hierro del Universo. El hierro presente en nuestras células proviene de la explosión de una estrella masiva ocurrida hace millones de años. Segundo, sus vientos y las eyecciones de la supernova inyectan energía cinética al medio interestelar. En resumen, actúan como bombas galácticas que dispersan tanto energía como elementos pesados en la galaxia.

Pasamos ahora a la fase de formación de las estrellas masivas. Las estrellas masivas se forman de manera similar a otras estrellas, pero a partir de un reservorio de masa mucho mayor (figura 3). Para crear una estrella de 30 masas solares, se necesitan al menos 100 masas solares de materia en el medio original. Este medio molecular, frío y denso, colapsa bajo su propia gravedad, formando estrellas individuales acompañadas de discos de acreción, al igual que en el sistema solar, aunque a mayor escala y con mayor rapidez. A diferencia de nuestro sistema solar, no se forman planetas en este proceso.

Figura 3. Formación de una estrella

Observamos aquí una simulación del entorno de una joven estrella masiva (figura 4). Se muestra la densidad en el plano ecuatorial del disco, el cual crece al ganar masa del medio en colapso y la transfiere a la estrella. Estos discos circumestelares funcionan como galaxias en miniatura o sistemas solares gigantes. Presentan brazos espirales, fragmentos y estructuras complejas. Dentro de ellos, pueden nacer estrellas más pequeñas, similares al Sol. La fragmentación del disco es un mecanismo clave en la formación de sistemas estelares múltiples, en los que la estrella masiva convive con una o varias compañeras.

Figura 4. Simulación de la formación de una estrella

Durante décadas, el entorno de las jóvenes estrellas masivas fue puramente teórico, ya que se formaban en regiones densas y opacas que impedían una observación clara. No obstante, desde hace algunos años se ha confirmado que estos objetos cuentan efectivamente con discos, brazos espirales y grumos de materia: fragmentos que se desarrollan en el interior de los brazos.

Como ya hemos visto, las estrellas masivas son escasas pero muy relevantes en el ciclo de la materia galáctica. Esta fase —la secuencia principal— es la más larga en la vida de una estrella masiva, y durante ella, sus poderosos vientos modifican radicalmente el entorno.

Tras la formación estelar, cuando una región densa del medio interestelar se fragmenta en múltiples núcleos, cada uno de ellos puede originar una estrella, de acuerdo con la distribución de la función de masa inicial.

En esta imagen infrarroja, observamos un grupo de estrellas jóvenes (naranja, en el centro). Alrededor, otras estrellas están rodeadas por círculos negros. Si se observa con atención, se pueden ver pequeños arcos rojos que apuntan en dirección opuesta al grupo central, como si esas estrellas fueran veleros alejándose de su puerto de origen. Aproximadamente la mitad de las estrellas masivas son de este tipo: estrellas fugitivas.

Las estrellas masivas en la secuencia principal, cuando se desplazan a velocidades supersónicas, generan estructuras conocidas como arcos de choque estelares. Estas "velas" deforman la burbuja estelar a causa del encuentro entre el viento estelar y el medio interestelar, de forma análoga al fenómeno que ocurre cuando un avión supera la velocidad del sonido. Estos arcos pueden extenderse por varios años luz y atrapar polvo interestelar, que luego es iluminado por la radiación de la estrella fugitiva, haciéndolos visibles en el infrarrojo. Existen actualmente catálogos que reúnen cientos de estos arcos de choque.

Este esquema muestra la estructura del entorno de una estrella masiva fugitiva con su arco de choque. La dinámica es similar a la de una burbuja estelar: la estrella expulsa su viento hacia el medio interestelar, y el encuentro genera dos frentes de choque, uno interno (reflejado) y otro externo (transmitido). Entre ambos se encuentra una región de discontinuidad inestable, donde se mezclan el viento estelar y el material del medio interestelar.

Aquí observamos el arco de choque de Zeta Ophiuchi, la estrella fugitiva más cercana a la Tierra (figura 5). Es la sexta estrella más brillante de la constelación de Ofiuco. En el infrarrojo, se aprecia el arco de choque y filamentos perpendiculares a él, lo que indica que las líneas del campo magnético del medio interestelar son paralelas a la trayectoria de la estrella, pero perpendiculares al frente de choque.

Figura 5. Zeta Ophiuchi

Estudiar los arcos de choque permite medir propiedades fundamentales del medio interestelar. Sabiendo la distancia entre la estrella y el arco de choque, se puede deducir la relación entre la densidad y velocidad del viento estelar, la densidad del medio interestelar y la velocidad de la estrella. Este enfoque hace de los arcos de choque una herramienta poderosa para explorar las características físicas del entorno interestelar.

Pasamos ahora a la fase de supergigante roja, la primera etapa evolutiva de una estrella masiva tras la secuencia principal.

Aquí vemos la evolución temporal de una estrella de 20 masas solares. La densidad del viento aumenta con el tiempo (arriba a la izquierda), mientras que su velocidad disminuye (abajo a la izquierda). Esta fase se caracteriza por un enfriamiento de la superficie estelar y una gran expansión de su radio. Los vientos de las supergigantes rojas son fríos, lentos, ricos en polvo y menos intensamente radiativos.

Betelgeuse es una estrella legendaria de la constelación de Orión, conocida desde la antigüedad. Hoy, se utiliza como laboratorio para estudiar la física estelar y circumestelar. Ha abandonado su fase principal y emite vientos lentos y densos. Al moverse a velocidad supersónica, la interacción con el medio interestelar forma un arco de choque, no una burbuja. Es la gigante roja más cercana a la Tierra, lo que permite estudiar su entorno en detalle. Su arco de choque, visible en el infrarrojo, alcanzaría el tamaño de la Luna llena si pudiéramos verlo en el cielo. Actualmente, Betelgeuse muestra variaciones de temperatura, lo que indica que podría estallar como supernova en algunos milenios.

Aquí vemos una simulación magnetohidrodinámica tridimensional del entorno de una supergigante roja. En el centro está la estrella, con su campo magnético en espiral (modelo de Parker, en amarillo). La densidad se muestra en verde. Las líneas amarillas representan el campo magnético interestelar, mientras que las rojas corresponden al flujo del medio interestelar que penetra en la nebulosa. Como la estrella se mueve, la estructura resultante es un arco de choque. Estas simulaciones permiten explorar diferentes parámetros, como la edad de la estrella o las propiedades de su viento, y compararlos con observaciones reales.

A la izquierda vemos una imagen simulada del entorno de Betelgeuse (figura 6). Los colores representan una simulación óptica; los puntos negros, observaciones reales. La línea azul es una solución teórica para un arco de choque estable, que no se ajusta del todo a los datos observados. Esto sugiere que el arco de choque de Betelgeuse aún se está expandiendo: ha entrado recientemente en su fase de supergigante roja. El círculo rojo marca una sobredensidad causada por la diferencia de temperatura entre Betelgeuse y su entorno, que está calentado por una estrella Wolf-Rayet cercana. La interacción entre el gas frío de Betelgeuse y el gas caliente del entorno empuja la discontinuidad hacia el interior del arco de choque.

Figura 6. Betelgeuse y su arco de choque

Esta parte de la presentación trata sobre la fase Wolf-Rayet de las estrellas masivas, que corresponde a la segunda etapa de su evolución.

Aquí observamos la evolución temporal de la densidad y la velocidad del viento de una estrella masiva, desde la secuencia principal hasta las fases evolucionadas. En azul se muestra una estrella de 35 masas solares, que termina su vida como una Wolf-Rayet, pasando previamente por una fase intermedia de supergigante roja. Es decir, la estrella experimenta dos etapas evolutivas antes de explotar. Notamos que la densidad disminuye (gráfico superior izquierdo) y la velocidad del viento aumenta (gráfico inferior izquierdo).

¡Una pregunta realmente fascinante! Si hablamos de una estrella masiva tipo Wolf-Rayet con vientos muy poderosos y movimiento rápido, normalmente esperaríamos ver un típico arco de choque, característico de estrellas masivas fugitivas. Sin embargo, la presencia de una nebulosa casi esférica en varias longitudes de onda, en lugar del arco de choque habitual, puede sugerir fenómenos muy interesantes.

Si simulamos numéricamente el medio circunestelar de esta estrella considerando toda la evolución de sus vientos desde el nacimiento, observamos (a la derecha) que primero se forma un arco de choque inmenso durante la secuencia principal. Luego, un segundo arco aparece durante la fase de supergigante roja y colisiona con el primero. Finalmente, el tercer viento, de tipo Wolf-Rayet, comienza a soplar. Este viento es isotrópico y crea un anillo que permanece esférico mientras no interactúe con los arcos de choque anteriores. Se forma así una nebulosa tipo Wolf-Rayet generada por la interacción entre un viento joven y uno más antiguo, y no con el medio interestelar.

A la izquierda vemos la densidad de la simulación numérica, y a la derecha la imagen infrarroja correspondiente, obtenida mediante transferencia radiativa. El anillo Wolf-Rayet es mucho más brillante que el resto del medio circunestelar, menos iluminado por encontrarse más alejado de la estrella. Esto indica que la estrella ha entrado recientemente en su fase Wolf-Rayet (figura 7).

Figura 7. Imagen y simulación de una estrella Wolf-Rayet

Al final de su vida, las estrellas masivas explotan como supernovas. La onda de choque de la explosión se propaga a través del entorno de la estrella y atraviesa su propia nebulosa, formada previamente por sus vientos estelares. Esta estructura se denomina remanente de supernova.

Un remanente de supernova es, por tanto, el resultado de la colisión entre la onda de choque de la explosión y el medio circunestelar generado por la propia estrella. Lo observamos desde un único punto de vista, lo que dificulta conocer su historia completa. Es un poco como los origamis: aquí vemos una imagen que es la proyección final de una figura tridimensional (un caballo), obtenida al plegar una hoja cuadrada sin cortes. El reto del astrofísico es entender cómo se llegó a esa forma, partiendo solo de la imagen final.

Como dijimos, las estrellas masivas moldean su entorno con potentes vientos estelares, creando nebulosas que actúan como una huella digital de su evolución. Al morir, toda su masa y energía son expulsadas violentamente en la supernova. Esta explosión ocurre en la nebulosa previamente formada, y la onda de choque interactúa con los restos de los vientos estelares.

Así, el remanente de supernova es la combinación de la "huella" de la explosión con la "huella" de los vientos anteriores. El objetivo es reconstruir toda la vida de la estrella a partir de una sola imagen del remanente, por ejemplo, mediante simulaciones numéricas, como quien intenta reconstruir un origami a partir de una única fotografía del resultado final, tomada desde un ángulo desconocido.

Veamos un ejemplo concreto: el "Bucle de Cygnus", un remanente de supernova situado en la constelación del Cisne. Tiene una forma muy particular: la parte superior se asemeja a un hongo y la inferior a un chorro o tubo. Este objeto tiene entre 10.000 y 20.000 años y un tamaño de unos 100 años luz. Sabemos que su origen es la explosión de una estrella masiva en su propio medio circunestelar, pero ¿cómo explicar esta forma tan peculiar?

Figura 8. Bucle de Cygnus

La hipótesis que propongo, basada en mi tesis doctoral, es que la estrella progenitora era una estrella masiva fugitiva que evolucionó hasta la fase de supergigante roja antes de explotar. Su movimiento creó un arco de choque denso en la dirección del desplazamiento y una cavidad en la dirección opuesta.

En el esquema de la izquierda, vemos esta configuración (figura 9): la estrella en el centro, el arco de choque, y las regiones internas y externas de la nebulosa. Cuando la estrella explota, la onda de choque se propaga de manera asimétrica: atraviesa el arco de choque en una dirección y se expande libremente en la cavidad en la otra. Así se forma la estructura del Bucle de Cygnus, con el hongo y el chorro.

Figura 9. Configuración del sistema del Bucle de Cygnus

Para comprobar esta hipótesis, realizamos simulaciones hidrodinámicas del arco de choque y la explosión (figura 10). En la imagen vemos cómo evoluciona la densidad del remanente: el arco de choque de la secuencia principal, la envoltura de la supergigante roja y, finalmente, la onda de la supernova. Esta onda es inicialmente esférica, pero se vuelve asimétrica al propagarse en la cavidad generada por el movimiento de la estrella. La línea verde marca la discontinuidad entre el material de la supernova y el medio interestelar. Esta discontinuidad es inestable y da lugar a estructuras complejas.

Figura 10. Simulaciones del sistema del Bucle de Cygnus

La etapa final es la transferencia radiativa, que permite generar observaciones sintéticas a partir de las simulaciones. Aquí mostramos imágenes de radio en distintas edades y desde diferentes ángulos. El remanente crece con el tiempo (más joven a la izquierda, más viejo a la derecha), y su forma varía según el punto de vista. Desde ciertos ángulos se observa la forma del Bucle de Cygnus; desde otros, no.

En esta simulación, la estrella fugitiva se desplazaba hacia arriba, formando un arco de choque que deformó la burbuja estelar. Al explotar en la parte superior, los vientos de distintas fases (supergigante roja, Wolf-Rayet, supernova) quedan representados en distintos colores. El material eyectado por la supernova (en azul) forma una estela visible en la cavidad posterior. La estructura se asemeja a un escarabajo.

La evolución final de una estrella masiva da lugar a una estrella de neutrones, formada durante la explosión de supernova. La estrella de neutrones está altamente magnetizada y emite vientos casi a la velocidad de la luz, que se expanden dentro del remanente de supernova. A este sistema se le llama plérion, remanente pleriónico o nebulosa de viento de púlsar.

Vemos aquí dos simulaciones que muestran la densidad de materia en remanentes con un púlsar estático y su viento relativista. Ambas simulaciones son idénticas salvo por la presencia de un medio circunestelar (el arco de choque generado por una estrella fugitiva). A la izquierda, se observa la onda de choque de la explosión, la del viento del púlsar, y las regiones intermedias donde se mezclan el medio interestelar, los restos de la supernova y el viento del púlsar. A la derecha, la presencia del arco de choque modifica la forma del remanente y también la de la nebulosa de viento de púlsar (ver flecha roja), mostrando cómo la evolución previa de la estrella afecta incluso a esta última etapa.

Aquí vemos el arco de choque de un púlsar fugitivo en los restos de supernova de una estrella masiva también fugitiva.

En esta imagen, en naranja vemos la densidad del remanente de supernova. Observamos el arco de choque de la estrella progenitora y la onda de la supernova que se propaga en el medio circunestelar. La situación es similar a la del Bucle de Cygnus. Los distintos colores muestran los vientos de cada fase evolutiva: rojo para la supergigante roja, violeta para Wolf-Rayet, azul claro para los eyecta de la supernova. Los tubos blancos representan las líneas del campo magnético del púlsar, que se mueve dentro del remanente. También puede observarse el chorro (jet) de la nebulosa del púlsar, deformado por su movimiento dentro del remanente de supernova.

Se realiza la transferencia radiativa para generar imágenes de radio del plérion. En ellas se aprecian los jets bipolares del púlsar, deformados por su desplazamiento. La torsión es diferente en el hemisferio norte y sur. La misma estructura se muestra desde dos puntos de vista distintos. Este fenómeno es similar al observado en púlsares como el de Géminis, y es el tema de mi investigación actual en el ICE de Cerdanyola del Vallès.

Las conclusiones de esta charla son las siguientes:

• Las estrellas masivas son raras, pero actúan como una bomba en el ciclo de elementos químicos en el ambiente interestelar.
• Los vientos estelares que forman el entorno de estrellas masivas (una burbuja o un arco de choque).
• Estos entornos son la huella digital de la evolución estelar pasada de la estrella en los entornos ambientales.
• Después de su evolución y muerte, los restos de supernovas son función de la evolución estelar pasada.
• Lo mismo ocurre cuando se enciende un viento púlsar después de la supernova y sus nebulosas son función de la evolución estelar.