Astronomía

¿Qué es la astronomía?

La astronomía estudia todo lo que hay más allá de la atmósfera terrestre: la Luna y los planetas, el Sol y las demás estrellas, las galaxias y el universo en su conjunto. El nombre une dos palabras griegas, astron, astro, y nomos, ley, y esa sigue siendo la tarea: descubrir las reglas que obedece el cielo. Es, además, una ciencia que casi no puede tocar nada de lo que estudia. Salvo los meteoritos, unos 380 kilos de roca lunar traídos por las misiones Apolo y unos pocos y valiosos gramos recogidos en asteroides, cada dato de este libro se ha leído en la luz y en otros mensajeros que cruzaron el espacio hasta llegar a nosotros.

También es la ciencia más antigua. Un hueso de babuino hallado en los montes Lebombo, en el sur de África, de unos 43 000 años, tiene 29 muescas que algunos investigadores interpretan como una cuenta de las fases lunares; otros no están convencidos. Hacia el 1600 a. C., el disco celeste de Nebra, encontrado en Alemania, muestra una luna creciente, un disco lleno y las Pléyades en oro sobre bronce. Los escribas babilonios registraron los planetas en tablillas de arcilla durante siglos y aprendieron a predecir eclipses. Egipcios, chinos, mayas, polinesios y aborígenes australianos crearon sus propios sistemas para los calendarios, las cosechas y la navegación en mar abierto.

Hoy la disciplina avanza en varios frentes, cada uno con sus herramientas. La ciencia planetaria envía sondas como Juno a Júpiter y el róver Perseverance a Marte. La astrofísica estelar descompone la luz de las estrellas en espectros para leer su temperatura y su composición. La astronomía galáctica cartografía nuestra Vía Láctea: entre 2014 y 2025, el satélite Gaia de la ESA midió la posición y el movimiento de casi dos mil millones de estrellas. La cosmología trata el universo como un único objeto, desde el resplandor del Big Bang cartografiado por el satélite Planck hasta los mapas tridimensionales de galaxias de DESI, en Arizona.

La luz ya no trabaja sola. Unos detectores subterráneos captaron neutrinos de la supernova 1987A horas antes de que se viera la explosión, y el 14 de septiembre de 2015 los detectores LIGO, en Estados Unidos, registraron ondas gravitacionales de dos agujeros negros que se fusionaban a más de mil millones de años luz. El telescopio espacial James Webb, lanzado el día de Navidad de 2021, y el Observatorio Vera C. Rubin, en Chile, que publicó sus primeras imágenes en 2025, amplían cada año el alcance de la mirada.

¿Sabías que todo lo que ha visto cualquier telescopio, de los planetas a las galaxias, está hecho de átomos ordinarios que suponen solo alrededor del 5 % del universo, y que el resto es materia oscura y energía oscura?

La astronomía no es astrología, aunque ambas compartieron practicantes hasta el siglo XVII: Johannes Kepler hacía horóscopos para pagar las facturas. Sus beneficios prácticos son reales: calendarios, navegación, la ley de la gravedad e incluso una pieza del wifi, patentada en los años noventa por ingenieros australianos que tomaron prestadas técnicas de la radioastronomía. Los aficionados siguen descubriendo cometas y supernovas. Quien mira hacia arriba realiza el experimento más antiguo que existe.

La esfera celeste

De pie en un campo, de noche, el cielo parece el interior de una cúpula inmensa. Pensadores griegos como Eudoxo, hacia el 370 a. C., se tomaron esa impresión al pie de la letra e imaginaron las estrellas fijas en una cáscara de cristal. Hoy sabemos que están a distancias muy distintas, pero la idea sobrevive como esfera celeste: un globo imaginario de tamaño infinito, centrado en la Tierra, sobre el que se proyecta cada objeto. Es una ficción, y una ficción utilísima.

Proyecte la Tierra sobre la esfera y obtendrá su mapa. Prolongado, el eje del planeta atraviesa el cielo en los polos celestes norte y sur. El ecuador terrestre, empujado hacia fuera, se convierte en el ecuador celeste. El punto situado justo encima es el cenit, la línea donde el cielo toca el suelo es el horizonte, y el meridiano va de norte a sur pasando por el cenit. Sobre todo ello el Sol traza cada año un camino llamado eclíptica, inclinado 23,4° respecto al ecuador celeste, que cruza en los dos equinoccios.

Las posiciones funcionan como la latitud y la longitud. La declinación va de +90° en el polo norte celeste a −90° en el sur. La ascensión recta se mide hacia el este en horas, de 0 a 24, porque el cielo gira 15° cada hora; su cero es el punto del equinoccio de marzo. Sirio está hacia las 6 h 45 min y −16,7°. La estrella Polar se halla a unos dos tercios de grado del polo norte, algo más que el diámetro de la luna llena. La altura del polo sobre el horizonte es igual a la latitud: desde Madrid la Polar brilla a unos 40°, desde el ecuador roza el horizonte, y el polo sur celeste no tiene ninguna estrella brillante, solo la tenue Sigma Octantis.

La esfera, además, se desplaza. Hacia el 130 a. C., Hiparco comparó sus posiciones estelares con registros de siglo y medio antes y descubrió que todas se habían movido. La causa es la precesión: el eje terrestre bambolea como una peonza y describe un círculo cada 25 800 años más o menos. Thuban, en el Dragón, era la estrella polar cuando se construyeron las pirámides de Guiza, y la brillante Vega se acercará a ese papel hacia el año 14 000. El punto del equinoccio de marzo, que aún se llama primer punto de Aries, está ahora en Piscis.

¿Sabías que como la cuadrícula del cielo se desliza lentamente, todo catálogo de estrellas debe indicar una fecha, y que el estándar actual, J2000, describe el firmamento tal como estaba al mediodía del 1 de enero de 2000?

Desde 1998, el sistema de referencia oficial no se ancla en estrellas, sino en cientos de cuásares lejanos, localizados por radiotelescopios separados por miles de kilómetros, y Gaia lo enlazó con la luz visible. Todas las monturas de telescopio, cartas celestes y aplicaciones de planetario dependen de él. La esfera es imaginaria, pero el mapa es tan exacto que permite encontrar a la primera una galaxia situada a diez mil millones de años luz.

Las constelaciones

Para un astrónomo, una constelación no es un dibujo de palotes, sino un territorio. En 1922 la Unión Astronómica Internacional adoptó una lista oficial de 88, y el astrónomo belga Eugène Delporte trazó después sus fronteras siguiendo líneas de ascensión recta y declinación; los límites se aprobaron en 1928 y se publicaron en 1930. Cada punto del cielo pertenece hoy a una sola constelación, de modo que un cometa, una nova o una galaxia recién descubiertos llegan con una dirección ya asignada.

Los nombres son mucho más antiguos que las fronteras. Cuarenta y ocho proceden del Almagesto de Ptolomeo, escrito en Alejandría hacia el año 150 y basado en tradiciones griegas y babilónicas. Navegantes neerlandeses cartografiaron el cielo austral en la década de 1590 y añadieron una docena, entre ellas el Fénix y el Tucán. En 1751-1752, Nicolas-Louis de Lacaille catalogó las estrellas australes desde el cabo de Buena Esperanza e inventó otras 14, bautizadas con instrumentos de la Ilustración, como el Telescopio y el Microscopio. También dividió el enorme navío Argo de Ptolomeo en Carina, Puppis y Vela.

Una constelación es un truco de perspectiva. Las estrellas de Orión parecen formar una sola figura, pero están a profundidades muy diferentes: Bellatrix a unos 250 años luz, Betelgeuse a unos 550, Rigel a unos 860 y Alnilam, la estrella central del Cinturón, a bastante más de 1000. Lo sabemos porque los satélites Hipparcos y Gaia midieron la paralaje de cada estrella, el diminuto desplazamiento anual que causa la órbita de la Tierra. Visto desde otro sistema estelar, el cazador se desarmaría. Muchas formas familiares ni siquiera son constelaciones, sino asterismos: el Carro es solo una parte de la Osa Mayor, y el Triángulo de Verano toma sus vértices de tres constelaciones distintas.

Las figuras también se mueven. Cinco de las siete estrellas del Carro pertenecen a la corriente de la Osa Mayor y viajan juntas por el espacio, mientras que Dubhe y Alkaid van por su cuenta; en unos 100 000 años el Carro se deformará. Los tamaños varían muchísimo. Hidra, la constelación más grande, ocupa 1303 grados cuadrados, mientras que la Cruz del Sur cubre solo 68, y aun así aparece en las banderas de Australia, Nueva Zelanda, Brasil, Papúa Nueva Guinea y Samoa.

¿Sabías que el Sol pasa cada año más tiempo en Ofiuco, el Serpentario, que en el vecino Escorpio, y que sin embargo Ofiuco nunca ha sido un signo del zodiaco?

Otras culturas dividieron el mismo cielo de otra manera. Los aborígenes australianos ven el Emú del Cielo en las franjas oscuras de polvo de la Vía Láctea, de la Cruz del Sur a Escorpio, y su posición a lo largo del año marcaba la temporada de recoger huevos de emú. La astronomía china clásica dividía el firmamento en unos 283 asterismos. Las 88 regiones oficiales son una convención, pero valiosísima: el código postal de la astronomía, y lo primero que aprende cualquiera que quiera orientarse en la oscuridad.

Por qué gira el cielo

Todas las estrellas salen por el este y se ponen por el oeste, y sin embargo nada se mueve en el cielo nocturno. Es la Tierra la que gira de oeste a este, y nosotros con ella. Medida respecto a las estrellas lejanas, una vuelta dura 23 horas, 56 minutos y 4 segundos: es el día sidéreo. El familiar día solar de 24 horas es unos cuatro minutos más largo porque la Tierra avanza también cerca de un grado en su órbita cada día y debe girar un poco más para devolver el Sol al mismo lugar. Por eso cada estrella sale unos cuatro minutos antes cada noche, dos horas al mes, y los cielos de invierno y de verano muestran constelaciones diferentes.

Las velocidades asombran. Un punto del ecuador viaja a unos 1670 kilómetros por hora, y Madrid, a 40,4° de latitud, a unos 1270. El cielo gira, pues, 15° cada hora. Si se deja abierto el obturador de una cámara, las estrellas dibujan trazos estelares, arcos concéntricos alrededor del polo celeste, y la Polar deja el más corto de todos. Las estrellas lo bastante cercanas al polo nunca se ponen: desde la península, la Osa Mayor y Casiopea son circumpolares y se ven cualquier noche despejada del año.

Durante casi toda la historia, la lectura obvia fue la contraria: una Tierra quieta bajo un cielo giratorio. La prueba directa llegó en 1851, cuando el físico francés Léon Foucault colgó una bola de 28 kilos de un cable de 67 metros bajo la cúpula del Panteón de París. Un péndulo en oscilación mantiene fijo su plano en el espacio, así que era el suelo el que giraba debajo. En París, el plano avanzaba en el sentido de las agujas del reloj unos 11° por hora y completaba la vuelta en unas 32 horas. En el polo norte tardaría un día sidéreo; en el ecuador no giraría en absoluto. Ese mismo giro hace que los huracanes roten en sentido antihorario al norte del ecuador y en sentido horario al sur.

Hoy la rotación terrestre se sigue con precisión de fracciones de milisegundo gracias a radiotelescopios que cronometran cuásares lejanos, y los datos muestran que el planeta se frena. Las mareas que levanta la Luna actúan como un freno y alargan el día unos 1,8 milisegundos por siglo; antiguos registros de eclipses babilonios y chinos confirman esa deriva. Los relojes han necesitado 27 segundos intercalares desde 1972, ninguno desde 2016, y los responsables de la hora mundial han acordado dejar de añadirlos antes de 2035.

¿Sabías que unos corales fósiles de hace unos 380 millones de años formaban unas 400 capas diarias de crecimiento al año, de modo que entonces un día duraba solo unas 22 horas?

El cielo que gira explica la noche misma, el ritmo de salidas y puestas que cuentan todos los calendarios y las estrellas circumpolares que guiaron a los marinos de vuelta a casa. Allá arriba nada gira a nuestro alrededor. El tiovivo somos nosotros.

Las estaciones

Las estaciones existen porque la Tierra está inclinada. Su eje de rotación se aparta 23,4° de la vertical respecto al plano de su órbita, y apunta siempre en la misma dirección del espacio, hacia la Polar, durante todo el año. En junio, el hemisferio norte se inclina hacia el Sol; seis meses después, al otro lado de la órbita, le toca al hemisferio sur. La inclinación cambia dos cosas a la vez: cuánto sube el Sol y cuánto tiempo permanece en el cielo.

Ambas importan. A mediodía, en Londres, el Sol alcanza unos 62° sobre el horizonte en el solsticio de junio y solo unos 15° en diciembre. Un Sol invernal bajo reparte el mismo haz de luz sobre más del triple de terreno que en junio, y su luz atraviesa más atmósfera. Londres tiene además unas 16 horas y 38 minutos de luz en pleno verano frente a unas 7 horas y 50 minutos en pleno invierno. Más horas de luz intensa hacen el verano; menos horas de luz débil y oblicua, el invierno.

El mito más extendido dice que el verano llega cuando estamos más cerca del Sol. En realidad, la Tierra alcanza el perihelio, su punto más cercano, hacia el 3 de enero, a 147,1 millones de kilómetros, y el afelio, el más lejano, hacia el 4 de julio, a 152,1 millones. Esa variación del 3 % en la distancia altera la luz solar solo un 7 % aproximadamente, y si la distancia mandara, ambos hemisferios tendrían verano a la vez. La segunda ley de Kepler añade un matiz: la Tierra va más deprisa cerca del perihelio, así que la mitad estival del año boreal, del equinoccio de marzo al de septiembre, dura unos 186 días, y la austral, unos 179.

El año tiene cuatro momentos clave. En los solsticios, hacia el 21 de junio y el 21 de diciembre, el Sol de mediodía queda en el cenit del trópico de Cáncer o de Capricornio, a 23,4° del ecuador, y más allá de los círculos polares no se pone o no sale; en los polos, cada día y cada noche duran unos seis meses. En los equinoccios, hacia el 20 de marzo y el 22 de septiembre, el día y la noche son casi iguales en todas partes. Los constructores antiguos fijaron esos instantes en piedra: Stonehenge está alineado con la salida del Sol en el solsticio de verano y su puesta en el de invierno, y en Newgrange, en Irlanda, una tumba construida hacia el 3200 a. C., el amanecer del solsticio de invierno entra por un pasillo hasta la cámara interior.

¿Sabías que Urano está inclinado 98°, de modo que rueda alrededor del Sol tumbado de lado y cada polo recibe unos 42 años de luz continua seguidos de 42 años de noche?

Ni siquiera la inclinación terrestre es fija. Oscila entre 22,1° y 24,5° en unos 41 000 años, uno de los lentos ritmos orbitales identificados por Milutin Milanković que marcan el compás de las glaciaciones, y nuestra gran Luna mantiene pequeño ese bamboleo. Unos pocos grados de inclinación deciden cuándo se siembra, cuándo migran las aves y cuándo vuelve el hielo. Es la inclinación, y no la distancia, la que escribe el calendario.

Las fases de la Luna

La Luna no tiene luz propia. Refleja alrededor del 12 % de la luz solar que recibe, lo que la hace casi tan oscura como el asfalto gastado; solo parece brillante sobre el negro del cielo. En todo momento el Sol ilumina exactamente la mitad de ella. Lo que cambia a lo largo del mes es qué parte de esa mitad iluminada mira hacia la Tierra, y eso es todo lo que es una fase.

El ciclo va de una luna nueva a la siguiente en 29,53 días: es el mes sinódico. En realidad, la Luna completa una órbita respecto a las estrellas en 27,32 días, pero entretanto la Tierra ha avanzado por su propia órbita y la Luna necesita unos dos días más para volver a alinearse con el Sol. En luna nueva está más o menos entre nosotros y el Sol y se pierde en su resplandor. Sigue un fino creciente en el cielo del oeste al atardecer; el cuarto creciente, medio iluminado, sale hacia el mediodía y está alto a la puesta del Sol; la gibosa creciente engorda hasta la luna llena, opuesta al Sol, que sale al anochecer y permanece toda la noche. Después la secuencia se invierte: gibosa menguante, cuarto menguante, que sale hacia la medianoche, y un creciente menguante al alba.

Un mito persistente afirma que las fases son la sombra de la Tierra sobre la Luna. No lo son: nuestra sombra solo alcanza la Luna durante un eclipse lunar. Otro dice que la Luna tiene una cara siempre oscura. Tiene una cara oculta, porque las fuerzas de marea han acoplado su rotación a su órbita de 27,3 días y por eso siempre nos muestra la misma cara; pero la cara oculta recibe tanta luz como la otra. La fotografió por primera vez la sonda soviética Luna 3 en octubre de 1959, la china Chang'e 4 se posó allí en enero de 2019 y Chang'e 6 trajo las primeras muestras de esa cara en junio de 2024. Un suave balanceo llamado libración nos permite ver, con el tiempo, alrededor del 59 % de su superficie.

Mire una luna creciente tras la puesta del Sol y verá que el resto del disco suele brillar débilmente. Leonardo da Vinci explicó esta luz cenicienta en su cuaderno conocido como Códice Leicester, hacia 1510: es luz solar reflejada por la Tierra, que vista desde la Luna estaría casi llena cuando a nosotros la Luna nos parece fina. ¿Cómo conocemos tan bien la distancia a la Luna? Desde 1969, varios observatorios disparan láseres a los reflectores que dejaron el Apolo 11, el 14 y el 15 y cronometran los ecos, midiendo los 384 400 kilómetros de media con precisión de milímetros.

¿Sabías que esos ecos láser muestran que la Luna se aleja de la Tierra unos 3,8 centímetros al año, más o menos lo que crecen tus uñas?

Las fases fueron el primer reloj de la humanidad. La palabra mes comparte raíz indoeuropea con el inglés moon y el alemán Mond; el calendario islámico sigue rigiéndose por doce meses lunares de unos 354 días, y las fechas de la Pascua cristiana, la Pascua judía y el Año Nuevo chino las fija la Luna. Las mareas más fuertes llegan cerca de la luna nueva y la llena. La Luna solo cambia de forma vista desde aquí. Geometría que se hace visible cada noche.

Los eclipses

Un eclipse ocurre cuando el Sol, la Tierra y la Luna quedan en línea recta. En un eclipse solar, la Luna pasa por delante del Sol, algo que solo puede suceder en luna nueva. En un eclipse lunar, la sombra de la Tierra cae sobre la Luna, lo que solo ocurre en luna llena. No los hay cada mes porque la órbita lunar está inclinada unos 5° respecto a la terrestre, de modo que los tres cuerpos solo se alinean cuando una luna nueva o llena coincide cerca de uno de los dos puntos de cruce, los nodos. Estas temporadas de eclipses vuelven cada 173 días aproximadamente y dan entre cuatro y siete eclipses de ambos tipos al año.

Los eclipses totales de Sol dependen de una coincidencia. El Sol es unas 400 veces más ancho que la Luna y está, por término medio, unas 390 veces más lejos, así que ambos discos parecen casi del mismo tamaño. Cuando la Luna está cerca de su punto más lejano, es algo pequeña para tapar el Sol y deja un anillo deslumbrante: un eclipse anular. Cuando encaja, su sombra más oscura, la umbra, recorre el suelo en una franja que suele medir menos de 270 kilómetros de ancho a bastante más de 1700 kilómetros por hora. En un mismo lugar, la totalidad dura como mucho unos siete minutos y medio; la más larga de este siglo, el 22 de julio de 2009, ofreció 6 minutos y 39 segundos. El 12 de agosto de 2026 la totalidad cruzó Groenlandia, Islandia y el norte de España, la primera vista desde la España peninsular desde 1905, y el 2 de agosto de 2027 Luxor, en Egipto, la disfrutará más de seis minutos. El Reino Unido tendrá que esperar hasta el 23 de septiembre de 2090.

Un eclipse lunar es más suave y puede verse sin peligro a simple vista. La totalidad puede durar más de hora y media, y la Luna rara vez desaparece: se vuelve de color cobrizo, porque la atmósfera terrestre desvía la luz del Sol hacia la sombra y filtra el azul. Ese brillo rojizo es, en cierto modo, todos los amaneceres y atardeceres de la Tierra a la vez. Un eclipse solar, en cambio, debe observarse con filtros certificados, salvo durante los breves instantes de la totalidad.

Los eclipses llevan siglos sirviendo de laboratorio. Los astrónomos babilonios descubrieron el saros, un ciclo de 18 años, 11 días y 8 horas tras el cual los eclipses se repiten. Durante un eclipse en la India en 1868, el francés Jules Janssen registró en el espectro de las protuberancias solares una línea amarilla que Norman Lockyer atribuyó a un elemento nuevo, el helio. En 1919, expediciones dirigidas por Arthur Eddington y Frank Dyson fotografiaron desde Príncipe y Sobral estrellas junto al Sol eclipsado y comprobaron que su luz se curvaba como predecía la relatividad general de Einstein. La totalidad revela también la corona, la atmósfera exterior del Sol, a entre uno y tres millones de grados.

¿Sabías que en 1973 un prototipo del Concorde persiguió la sombra de la Luna sobre África y regaló a los científicos de a bordo 74 minutos de totalidad?

La coincidencia no durará. La Luna se aleja 3,8 centímetros al año, y dentro de varios cientos de millones de años será demasiado pequeña para tapar el Sol. Nos ha tocado vivir en la era de los eclipses totales, el mayor espectáculo gratuito de la naturaleza.

Brillo estelar y magnitud

Los astrónomos clasifican el brillo con una escala inventada hace más de dos mil años. Hacia el 130 a. C., según la tradición, el astrónomo griego Hiparco dividió las estrellas visibles en seis clases, las más brillantes de «primera magnitud» y las más débiles de «sexta»; Ptolomeo conservó el sistema en el Almagesto. De ahí nace la escala de magnitud aparente, que funciona al revés: cuanto menor es el número, más brillante es el objeto, y los más brillantes tienen valores negativos.

En 1856 el astrónomo inglés Norman Pogson hizo exacta la escala. Observó que una estrella de primera magnitud es unas cien veces más brillante que una de sexta y definió cinco magnitudes como un factor de 100 exacto, de modo que cada peldaño equivale a un factor de unos 2,512. La escala es logarítmica, lo que encaja con un cielo de contrastes enormes, y refleja aproximadamente cómo juzgan el brillo nuestros ojos.

En esta escala, el Sol tiene −26,7 y la luna llena −12,7: una diferencia de 14 magnitudes, lo que significa que el Sol brilla unas 400 000 veces más que la luna llena. Venus llega a −4,9 en su mejor momento, Júpiter a −2,9 y Sirio, la estrella más brillante del cielo nocturno, a −1,46. La Polar, en torno a +2,0, es solo la 48.ª estrella más brillante, pese a su fama. El límite a simple vista bajo un cielo realmente oscuro ronda +6 o +6,5. El Campo Ultraprofundo del Hubble y las imágenes más profundas del JWST alcanzan aproximadamente +30, unos cuatro mil millones de veces más débil que la estrella más tenue que puede verse a ojo.

La magnitud aparente mezcla dos cosas: la potencia real de una estrella y su distancia. Por eso los astrónomos usan también la magnitud absoluta, el brillo que tendría una estrella situada a una distancia estándar de 10 pársecs, unos 32,6 años luz. La magnitud absoluta del Sol es +4,8, lo que lo convertiría en una estrella tenue y corriente; la de Rigel ronda −7, decenas de miles de veces más luminosa. Las estrellas, además, cambian. Entre finales de 2019 y febrero de 2020, Betelgeuse pasó de aproximadamente +0,5 a cerca de +1,6 en lo que se llamó el Gran Oscurecimiento; imágenes del Hubble y del Very Large Telescope lo atribuyeron a una nube de polvo expulsada por la estrella.

¿Sabías que Vega se usó durante mucho tiempo como punto cero de la escala, y que por eso el puñado de estrellas que la superan, encabezadas por Sirio, Canopo y Arturo, tienen magnitudes negativas?

La medida pasó del ojo a las placas fotográficas, en las que Henrietta Swan Leavitt descubrió en Harvard, en 1912, que ciertas estrellas pulsantes revelan su luminosidad real, y de ahí a los detectores electrónicos. Gaia midió el brillo de casi dos mil millones de estrellas, y el satélite TESS de la NASA vigila caídas de una fracción de punto porcentual cuando un planeta pasa por delante de su estrella. Combine el brillo de una estrella con su distancia y sabrá cuánta energía emite: el primer paso para medir el universo. Hiparco ordenó el cielo a ojo; nosotros solo hemos hecho precisa su clasificación.

Años luz

Un año luz es una distancia, no un periodo de tiempo, diga lo que diga la ciencia ficción. La luz viaja en el vacío a 299 792,458 kilómetros por segundo y en un año recorre unos 9,46 billones de kilómetros. Los astrónomos profesionales suelen preferir el pársec, unos 3,26 años luz, que procede directamente de la geometría usada para medir distancias estelares.

La idea se apoya en dos descubrimientos. En 1676 el astrónomo danés Ole Rømer, que trabajaba en París, observó que los eclipses de Ío, la luna de Júpiter, llegaban más tarde de lo previsto cuando Júpiter estaba más lejos de la Tierra. Concluyó que la luz tarda en viajar: la primera prueba de que su velocidad es finita. El segundo paso fue medir las estrellas. En 1838 Friedrich Bessel detectó la paralaje de la estrella 61 Cygni, el diminuto desplazamiento de su posición a medida que la Tierra gira alrededor del Sol, y calculó una distancia de unos 10 años luz; el valor moderno es 11,4. Desde 1983 el propio metro se define a partir de la velocidad de la luz, y el satélite Gaia ha medido la paralaje de unos 1500 millones de estrellas.

Como la luz tarda en llegar, toda vista del cielo es una vista del pasado. La Luna está a 1,3 segundos luz y el Sol a 8 minutos y 20 segundos: si el Sol desapareciera, no lo sabríamos hasta pasados más de ocho minutos. Las señales de Neptuno tardan unas cuatro horas, y la Voyager 1, la nave más lejana, debe superar la distancia de un día luz de la Tierra hacia finales de 2026. Próxima Centauri, la estrella más cercana después del Sol, está a 4,24 años luz. Vemos Betelgeuse tal como era hace unos 550 años; si ya ha estallado, la noticia aún viene de camino. El centro de la Vía Láctea está a unos 26 000 años luz.

La galaxia de Andrómeda, apenas visible a simple vista en una noche oscura de otoño, está a unos 2,5 millones de años luz. La luz que llega a su ojo partió de allí más o menos cuando aparecían en África los primeros miembros de nuestro género, Homo. Los telescopios estiran mucho más la distancia: en 2025 el JWST confirmó una galaxia llamada MoM-z14, vista tal como era solo unos 280 millones de años después del Big Bang, con una luz que ha viajado durante más de 13 500 millones de años.

¿Sabías que el borde del universo observable está a unos 46 000 millones de años luz, mucho más de lo que sugiere su edad de 13 800 millones de años, porque el espacio siguió estirándose mientras la luz viajaba?

Ese estiramiento hace que, para los objetos más lejanos, la pregunta «¿a qué distancia está?» tenga varias respuestas, y los astrónomos especifican cuál usan. Para la observación cotidiana, sin embargo, el principio es sencillo. Un telescopio es una máquina del tiempo, y el cielo nocturno una galería del pasado en la que cada estrella es una postal enviada hace mucho.

Observar sin telescopio

El mejor instrumento para el cielo nocturno es el que ya tiene, siempre que le dé tiempo. Al salir de una habitación iluminada, las pupilas se dilatan en segundos, de unos 2 milímetros hasta 7 en los ojos jóvenes. El cambio de verdad es más lento, y químico. Los bastones de la retina regeneran su pigmento sensible a la luz, la rodopsina, en 20 o 30 minutos, hasta que el ojo es aproximadamente un millón de veces más sensible que a plena luz del día. Una sola mirada a la pantalla brillante del móvil deshace casi todo el trabajo; por eso los observadores llevan una linterna roja tenue: los bastones apenas responden al rojo intenso.

El ojo tiene otra peculiaridad. Su centro, la fóvea, está repleto de conos que perciben el color y no tiene ningún bastón, así que los objetos débiles pueden desaparecer si se miran de frente. Los bastones son más densos a unos 20° del centro, y el truco de la visión lateral, mirar un poco hacia un lado, puede hacer que una mancha tenue aparezca de golpe. Así es como casi todo el mundo ve por primera vez la galaxia de Andrómeda, M31, de magnitud 3,4. La misma paciencia muestra la nebulosa de Orión, M42, como un resplandor en la espada de Orión, y separa las Pléyades, M45, en seis o siete estrellas.

Desde un lugar realmente oscuro se ven a la vez unos pocos miles de estrellas, de las unas 9000 lo bastante brillantes para el ojo desnudo en todo el cielo. Cinco planetas se conocen desde la Antigüedad, Mercurio, Venus, Marte, Júpiter y Saturno, que vagan entre los dibujos fijos. Las lluvias de meteoros no necesitan ningún equipo: las Perseidas alcanzan su máximo hacia el 12 de agosto y las Gemínidas hacia el 14 de diciembre, cada una con más de 100 meteoros por hora en condiciones ideales. La Estación Espacial Internacional cruza el cielo en pocos minutos, a menudo rivalizando con Venus en brillo, y miles de satélites más surcan ahora el cielo del anochecer.

El gran enemigo es la luz artificial. En 2016, el Atlas mundial del brillo artificial del cielo nocturno, elaborado por Fabio Falchi y sus colegas, concluyó que la Vía Láctea está oculta para más de un tercio de la humanidad. Un estudio de ciencia ciudadana dirigido por Christopher Kyba, con observaciones del proyecto Globe at Night, halló que el cielo se volvió alrededor de un 10 % más brillante cada año entre 2011 y 2022. Los observadores califican su cielo con la escala de Bortle, de nueve niveles, publicada por John Bortle en 2001: desde la clase 1, en la que la Vía Láctea proyecta sombras, hasta la clase 9, el centro de una ciudad donde solo quedan unas pocas docenas de estrellas. Los lugares protegidos resisten: el parque forestal de Galloway se convirtió en 2009 en el primer parque de cielo oscuro del Reino Unido, y Sark en la primera isla de cielo oscuro del mundo en 2011.

¿Sabías que el mismo atlas de 2016 calculó que casi el 80 % de los norteamericanos y alrededor del 60 % de los europeos ya no pueden ver la Vía Láctea desde casa?

La astronomía a simple vista no exige dinero, ni equipo, ni títulos: solo un lugar oscuro, veinte minutos y una carta celeste. Así empezaron todos los astrónomos de la historia. El cielo premia a quien, sencillamente, sigue mirando.

Los primeros astrónomos

Mucho antes de que alguien puliera una lente, la gente ya medía el cielo con piedras, sombras y paciencia. Los primeros astrónomos fueron campesinos, sacerdotes y escribas que necesitaban saber cuándo sembrar, cuándo crecería el río y cuándo los dioses podrían oscurecer el Sol. Sus instrumentos eran el horizonte y una larga memoria, y el resultado fue la primera ciencia exacta de la humanidad.

En Stonehenge, levantado por etapas a partir de hacia 2500 a. C., el eje principal apunta en un sentido a la salida del Sol en el solsticio de verano y en el otro a su puesta en el de invierno. La creencia popular atribuye la obra a los druidas, que llegaron unos dos mil años tarde. En Egipto, la Gran Pirámide de Keops, construida hacia 2560 a. C., está orientada a los puntos cardinales con un error de unos cuatro minutos de arco, probablemente gracias a las estrellas que giran en torno al polo, y el calendario civil de 365 días se ligaba al orto helíaco de Sirio, que anunciaba la crecida del Nilo. En Alemania, el disco celeste de Nebra, enterrado hacia 1600 a. C., muestra en oro sobre bronce el Sol, la Luna y lo que parecen las Pléyades.

Fue en Babilonia donde la astronomía se volvió aritmética. Desde 652 a. C., los escribas llevaron los Diarios astronómicos, registros nocturnos de la Luna, los planetas y el tiempo mantenidos durante seis siglos. De ellos salió el saros, un ciclo de 223 meses lunares, unos 18 años, 11 días y 8 horas, tras el cual los eclipses se repiten de forma parecida. Los griegos heredaron esos cálculos, y el mecanismo de Anticitera, una calculadora de bronce del tamaño de una caja de zapatos rescatada de un naufragio en 1901 y fechada por lo general en el siglo II o I a. C., los convirtió en engranajes: un dial del saros, un calendario de 19 años y una aguja para las fases lunares.

En China, los astrónomos de la corte observaban el cielo como asunto de Estado. Los huesos oraculares de la dinastía Shang, de hacia 1200 a. C., registran eclipses, y en 1054 los astrónomos Song anotaron una «estrella invitada» visible de día durante 23 días. Sus restos forman la nebulosa del Cangrejo, M1, que aún se expande a unos 1500 kilómetros por segundo. Al otro lado del Atlántico, los mayas seguían a Venus. El Códice de Dresde usa un ciclo de 584 días frente a una media real de 583,92, con correcciones que mantuvieron sus tablas al día durante siglos, y la torre redonda de El Caracol, en Chichén Itzá, tiene ventanas que parecen alinearse con los puntos extremos del ocaso del planeta.

¿Sabías que el mecanismo de Anticitera tenía al menos 30 engranajes de bronce y que no se conoce nada de complejidad mecánica comparable, en ningún lugar, hasta más de mil años después?

Lo sabemos por las propias piedras, medidas con teodolito y hoy con escáneres láser; por miles de tablillas astronómicas de arcilla, muchas en el Museo Británico; y por las radiografías de los fragmentos de Anticitera realizadas en 2005. El calendario de tu móvil sigue basado en un año y un mes que alguien midió primero a simple vista. El cielo fue nuestro primer reloj, y nunca hemos dejado de leerlo.

El universo de Ptolomeo

Durante unos catorce siglos, el mejor mapa del firmamento nos situó en su centro. Claudio Ptolomeo, que trabajaba en la Alejandría romana hacia el año 150 d. C., reunió siglos de observaciones griegas y babilónicas en un único tratado, la Sintaxis matemática. Su título árabe, al-maŷisti, «el más grande», dio el latino Almagesto, lo que dice mucho de la estima que se le tenía.

La Tierra reposaba inmóvil en el centro. A su alrededor giraban, por orden, la Luna, Mercurio, Venus, el Sol, Marte, Júpiter y Saturno, y más allá las estrellas fijas. El problema es que los planetas se portan mal: cada 26 meses, más o menos, Marte frena, se detiene y retrocede sobre el fondo de estrellas unas diez semanas antes de reanudar la marcha. La respuesta de Ptolomeo fue geométrica. Cada planeta recorría un pequeño círculo, el epiciclo, cuyo centro viajaba por otro mayor, el deferente. La Tierra quedaba algo desplazada del centro del deferente, y el epiciclo avanzaba a ritmo constante no alrededor de la Tierra, sino de un tercer punto, el ecuante. Los círculos sobre círculos producían bucles y velocidades cambiantes, y las tablas coincidían con el cielo con un margen de un grado durante siglos.

El Almagesto contenía también un catálogo de 1022 estrellas en 48 constelaciones, con brillos en una escala de seis grados que sobrevive, refinada, en el sistema moderno de magnitudes. Ptolomeo se apoyó en Hiparco, tres siglos anterior, y los historiadores aún debaten cuánto tomó de él. En sus Hipótesis planetarias encajó las esferas unas en otras y situó el borde del cosmos a unos 20 000 radios terrestres, unos 130 millones de kilómetros: inmenso para la Antigüedad, pero menos que la verdadera distancia entre la Tierra y el Sol.

El libro sobrevivió porque otros lo apreciaron. Traducido al árabe en el Bagdad del siglo IX, lo revisaron y mejoraron astrónomos como al-Battani, que afinó la duración del año, y más tarde Nasir al-Din al-Tusi en Maragha e Ibn al-Shatir en Damasco, cuyos recursos para eliminar el ecuante reaparecen, asombrosamente parecidos, en Copérnico. La traducción latina de Gerardo de Cremona, hecha en Toledo hacia 1175 a partir del árabe, lo devolvió a las universidades europeas.

Conviene jubilar dos mitos. Los sabios medievales no creían que la Tierra fuera plana: Ptolomeo da argumentos a favor de una Tierra esférica, y la Europa culta los aceptaba. Tampoco se apilaron «epiciclos sobre epiciclos» antes de Copérnico; casi todas las tablas usaban uno por planeta.

¿Sabías que el modelo de Ptolomeo predecía tan bien las posiciones planetarias que, cuando apareció en 1543 el sistema heliocéntrico de Copérnico, sus tablas no eran claramente más precisas?

Ptolomeo se equivocó en el centro y acertó en el método: describir el cielo con matemáticas, contrastar el modelo con la observación y publicar tablas que otros pudieran comprobar. Cuando Marte retrocede entre las estrellas, más o menos cada dos años, contemplamos el mismo enigma que él resolvió. Un error útil puede durar catorce siglos.

El giro copernicano

En mayo de 1543, un libro impreso en Núremberg llegó a manos de un canónigo moribundo en Frombork, en la costa báltica de Polonia. De revolutionibus orbium coelestium, «Sobre las revoluciones de las esferas celestes», de Nicolás Copérnico, ponía el Sol en el centro y hacía de la Tierra un planeta más, que gira sobre sí misma cada día y alrededor del Sol cada año. La tradición, basada en una carta de su amigo Tiedemann Giese, cuenta que vio el primer ejemplar impreso el día de su muerte.

La idea no era nueva. Aristarco de Samos había propuesto un sistema centrado en el Sol hacia 270 a. C., conocido sobre todo por un comentario de Arquímedes, y Copérnico había hecho circular un breve esbozo, el Commentariolus, hacia 1514. Lo que por fin publicó fue un sistema matemático completo, al que le empujó un joven matemático de Wittenberg, Georg Joachim Rheticus. El movimiento retrógrado dejó de ser una propiedad de los planetas para convertirse en un efecto de perspectiva: la Tierra, en su carril interior más rápido, adelanta a Marte cada 26 meses aproximadamente, y Marte parece retroceder, como un coche más lento al que se adelanta en la autopista.

La nueva disposición dio además una escala. Como Mercurio y Venus nunca se apartan del Sol más de unos 28 y 47 grados, deben orbitar por dentro de la Tierra, y con esos ángulos Copérnico calculó la distancia de cada planeta en unidades terrestres. Sus valores, Venus a 0,72, Marte a 1,52 y Júpiter a 5,22, se acercan a los modernos. Por primera vez el sistema solar tenía proporciones, no solo un orden.

La precisión fue otro asunto. Copérnico conservó los círculos perfectos y siguió necesitando pequeños epiciclos, así que sus tablas no superaban a las de Ptolomeo. Quedaba además una objeción seria: si la Tierra se mueve, las estrellas cercanas deberían oscilar a lo largo del año, y nadie lo veía. Su respuesta, que las estrellas están inmensamente lejos, era correcta. El descubrimiento de la aberración de la luz por James Bradley en 1729 dio una prueba directa del movimiento terrestre, y en 1838 Friedrich Bessel midió el primer paralaje estelar: 61 Cygni se desplaza alrededor de un tercio de segundo de arco, el ancho de una moneda vista a más de diez kilómetros.

¿Sabías que los restos de Copérnico, enterrado sin lápida en la catedral de Frombork, se identificaron en 2008 al comparar el ADN de un cráneo con unos cabellos hallados en un libro que le había pertenecido?

Un prólogo anónimo del teólogo Andreas Osiander presentaba la obra como una herramienta de cálculo y no como una descripción de la realidad, y el libro circuló sin escándalo durante décadas; la Iglesia católica no lo incluyó en el Índice hasta 1616, «hasta que se corrija». La idea que lanzó, que no ocupamos un lugar privilegiado, se ha confirmado una y otra vez: el Sol es una estrella corriente y la Vía Láctea, una galaxia entre cientos de miles de millones. Cada vez que Marte retrocede entre las estrellas, estás viendo cómo la Tierra lo adelanta. Al perder el centro, ganamos el universo.

El telescopio de Galileo

El telescopio no lo inventó Galileo. En octubre de 1608, el óptico Hans Lipperhey, de Middelburg, pidió a los Estados Generales neerlandeses una patente para un tubo que acercaba los objetos lejanos; otros reclamaron lo mismo y la patente fue denegada. Galileo Galilei, profesor de matemáticas en Padua, oyó la noticia en 1609, dedujo la óptica por su cuenta y se puso a tallar lentes: primero de unos tres aumentos, luego de ocho o nueve y, a finales de año, de unos veinte.

Su primer cliente fue la República de Venecia. En agosto de 1609 mostró a los senadores, desde el campanario de San Marcos, un instrumento de ocho o nueve aumentos con el que se divisaban los barcos horas antes de que llegaran a puerto, y le duplicaron el sueldo. Después apuntó el tubo hacia arriba. El diseño era sencillo: un objetivo convexo concentraba la luz hacia un foco situado a cerca de un metro, y un ocular cóncavo la interceptaba para dar una imagen derecha y aumentada. El campo de visión era minúsculo, un cuarto de grado, la mitad de la Luna llena, y el vidrio estaba lleno de burbujas.

En el Sidereus Nuncius, «El mensajero sideral», publicado en Venecia en marzo de 1610, describió una Luna con montañas, cráteres y llanuras, cuyas alturas estimó por sus sombras; miles de estrellas invisibles a simple vista; una Vía Láctea resuelta en innumerables estrellas débiles; y, desde el 7 de enero de 1610, cuatro «estrellas» junto a Júpiter que cambiaban de sitio noche tras noche. Eran lunas, hoy llamadas Ío, Europa, Ganímedes y Calisto, nombres propuestos por Simon Marius. He aquí un centro de movimiento que no era la Tierra.

A finales de 1610 llegó el golpe a Ptolomeo: Venus muestra todas las fases, pequeña y casi llena cuando está lejos, al otro lado del Sol, y grande y en creciente cuando está cerca. En el esquema de Ptolomeo, Venus nunca podría verse llena, así que debe girar alrededor del Sol, aunque las fases también encajan con el compromiso de Tycho Brahe, en el que es el Sol el que gira alrededor de la Tierra. Galileo siguió además las manchas solares, como hicieron por las mismas fechas Thomas Harriot, Christoph Scheiner y Johannes Fabricius.

¿Sabías que el inglés Thomas Harriot dibujó la Luna a través de un telescopio el 26 de julio de 1609, meses antes que Galileo, pero nunca publicó sus dibujos?

Los problemas llegaron después. El Diálogo sobre los dos máximos sistemas del mundo, de 1632, le valió un juicio en 1633 y arresto domiciliario en Arcetri hasta su muerte en 1642; el famoso «y sin embargo se mueve» es casi con seguridad una leyenda. En 1992, el papa Juan Pablo II reconoció oficialmente el error de la Iglesia. Dos de sus telescopios se conservan en el Museo Galileo de Florencia, y la NASA bautizó con su nombre una sonda a Júpiter. Hoy unos prismáticos bien sujetos muestran esas mismas cuatro lunas desde un jardín. En 1610 no cambió el cielo, sino las pruebas: desde entonces, el ocular sería el tribunal de apelación.

Las leyes de Kepler

Johannes Kepler tenía la teoría; Tycho Brahe, los números. Desde su observatorio de Uraniborg, en la isla de Ven, entre Dinamarca y Suecia, Tycho midió durante dos décadas, a partir de 1576, las posiciones de los planetas con cuadrantes y sextantes gigantes, con un margen de uno o dos minutos de arco: lo mejor jamás logrado a simple vista. En 1600 Kepler se unió a él en Praga. Dieciocho meses después Tycho había muerto, y Kepler heredó los datos, pese a la oposición de sus herederos.

Le habían asignado Marte, el planeta cuya trayectoria más se aleja de un círculo. Kepler llamó a la campaña su «guerra con Marte» y llenó cientos de páginas de cálculos. Su mejor modelo circular aún fallaba hasta en ocho minutos de arco, una cuarta parte del diámetro lunar, y los datos de Tycho eran mejores que eso. En lugar de amañarlo, Kepler abandonó el círculo. El resultado, publicado en Astronomia nova en 1609, fueron dos leyes: los planetas describen elipses con el Sol en uno de sus focos, y la línea que une el Sol con un planeta barre áreas iguales en tiempos iguales, de modo que el planeta va más rápido en el perihelio, su punto más cercano, y más despacio en el afelio.

Esas elipses son sutiles. La excentricidad de la Tierra es de solo 0,017: estamos a unos 147,1 millones de kilómetros del Sol a principios de enero y a 152,1 millones a principios de julio, de modo que el invierno boreal coincide con nuestra máxima cercanía, prueba de que las estaciones dependen de la inclinación y no de la distancia. La Tierra se mueve a unos 30,3 kilómetros por segundo en el perihelio y a 29,3 en el afelio, por lo que el invierno boreal dura unos días menos que el verano. Marte, con una excentricidad de 0,093, era lo bastante descentrado como para delatar al círculo.

En Harmonices Mundi, de 1619, Kepler halló una tercera ley que unía a los planetas: el cuadrado del periodo en años es igual al cubo de la distancia media en unidades astronómicas. Júpiter, a 5,20 unidades, tarda 11,86 años, y tanto 5,20 al cubo como 11,86 al cuadrado dan unos 141. Kepler no sabía por qué, pero la regularidad pedía a gritos una causa física, que aportaría Newton. Sus Tablas rudolfinas, de 1627, superaban con mucho a todas las anteriores y predijeron un tránsito de Mercurio ante el Sol en 1631, que Pierre Gassendi observó en París.

¿Sabías que las leyes de Kepler rigen los cerca de 6000 exoplanetas confirmados y que el telescopio espacial Kepler de la NASA, lanzado en 2009, descubrió más de 2600 de ellos?

La vida de Kepler fue dura: perdió a su esposa y a varios hijos y pasó años defendiendo a su madre de una acusación de brujería. Aun así, cada satélite en órbita y cada sonda que viaja entre los planetas sigue sus elipses en primera aproximación. Ocho minutos de arco, una mente obstinada y la verdadera forma del cielo.

La gravedad de Newton

Kepler describió cómo se mueven los planetas; Isaac Newton explicó por qué. En los Philosophiae Naturalis Principia Mathematica, publicados en Londres en 1687 a costa de su amigo Edmond Halley, Newton enunció tres leyes del movimiento y una ley de gravitación universal: toda masa atrae a cualquier otra con una fuerza proporcional al producto de sus masas y que disminuye con el cuadrado de la distancia que las separa.

La manzana es una anécdota real, que el propio Newton contó ya anciano a William Stukeley, pero no le cayó en la cabeza, y la idea maduró durante dos décadas, no en una tarde en Woolsthorpe durante los años de peste de 1665 y 1666. El paso clave fue la prueba de la Luna. La Luna está a unos 60 radios terrestres, así que, si la gravedad se debilita con el cuadrado de la distancia, debe sentir una atracción 3600 veces menor que la manzana. Una manzana cae 4,9 metros en el primer segundo; la Luna, al curvarse alrededor de la Tierra, cae hacia nosotros unos 1,4 milímetros cada segundo. Las cifras cuadran.

De esa única ley Newton dedujo las tres leyes de Kepler, explicó las mareas por la atracción desigual de la Luna y el Sol y predijo que una Tierra en rotación debía estar ensanchada en el ecuador, como confirmaron después las expediciones francesas a Laponia y Perú; el radio ecuatorial supera al polar en unos 21 kilómetros. Su experimento mental del cañón en la cima de una montaña mostró por qué la Luna nunca cae: dispara lo bastante rápido, a unos 7,9 kilómetros por segundo cerca de la superficie, y el suelo se curva tan deprisa como cae la bala.

Después la ley empezó a predecir. Halley la usó para defender que los cometas de 1531, 1607 y 1682 eran un mismo objeto y anunció su regreso; se recuperó la noche de Navidad de 1758, tras su muerte. Henry Cavendish midió la constante de gravitación con una balanza de torsión en 1798, pesando en la práctica la Tierra. En 1846 Urbain Le Verrier, analizando las desviaciones de Urano, indicó a Johann Galle, en Berlín, dónde mirar, y el 23 de septiembre Galle encontró Neptuno a cerca de un grado del punto previsto. Newton construyó además, en 1668, el primer telescopio reflector funcional, de unos 15 centímetros de largo y con un espejo metálico de unos 33 milímetros, libre de los halos de color de las lentes.

¿Sabías que la ley de Newton tiene un fallo famoso, ya que la órbita de Mercurio gira 43 segundos de arco por siglo más de lo que permite, un enigma que solo resolvió la relatividad general de Einstein en 1915?

La gravedad newtoniana sigue guiando casi todas las naves espaciales, de las misiones Apolo a las asistencias gravitatorias en Júpiter; la relatividad solo hace falta en trabajos de precisión como la sincronización del GPS. Cuando sale la Luna, estás viendo algo que cae a nuestro alrededor a un kilómetro por segundo. La manzana y la Luna obedecen la misma ley.

El cielo profundo de Herschel

En 1781, un profesor de música de Bath duplicó el tamaño del sistema solar conocido. William Herschel, oboísta y organista nacido en Hannover y afincado de joven en Inglaterra, pulía sus propios espejos de telescopio en su casa de New King Street, con la ayuda de su hermana Caroline. El 13 de marzo de 1781, barriendo el cielo con un reflector de espejo de 6,2 pulgadas, advirtió una «estrella» que mostraba un pequeño disco. Primero anunció un cometa, pero en pocos meses su órbita lenta y casi circular reveló un planeta, el primero descubierto desde la Antigüedad, unas 19 veces más lejos del Sol que la Tierra.

Herschel propuso llamarlo Georgium Sidus, la estrella de Jorge, en honor del rey Jorge III, que le concedió una pensión con la que pudo dejar la música. Los astrónomos del continente preferían un nombre mitológico, y la propuesta de Johann Bode, Urano, padre de Saturno, se impuso a mediados del siglo XIX. Herschel descubrió después sus lunas Titania y Oberón en 1787, y las lunas de Saturno Encélado y Mimas en 1789, con su nuevo telescopio de 40 pies de Slough, cuyo espejo medía cerca de 1,2 metros.

Su verdadero objetivo era el cielo profundo. Caroline anotaba en un pupitre las posiciones que él le dictaba desde el ocular mientras barría el firmamento franja a franja. Publicó tres catálogos, en 1786, 1789 y 1802, con unas 2500 nebulosas y cúmulos, cuando la famosa lista de Charles Messier tenía un centenar. Contando estrellas en campos de muestra, sus «sondeos estelares», trazó el primer mapa de la forma de la Vía Láctea, un disco aplanado, aunque con el Sol situado por error cerca del centro. Demostró que algunas estrellas dobles giran una alrededor de otra, prueba de que la gravedad actúa más allá del sistema solar, y en 1800, probando filtros para observar el Sol, colocó termómetros más allá del extremo rojo del espectro de un prisma y halló un calor invisible: el infrarrojo.

Caroline fue astrónoma por derecho propio. Descubrió ocho cometas entre 1786 y 1797 y varias nebulosas, entre ellas la galaxia del Escultor, NGC 253, y en 1828 recibió la Medalla de Oro de la Real Sociedad Astronómica. John Herschel, hijo de William, llevó los telescopios familiares al cabo de Buena Esperanza entre 1834 y 1838 para explorar el cielo austral, y su General Catalogue de 1864 reunía 5079 objetos. Ampliado por J. L. E. Dreyer, se convirtió en el New General Catalogue de 1888, el NGC cuyos números aún usan los astrónomos.

¿Sabías que en 1787 Jorge III concedió a Caroline Herschel un sueldo como ayudante de su hermano, lo que la convierte, hasta donde sabemos, en la primera mujer pagada por hacer ciencia?

El observatorio espacial Herschel de la ESA, en servicio de 2009 a 2013 con un espejo de 3,5 metros, llevó a la órbita el descubrimiento infrarrojo de William. Busca la nebulosa de Orión o la galaxia de Andrómeda en un atlas celeste y verás junto a ellas un número heredado de los catálogos Herschel. Tres Herschel convirtieron el cielo, una cúpula de luces, en un lugar con profundidad.

El Gran Debate

La noche del 26 de abril de 1920, en el museo de historia natural de la Smithsonian, en Washington, dos astrónomos hablaron ante la Academia Nacional de Ciencias sobre «la escala del universo». Harlow Shapley, del observatorio del monte Wilson, sostuvo que la Vía Láctea era enorme y lo contenía todo, nebulosas espirales incluidas. Heber Curtis, del observatorio Lick, defendió que nuestra galaxia era modesta y que las espirales eran «universos isla» independientes, galaxias por derecho propio.

Pese a su nombre, el Gran Debate no fue un duelo formal: cada uno dio una charla, y el intercambio más duro llegó en los artículos publicados al año siguiente. Las pruebas de Shapley venían de los cúmulos globulares, que había encontrado agrupados hacia Sagitario. Si dibujan la Galaxia, su centro queda lejos del Sol y el conjunto mide quizá 300 000 años luz. También se apoyó en las mediciones de Adriaan van Maanen, que luego resultaron erróneas y parecían mostrar espirales girando a ojos vista; si fueran galaxias lejanas, sus bordes tendrían que moverse más rápido que la luz.

Curtis citó los espectros de Vesto Slipher, que mostraban espirales alejándose a cientos de kilómetros por segundo, más rápido que nada conocido en nuestra galaxia; las bandas oscuras de polvo que cruzan las espirales vistas de canto; y las novas de la nebulosa de Andrómeda, mucho más débiles que las cercanas, señal de una gran distancia. Pero situaba el Sol cerca del centro de una galaxia de apenas unos 30 000 años luz.

La regla que zanjó la cuestión existía desde hacía una década. Henrietta Swan Leavitt, una de las «computadoras» que medían placas fotográficas en el observatorio de Harvard, estudió estrellas variables de la Pequeña Nube de Magallanes, todas a una distancia parecida, y en 1912 demostró que cuanto más tarda una cefeida en pulsar, más brillante es en realidad. Basta calibrar unas pocas cefeidas cercanas para que cualquiera se convierta en una candela estándar. El 6 de octubre de 1923, con el telescopio Hooker de 100 pulgadas, Edwin Hubble encontró una cefeida en la nebulosa de Andrómeda, M31, en una placa que marcó con «VAR!». Situaba Andrómeda a unos 900 000 años luz, muy lejos de cualquier borde posible de la Vía Láctea, y el resultado se leyó ante la Sociedad Astronómica Estadounidense el 1 de enero de 1925.

¿Sabías que en 1925 el matemático sueco Gösta Mittag-Leffler escribió a Henrietta Leavitt para proponerla al Premio Nobel, sin saber que había muerto de cáncer en 1921?

Los dos tenían media razón. Shapley acertó al alejar el Sol del centro, a unos 26 000 años luz, y al hacer grande la Galaxia, aunque demasiado: su disco brillante mide unos 100 000 años luz. Curtis acertó con las espirales. Andrómeda está en realidad a unos 2,5 millones de años luz; la cifra de Hubble se quedó corta porque, como demostró Walter Baade en 1952, hay dos tipos de cefeidas. En una noche oscura de otoño, Andrómeda es una mancha tenue a simple vista. Una estrella parpadeante convirtió esa nebulosa en una galaxia.

El cielo en expansión de Hubble

Una vez establecido que las espirales eran galaxias, quedaba saber qué hacían, y las primeras respuestas ya habían llegado. Desde 1912, en el observatorio Lowell de Arizona, Vesto Slipher fotografió con largas exposiciones los espectros de nebulosas espirales. Andrómeda se acercaba a unos 300 kilómetros por segundo, pero casi todas las demás mostraban corrimiento al rojo: sus líneas espectrales aparecían estiradas hacia longitudes de onda mayores, señal de que se alejaban, algunas a más de 1000 kilómetros por segundo.

En 1929, Edwin Hubble, con el telescopio Hooker de 100 pulgadas del monte Wilson, entonces el mayor del mundo, combinó velocidades, sobre todo de Slipher, con sus propias estimaciones de distancia para 24 galaxias. Los puntos estaban dispersos, pero la tendencia era clara: cuanto más lejos está una galaxia, más deprisa se aleja. Su colega Milton Humason, antiguo arriero de mulas y conserje convertido en un observador excelente, llevó las medidas más lejos, y en 1931 su artículo conjunto alcanzaba galaxias que se alejaban a unos 20 000 kilómetros por segundo. La recta seguía en pie.

La relación se escribe v = H₀ × d. La pendiente de Hubble era de unos 500 kilómetros por segundo por megapársec, siendo un megapársec 3,26 millones de años luz. Era demasiado alta, porque sus distancias eran unas siete veces menores de lo real; tomada al pie de la letra, daba un universo de apenas unos 2000 millones de años, más joven que las rocas terrestres. Las medidas modernas dan entre 67 y 73, un desacuerdo conocido como tensión de Hubble. Con 70, una galaxia a 100 megapársecs se aleja a unos 7000 kilómetros por segundo, y rebobinar la expansión da una edad de unos 14 000 millones de años.

El propio Hubble fue cauto y prefería hablar de «velocidades aparentes». La teoría vino de otros. Alexander Friedmann había mostrado en 1922 que las ecuaciones de Einstein permitían un universo en expansión, y en 1927 el sacerdote y físico belga Georges Lemaître dedujo la relación velocidad-distancia y estimó su pendiente en una revista belga poco leída. En 2018 la Unión Astronómica Internacional recomendó llamarla ley de Hubble-Lemaître. Einstein, que en 1917 había añadido una constante cosmológica para mantener estático su universo, visitó el monte Wilson en 1931 y aceptó la expansión.

La expansión no consiste en galaxias que huyen de una explosión central. Es el propio espacio el que se estira, así que cualquier observador en cualquier galaxia ve el mismo patrón y ninguna ocupa el centro, mientras la gravedad mantiene unidos los sistemas pequeños: ni la Vía Láctea, ni el sistema solar, ni tú os estáis expandiendo.

¿Sabías que Andrómeda es una de las pocas galaxias con corrimiento al azul, ya que se acerca a la Vía Láctea a unos 110 kilómetros por segundo, y que ambas podrían fusionarse dentro de miles de millones de años?

Cada corrimiento al rojo que registran los grandes cartografiados actuales, del Sloan Digital Sky Survey a Euclid, prolonga aquel diagrama disperso de 1929. La luz de una galaxia lejana nos llega estirada por el mismo espacio que ha atravesado. Mira cualquier galaxia tenue y estarás viendo crecer el universo.

La astronomía multibanda

Durante casi toda su historia, la astronomía usó una sola banda de luz, aquella para la que evolucionaron nuestros ojos: longitudes de onda de unos 380 a 750 nanómetros, menos de una octava de un espectro electromagnético que va desde ondas de radio de kilómetros hasta rayos gamma más pequeños que un núcleo atómico. La atmósfera terrestre solo abre dos ventanas amplias, la visible y la de radio, y algunas rendijas en el infrarrojo. Todo lo demás hay que captarlo desde cumbres, globos, cohetes o la órbita.

El primer paso más allá del arcoíris llegó en 1800, cuando William Herschel descubrió el calor infrarrojo más allá del rojo, y al año siguiente Johann Ritter halló el ultravioleta más allá del violeta. La radioastronomía nació por casualidad. En 1932, Karl Jansky, ingeniero de los Laboratorios Bell en Holmdel, Nueva Jersey, persiguiendo la estática que estorbaba a la radiotelefonía transatlántica, encontró un siseo constante a 14,6 metros de longitud de onda que salía y se ponía con las estrellas y era máximo hacia Sagitario, el centro de la Vía Láctea. Grote Reber construyó en 1937 una antena de 9 metros en el jardín de su casa de Illinois y cartografió el cielo en radio, y la antena de 76 metros de Bernard Lovell en Jodrell Bank, terminada en 1957, siguió al cohete que había lanzado el Sputnik.

En 1964 y 1965, también en Holmdel, Arno Penzias y Robert Wilson detectaron un ruido de microondas inexplicable a 7,35 centímetros, equivalente a unos 3,5 kelvin y procedente de todas las direcciones. Limpiaron los excrementos de paloma, un «material dieléctrico blanco» según sus palabras, y el ruido siguió allí. Era el fondo cósmico de microondas, el resplandor del Big Bang, medido después en 2,725 kelvin por COBE y cartografiado en detalle por Planck. Penzias y Wilson compartieron el Premio Nobel de Física de 1978.

La astronomía de altas energías necesitaba el espacio. En 1962, un cohete con instrumentos del equipo de Riccardo Giacconi descubrió la primera fuente de rayos X, Scorpius X-1, y el observatorio Chandra de la NASA, lanzado en 1999, ve gas a millones de grados en cúmulos de galaxias y alrededor de agujeros negros. Los satélites estadounidenses Vela, construidos para vigilar ensayos nucleares, captaron en 1967 los primeros estallidos de rayos gamma, y el telescopio Fermi cartografía el cielo gamma desde 2008. En el infrarrojo, IRAS en 1983 y Spitzer entre 2003 y 2020 abrieron camino al telescopio espacial James Webb, lanzado el 25 de diciembre de 2021, cuyo espejo de 6,5 metros trabaja a unos 1,5 millones de kilómetros de la Tierra.

¿Sabías que ALMA, un conjunto de 66 antenas de radio en el llano de Chajnantor, en Chile, a unos 5000 metros de altitud, puede funcionar como un único telescopio de hasta 16 kilómetros?

Cada banda muestra una física distinta. La radio sigue el hidrógeno frío y los chorros de los cuásares; el infrarrojo atraviesa el polvo de las guarderías estelares y capta las galaxias más lejanas, cuya luz ha estirado la expansión; los rayos X revelan el gas más caliente. La nebulosa del Cangrejo, M1, brilla en todas las bandas, de la radio a los rayos gamma más energéticos. La astronomía moderna es multibanda por naturaleza, y lo que ven nuestros ojos, por bello que sea, es una sola tecla de un teclado larguísimo.

La familia del Sol

El sistema solar es una estrella y todo lo que su gravedad retiene. El Sol reúne el 99,86 % de la masa total; los ocho planetas, los cinco planetas enanos reconocidos, más de 400 lunas y millones de asteroides y cometas se reparten el resto. Y ese resto también está desequilibrado: Júpiter tiene 318 veces la masa de la Tierra, unas dos veces y media la de todos los demás planetas juntos, y con Saturno suma más de nueve décimas partes de la masa planetaria.

La familia se ordena por distancia. Cuatro pequeños planetas rocosos, Mercurio, Venus, la Tierra y Marte, giran a menos de 1,5 unidades astronómicas del Sol; una UA es la distancia media Tierra-Sol, 149,6 millones de kilómetros. Tras el cinturón de asteroides llegan los gigantes gaseosos Júpiter y Saturno, y después los gigantes helados Urano y Neptuno, a 19 y 30 UA. Más allá se extienden el cinturón de Kuiper, hogar de Plutón, y la nube de Oort, que podría alcanzar las 100 000 UA. Los ocho planetas giran en el mismo sentido y casi en el mismo plano, con inclinaciones que no superan los 7 grados de Mercurio.

Esa planitud es un fósil. Conserva la huella de un disco giratorio de gas y polvo, la nebulosa solar, que se contrajo hace 4570 millones de años, una idea esbozada por Immanuel Kant en 1755 y por Pierre-Simon Laplace en 1796. La fecha procede de los granos más antiguos de meteoritos como Allende, caído en México en 1969. Y ya no es solo teoría: en 2014 el conjunto de radiotelescopios ALMA, en Chile, fotografió anillos y huecos en el disco de la joven estrella HL Tauri, un sistema solar en plena formación.

Medir la familia llevó siglos. Copérnico puso el Sol en el centro en 1543, y las leyes de Kepler dieron las proporciones de las órbitas, no su tamaño. En 1672 Giovanni Cassini y Jean Richer observaron Marte a la vez desde París y la Guayana Francesa y convirtieron el ángulo en distancia. Los ecos de radar devueltos por Venus en 1961 fijaron la escala con una precisión sin precedentes, y en 2012 la UA se definió como exactamente 149 597 870 700 metros. Las masas se deducen de las órbitas: la velocidad de una luna revela cuánto pesa su planeta.

¿Sabías que la famosa afirmación de que los ocho planetas caben entre la Tierra y la Luna es solo verdad a medias? Juntos miden unos 392 000 km, más que la distancia lunar media, así que solo caben cuando la Luna está en su punto más lejano, a unos 405 000 km.

Nuestra posición es corriente en un sentido y afortunada en otro. La Tierra está donde la luz del Sol mantiene el agua líquida, dentro de una familia cuyos gigantes han guiado cometas y asteroides durante 4500 millones de años. Los cinco planetas visibles a simple vista son hermanos, hechos de la misma nube.

Mercurio

Mercurio es el planeta más pequeño y el más cercano al Sol: una bola gris llena de cráteres de 4879 kilómetros de diámetro, apenas mayor que nuestra Luna. Recorre su órbita en 88 días a una media de 47 kilómetros por segundo, más deprisa que ningún otro planeta, y por eso los romanos le dieron el nombre de su veloz mensajero. Su órbita es la más alargada de las ocho: se acerca a 46 millones de kilómetros del Sol y se aleja hasta 70 millones.

Su rotación es aún más extraña. Durante décadas se creyó que mostraba siempre la misma cara al Sol, como la Luna a la Tierra; Giovanni Schiaparelli trazó sus mapas con esa idea en la década de 1880. En 1965 Gordon Pettengill y Rolf Dyce lanzaron ondas de radar al planeta con la gran antena de Arecibo, en Puerto Rico, y descubrieron que gira cada 58,6 días, exactamente dos tercios de su año. Es una resonancia espín-órbita 3:2: tres giros por cada dos vueltas. Combinados, ambos movimientos hacen que un día solar, de mediodía a mediodía, dure 176 días terrestres, dos años de Mercurio.

Casi sin atmósfera que retenga el calor, la superficie oscila entre extremos: unos 430 °C al mediodía, suficiente para fundir el plomo, y cerca de −180 °C durante la larga noche. Aun así, Mercurio no es el planeta más caliente; lo es Venus, bajo su manto de dióxido de carbono. Y en los polos de Mercurio hay cráteres cuyo fondo nunca ve el Sol: el radar de Arecibo sugirió hielo allí en 1991 y la sonda MESSENGER de la NASA lo confirmó en 2012.

¿Sabías que en promedio el planeta más cercano a la Tierra no es Venus sino Mercurio, y que también es el más cercano a todos los demás planetas, porque nunca se aleja mucho del Sol?

Casi todo lo que sabemos procede de tres naves. Mariner 10 lo sobrevoló tres veces en 1974 y 1975. MESSENGER orbitó de 2011 a 2015, cuando se quedó sin combustible y se estrelló, y reveló un enorme núcleo de hierro que ocupa cerca del 85 % del radio, un campo magnético y acantilados de cientos de kilómetros que muestran que Mercurio ha encogido al enfriarse. La misión europea y japonesa BepiColombo, lanzada en 2018, debe entrar en órbita a finales de 2026. Mercurio también dio la razón a Einstein: su órbita gira 43 segundos de arco de más cada siglo, un enigma que Urbain Le Verrier señaló en 1859 y que la relatividad general explicó en 1915.

Mercurio es difícil de ver porque nunca se separa del Sol y solo asoma bajo en el crepúsculo. Cuando por fin lo encuentres, estarás mirando el planeta que puso a prueba nuestra teoría de la gravedad.

Venus

Venus es casi gemelo de la Tierra en tamaño, 12 104 kilómetros de diámetro frente a nuestros 12 742, con el 82 % de su masa y una composición rocosa parecida. Ahí termina el parecido. Su superficie está a unos 465 °C de día y de noche, en los polos y en el ecuador, más que Mercurio y lo bastante para fundir el plomo. El aire pesa 92 veces más que en la Tierra, la presión que soportaría un submarino a unos 900 metros bajo el mar. Venus es el planeta más caliente del sistema solar, y la culpa la tiene su aire.

Esa atmósfera es dióxido de carbono en un 96,5 %, un océano de gas aplastante que deja pasar la luz solar y atrapa el calor que intenta escapar. Este efecto invernadero desbocado se propuso a principios de la década de 1960, entre otros por un joven Carl Sagan, antes de que llegara ninguna sonda. En la Tierra, casi todo el carbono está encerrado en la caliza; en Venus, sin océanos que lo disolvieran, se quedó en el cielo. Sobre el aire ardiente se extiende, entre 48 y 70 kilómetros de altura, una capa de nubes de ácido sulfúrico que refleja unas tres cuartas partes de la luz y convierte a Venus en el astro más brillante del cielo tras el Sol y la Luna.

El planeta gira despacio y al revés. Una rotación dura 243 días, más que su año de 225, y en sentido contrario al de casi todos los planetas, de modo que allí el Sol sale por el oeste. Las nubes, en cambio, dan la vuelta al planeta en unos cuatro días, un fenómeno llamado superrotación.

¿Sabías que solo los módulos soviéticos han fotografiado el suelo de Venus, y que el Venera 13 resistió 127 minutos en 1982 y envió las primeras imágenes en color de su suelo de losas bañado en luz anaranjada?

Lo que sabemos es una cadena de primicias. En 1610 Galileo vio que Venus mostraba fases como la Luna, una prueba sólida de que gira alrededor del Sol. La Mariner 2 logró en 1962 el primer sobrevuelo de otro planeta y midió su calor. El programa soviético Venera atravesó las nubes: el Venera 7 envió en 1970 la primera señal desde la superficie de otro planeta y el Venera 9, las primeras imágenes en 1975. Entre 1990 y 1994 el orbitador Magellan cartografió por radar cerca del 98 % de la superficie: llanuras volcánicas, el gran volcán Maat Mons y sorprendentemente pocos cráteres, señal de un suelo renovado en los últimos mil millones de años. En 2020 un equipo anunció fosfina en las nubes como posible indicio de vida; los estudios posteriores apenas lo han confirmado.

Hay nuevas misiones previstas para la década de 2030: VERITAS y DAVINCI de la NASA y EnVision de la ESA. Si Venus tuvo océanos, como sugieren algunos modelos, muestra cómo un mundo como el nuestro puede torcerse. El lucero del atardecer es una advertencia colgada en el cielo de poniente.

La Tierra y la Luna

La Tierra es el único planeta conocido con agua líquida en la superficie, tectónica de placas activa y vida, y tiene una compañera insólitamente grande para su tamaño. La Luna mide 3474 kilómetros, cerca del 27 % de la anchura terrestre, y orbita de media a 384 400 kilómetros: cabrían 30 Tierras en fila en ese espacio. Entre las grandes parejas, solo Plutón y Caronte se parecen más en tamaño, y por eso se habla a veces de un planeta doble.

La explicación más aceptada de su origen es la hipótesis del gran impacto, propuesta a mediados de la década de 1970 por William Hartmann y Donald Davis y, por separado, por Alastair Cameron y William Ward. Hace unos 4500 millones de años, un cuerpo del tamaño de Marte, al que hoy llamamos Tea, golpeó de refilón a la joven Tierra. Los restos fundidos lanzados a la órbita se reunieron para formar la Luna. Las pruebas llegaron en las bolsas de muestras del Apolo: las rocas lunares tienen casi las mismas proporciones de isótopos de oxígeno que las terrestres, son pobres en hierro y agua y revelan que la joven Luna estuvo cubierta por un océano de magma.

La Luna moldea la vida aquí. Su gravedad levanta dos abultamientos de marea en los océanos y, al girar la Tierra bajo ellos, el rozamiento actúa como freno. Nuestros días se alargan y la Luna se aleja unos 3,8 centímetros al año, más o menos lo que crecen las uñas. Lo sabemos porque se disparan pulsos láser contra los reflectores que dejaron el Apolo 11, 14 y 15 y dos vehículos soviéticos Lunojod, y se cronometra con precisión milimétrica el viaje de ida y vuelta, de unos 2,5 segundos. La Luna también estabiliza la inclinación de 23,4 grados de la Tierra y, con ella, nuestras estaciones.

¿Sabías que los anillos de crecimiento de conchas y corales fósiles registran la duración de los días antiguos, y que hace unos 400 millones de años un día duraba unas 22 horas y al final de la era de los dinosaurios, unas 23 y media?

La exploración ha llegado por oleadas. La sonda soviética Luna 3 fotografió la cara oculta en 1959. En diciembre de 1968 la tripulación del Apolo 8 vio la primera salida de la Tierra, y entre 1969 y 1972 doce astronautas pisaron la Luna y trajeron 382 kilos de rocas y suelo. La china Chang'e 4 logró en 2019 el primer aterrizaje en la cara oculta y la Chang'e 6 trajo muestras de allí en 2024. Artemis II, de la NASA, es el primer vuelo tripulado a la Luna desde el Apolo 17, un paso hacia un nuevo alunizaje cerca del polo sur, donde los cráteres en sombra guardan hielo.

Sin la Luna, el eje de la Tierra podría tambalearse mucho y las mareas serían más débiles. El disco pálido que ilumina nuestras noches forma parte de la maquinaria que hizo de este planeta un hogar estable.

Marte

Marte es un desierto frío de la mitad de anchura que la Tierra, 6779 kilómetros, con el 38 % de nuestra gravedad y un día unos 40 minutos más largo que el nuestro. Su color rojo es óxido de verdad: un polvo de óxido de hierro lo cubre casi todo, y las tormentas pueden extenderlo por todo el planeta. Su aire es dióxido de carbono en un 95 %, pero tan tenue, unos 6 milibares, que la presión en la superficie apenas llega al 0,6 % de la terrestre. El agua líquida hervería y se congelaría a la vez. Aun así, el planeta está lleno de huellas de agua que corrió.

Sus paisajes son los más grandiosos del sistema solar. El Olympus Mons, un volcán en escudo, se alza unos 22 kilómetros sobre las llanuras, unas dos veces y media el Everest, y su base mide unos 600 kilómetros. Valles Marineris, una red de cañones, recorre unos 4000 kilómetros del ecuador, casi la anchura de Estados Unidos, y llega a 7 kilómetros de profundidad; el Gran Cañón sería allí un barranco lateral. Ambos los reveló la Mariner 9, la primera nave en orbitar otro planeta, en 1971.

Marte siempre ha despertado fantasías. En 1877 Giovanni Schiaparelli cartografió líneas oscuras que llamó canali, cauces, y Percival Lowell las convirtió en canales construidos por marcianos. Las borrosas fotos de la Mariner 4, en 1965, mostraron en cambio un mundo de cráteres parecido a la Luna. El mismo año de las líneas de Schiaparelli, Asaph Hall descubrió en el Observatorio Naval de Estados Unidos sus dos pequeñas lunas, Fobos y Deimos.

¿Sabías que Marte tiene estaciones y casquetes polares parecidos a los nuestros porque su eje está inclinado 25 grados, cerca de nuestros 23,4, aunque cada estación dura casi el doble en un año de 687 días?

Desde entonces los robots han leído sus rocas de cerca. Las Viking 1 y 2 se posaron en 1976. Curiosity, en el cráter Gale desde 2012, demostró que un antiguo lago ofrecía agua y una química aprovechable por microbios. Perseverance aterrizó en 2021 en el cráter Jezero, junto a los restos de un delta fluvial, y sella núcleos de roca en tubos para un posible regreso a la Tierra; su pequeño helicóptero Ingenuity hizo 72 vuelos. En 2024 perforó una roca apodada Cheyava Falls cuyas manchas de leopardo podrían ser huella de microbios antiguos o simple química. Los orbitadores muestran sedimentos en capas y hielo enterrado, y muchos científicos creen que Marte tuvo ríos y lagos hace más de 3000 millones de años, antes de perder su campo magnético y casi todo su aire.

Marte es el mundo que probablemente visitaremos después y el mejor lugar para comprobar si la vida surgió dos veces en un mismo sistema. Cuando brilla rojizo en la noche, estás viendo un planeta que tuvo su oportunidad de ser húmedo y la perdió.

El cinturón de asteroides

Entre Marte y Júpiter, sobre todo entre 2,1 y 3,3 unidades astronómicas del Sol, gira el cinturón principal de asteroides: más de un millón de cuerpos rocosos y metálicos catalogados e incontables menores. Son restos de la época de formación de los planetas, piezas que nunca se unieron porque la gravedad de Júpiter las agitaba sin cesar y sus choques las rompían en lugar de fundirlas. La vieja idea de un planeta que estalló, propuesta por Heinrich Olbers en 1802, se abandonó hace tiempo: nunca hubo material suficiente. El cinturón entero tiene solo un 3 % de la masa de la Luna, y los cuatro cuerpos mayores reúnen aproximadamente la mitad.

El primero se halló entre la casualidad y el cálculo. El 1 de enero de 1801 Giuseppe Piazzi, en el observatorio de Palermo, vio un punto en movimiento al que llamó Ceres. Se perdió tras el Sol y se recuperó gracias a la órbita calculada por un Carl Friedrich Gauss de 24 años. Palas, Juno y Vesta llegaron antes de 1807, y cada uno fue llamado planeta durante un tiempo. Ceres, de 940 kilómetros, pasó a ser planeta enano en 2006.

Júpiter también ha tallado la estructura del cinturón. En 1866 Daniel Kirkwood observó huecos donde un asteroide daría exactamente tres vueltas al Sol por cada una de Júpiter, o cinco por cada dos. Esos tirones regulares se acumulan y expulsan las rocas de esas órbitas, a veces hacia trayectorias que cruzan la de la Tierra. Júpiter guarda otros grupos: las hildas, en un ritmo 3:2, y los troyanos, dos enjambres que comparten su órbita 60 grados por delante y por detrás.

¿Sabías que el cinturón, al contrario que en el cine, está casi vacío, que las naves lo cruzan sin precauciones especiales y que desde un asteroide típico el vecino importante más cercano suele quedar demasiado lejos para verse a simple vista?

Las sondas han convertido puntos de luz en lugares. La Pioneer 10 lo cruzó sin problemas en 1972. Galileo pasó junto a Gaspra en 1991 y junto a Ida en 1993, y descubrió su diminuta luna, Dáctilo. Dawn, con motores iónicos, orbitó Vesta en 2011 y 2012 y Ceres de 2015 a 2018; halló la enorme cuenca de impacto Rheasilvia, origen de una familia de meteoritos que caen en la Tierra, y brillantes depósitos de sales en el cráter Occator. Lucy, lanzada en 2021, pasó junto a los pequeños asteroides Dinkinesh y Donaldjohanson camino de los troyanos, que visitará de 2027 a 2033, y Psyche se dirige a un asteroide metálico del mismo nombre.

La mayoría de los meteoritos de los museos viene del cinturón, así que tenemos trozos de él en la mano. Son los ladrillos sin usar de los planetas y guardan la química de los primeros millones de años, incluidos, en algunos, aminoácidos. El cinturón no es un campo de minas; es un archivo.

Júpiter

Júpiter es el gigante de los planetas: 139 820 kilómetros de diámetro, once veces la Tierra, y 318 veces su masa, unas dos veces y media la de todos los demás planetas juntos. Está hecho sobre todo de hidrógeno y helio, como el Sol, y gira más rápido que ningún otro planeta, una vez cada 9 horas y 56 minutos, lo que lo achata visiblemente por los polos y estira sus nubes en zonas claras y bandas oscuras.

No hay suelo donde pisar. Bajo nubes de amoníaco cuyas cimas rondan los −145 °C, el hidrógeno se vuelve más denso y caliente con la profundidad hasta pasar de gas a líquido sin frontera clara. Miles de kilómetros más abajo, a millones de veces la presión del aire terrestre, se convierte en hidrógeno metálico, con electrones libres, y las corrientes de ese conductor generan el campo magnético planetario más intenso del sistema solar. La sonda Juno de la NASA, en órbita desde 2016, midió la gravedad con tanta finura que reveló un núcleo difuso: no una bola compacta de roca, sino elementos pesados repartidos por buena parte del interior.

La Gran Mancha Roja es una tormenta más ancha que la Tierra, aunque se encoge: a finales del siglo XIX era más del doble de larga. Se sigue sin interrupción desde al menos 1831; que la mancha descrita por Giovanni Cassini en 1665 fuera la misma es dudoso. A menudo se dice que Júpiter es una estrella fallida, pero es un mito: necesitaría unas 80 veces su masa para encender la fusión del hidrógeno. Su papel de escudo de la Tierra también se discute, porque su gravedad aparta muchos cometas pero empuja otros hacia dentro. En julio de 1994 el mundo vio los fragmentos del cometa Shoemaker-Levy 9 chocar contra Júpiter y dejar cicatrices mayores que la Tierra.

¿Sabías que Ganímedes, la luna de Júpiter de 5268 km, es más grande que el planeta Mercurio y es la única luna conocida que genera su propio campo magnético?

Cuando Galileo apuntó su telescopio a Júpiter en enero de 1610 halló cuatro lunas, los primeros objetos vistos girando alrededor de algo que no era la Tierra. Ío es el cuerpo más volcánico que se conoce, calentado por las mareas. Europa esconde un océano salado bajo su corteza de hielo, quizá con el doble de agua que los océanos terrestres, y Ganímedes y Calisto podrían tener océanos enterrados. El orbitador Galileo estudió el sistema de 1995 a 2003; JUICE, de la ESA, lanzada en 2023, llegará en 2031, y Europa Clipper, de la NASA, lanzada en 2024, en 2030, para averiguar si esos océanos podrían albergar vida.

Júpiter es fácil de encontrar, casi siempre el punto más brillante de la noche después de Venus, y unos prismáticos bien sujetos muestran las cuatro lunas galileanas en fila. Míralas cambiar de sitio noche tras noche y verás lo que vio Galileo.

Los anillos de Saturno

Los anillos de Saturno son la estructura más espectacular del sistema solar y una de las más frágiles. Los anillos principales miden unos 280 000 kilómetros de borde a borde, casi tres cuartas partes de la distancia entre la Tierra y la Luna, pero en la mayor parte de su extensión tienen solo unos 10 metros de grosor. Si se redujeran al grosor de una hoja de papel, seguirían midiendo unos 3 kilómetros de ancho. Están formados por incontables trozos de hielo de agua casi puro, desde granos de polvo hasta bloques del tamaño de una casa, cada uno en su propia órbita.

Entender qué eran costó medio siglo. En 1610 el pequeño telescopio de Galileo mostró a Saturno con unas extrañas orejas, que en 1612 desaparecieron porque los anillos quedaron de canto. En 1659 Christiaan Huygens publicó la respuesta: un anillo fino y plano que no toca el planeta en ningún punto. En 1675 Giovanni Cassini descubrió el hueco oscuro llamado división de Cassini. En 1859 James Clerk Maxwell demostró que un anillo sólido se desgarraría y que debía ser un enjambre de partículas, y en 1895 James Keeler lo confirmó con un espectroscopio.

Los anillos se nombran con letras por orden de descubrimiento, por eso hacia fuera van D, C, B, A, F, G y E. El anillo B es el más ancho y denso; la división de Cassini, de unos 4600 kilómetros, la vacía una resonancia con la luna Mimas; la pequeña luna Pan barre la división de Encke en el anillo A, y el estrecho anillo F lo sujetan dos lunas pastoras, Prometeo y Pandora. Mucho más allá, el tenue anillo E se alimenta de los géiseres de hielo de Encélado, descubiertos por la sonda Cassini en 2005.

¿Sabías que los anillos parecen desaparecer aproximadamente cada 15 años, cuando la Tierra cruza su plano, y que el último cruce fue en marzo de 2025, cuando Saturno se veía casi sin anillos en los telescopios pequeños?

Casi todo el detalle procede de los sobrevuelos de las Voyager en 1980 y 1981 y del orbitador Cassini, que estudió Saturno de 2004 a 2017. En su Gran Final, Cassini se lanzó 22 veces por el hueco entre los anillos y el planeta y pesó los anillos: un 40 % de la masa de Mimas. Su limpieza sugería que son jóvenes, quizá de unos cientos de millones de años, aunque otros sostienen que unos anillos viejos podrían seguir brillantes, y el debate sigue abierto. Además, Saturno se los está comiendo: el hielo cae a su atmósfera en forma de lluvia de anillos, y según algunos cálculos podrían desaparecer en gran parte en unos cientos de millones de años.

Saturno tiene 274 lunas conocidas, más que ningún otro planeta, y es menos denso que el agua. Un telescopio pequeño basta para ver los anillos, y casi todo el mundo se queda sin aliento la primera vez. Da la casualidad de que vivimos en la época en que Saturno los luce.

Los gigantes helados

Urano y Neptuno forman una clase propia, los gigantes helados. Ambos miden unas cuatro veces la anchura de la Tierra, 51 118 y 49 528 kilómetros, y tienen unas 15 y 17 veces su masa. A diferencia de Júpiter y Saturno, no son sobre todo hidrógeno: bajo una atmósfera de hidrógeno, helio y metano se extiende un manto profundo, caliente y fangoso de agua, amoníaco y metano, sustancias que los científicos llaman hielos aunque estén en estado fluido, alrededor de un núcleo rocoso. El metano absorbe la luz roja, y por eso ambos se ven verdiazules.

Urano fue el primer planeta descubierto con telescopio. El 13 de marzo de 1781 William Herschel, músico convertido en astrónomo, lo vio desde su jardín en Bath y al principio lo tomó por un cometa. Es el raro de la familia: su eje está inclinado unos 98 grados, así que rueda alrededor del Sol tumbado de lado, quizá volcado por un gran impacto. En su órbita de 84 años, cada polo recibe unos 42 años seguidos de luz y luego 42 de noche. Casi no emite calor interno y en su atmósfera se han medido las temperaturas más bajas de cualquier planeta, unos −224 °C. Sus tenues anillos se descubrieron en 1977, cuando taparon la luz de una estrella.

Neptuno se encontró con matemáticas. Urano se desviaba de su trayectoria prevista, y Urbain Le Verrier en Francia, igual que John Couch Adams en Inglaterra, calculó dónde debía estar el planeta invisible que tiraba de él. El 23 de septiembre de 1846 Johann Galle, en el observatorio de Berlín, halló Neptuno a menos de un grado de la posición de Le Verrier. Su órbita dura 165 años, de modo que no completó su primera vuelta desde el descubrimiento hasta 2011. Pese a la poca luz que recibe, Neptuno tiene los vientos más rápidos del sistema solar, unos 2100 kilómetros por hora. Su mayor luna, Tritón, gira al revés y probablemente es un mundo capturado del cinturón de Kuiper.

¿Sabías que Galileo vio Neptuno en diciembre de 1612 y enero de 1613, más de dos siglos antes de su descubrimiento, pero lo anotó como una simple estrella débil?

Cada uno ha recibido una sola visita, la de la Voyager 2: Urano en enero de 1986 y Neptuno en agosto de 1989, cuando halló la Gran Mancha Oscura, una tormenta que ya había desaparecido cuando el telescopio Hubble miró en 1994, y géiseres de nitrógeno en Tritón. Las famosas imágenes de un Neptuno azul intenso tenían el contraste realzado; un nuevo análisis de 2024, dirigido por Patrick Irwin en Oxford, mostró que ambos planetas tienen un tono parecido, azul verdoso pálido. El telescopio James Webb fotografía ahora sus anillos y lunas, y un orbitador para Urano fue la gran prioridad del estudio decenal estadounidense de 2022.

Los gigantes helados podrían ser el tipo de planeta más común de la galaxia, a juzgar por los muchos mundos del tamaño de Neptuno hallados en otras estrellas, y aun así los nuestros son los menos explorados. Esos dos puntos azules del borde del sistema solar recuerdan todo lo que aún no hemos visto.

Plutón y el cinturón de Kuiper

Más allá de Neptuno el sistema solar no se acaba: cambia de carácter. El cinturón de Kuiper, un amplio anillo de cuerpos helados entre unas 30 y 50 unidades astronómicas del Sol, alberga quizá 100 000 objetos de más de 100 kilómetros, restos de la formación planetaria que nunca crecieron. Plutón es el más conocido. El 18 de febrero de 1930 Clyde Tombaugh, un ayudante de 24 años del observatorio Lowell, en Arizona, lo encontró comparando placas fotográficas y detectando un punto que se movía. El nombre lo propuso una niña de Oxford de 11 años, Venetia Burney.

Plutón resultó ser pequeño. En 1978 James Christy descubrió su luna Caronte, de la mitad de su anchura, y las órbitas de ambos revelaron la masa de Plutón: menos de una quinta parte de la de la Luna. Plutón mide 2377 kilómetros, menos que nuestra Luna, y sigue una órbita inclinada y alargada de 248 años que lo llevó por dentro de la de Neptuno entre 1979 y 1999. Luego el vecindario se llenó. El 30 de agosto de 1992 David Jewitt y Jane Luu hallaron el primer otro objeto de Kuiper, y el 5 de enero de 2005 Mike Brown, Chad Trujillo y David Rabinowitz detectaron Eris, casi del tamaño de Plutón y un 27 % más masivo. O ambos eran planetas, o ninguno. En agosto de 2006 la Unión Astronómica Internacional votó en Praga que Plutón fuera un planeta enano, porque no ha despejado su órbita.

La degradación no le quitó interés. La sonda New Horizons de la NASA pasó a 12 500 kilómetros el 14 de julio de 2015 y descubrió un mundo activo: una región en forma de corazón cuyo lóbulo occidental, Sputnik Planitia, es una cuenca de unos 1000 kilómetros llena de hielo de nitrógeno que se remueve despacio; montañas de hielo de agua de varios kilómetros de altura, y capas de bruma azul. El 1 de enero de 2019 pasó junto a Arrokoth, un muñeco de nieve de 36 kilómetros con dos lóbulos, el objeto más primitivo jamás explorado.

¿Sabías que Plutón no ha completado ni una sola órbita desde su descubrimiento, porque su año dura 248 años terrestres y su primera vuelta completa desde 1930 terminará hacia 2178?

Más lejos aún se acaba el viento solar. La Voyager 1 cruzó la heliopausa, la frontera donde el viento del Sol cede ante el gas interestelar, en agosto de 2012, a unas 122 UA, y la Voyager 2 la siguió en 2018. Más allá está la nube de Oort, propuesta por Jan Oort en 1950 para explicar los cometas de periodo largo: quizá billones de cuerpos helados desde unas 2000 hasta 100 000 UA o más, más de un tercio del camino hasta Próxima Centauri, a 268 000 UA. Nadie la ha visto directamente, y la Voyager 1 tardaría unos 300 años en llegar a su borde interior.

El cinturón de Kuiper y la nube de Oort nos envían cometas, muestras congeladas del material con que se hicieron los planetas. Plutón perdió su título de planeta, pero ganó algo mejor: ser la puerta de entrada a la región más extensa de la familia del Sol.

Anatomía del Sol

El Sol es una estrella corriente vista desde inusualmente cerca. Es una esfera de plasma de hidrógeno y helio de 1,39 millones de kilómetros de diámetro, 109 veces la anchura de la Tierra, con 333.000 masas terrestres y alrededor del 99,8 % de toda la masa del sistema solar. No está ardiendo. Nada se quema: la fusión nuclear en su centro libera unos 380 billones de billones de vatios, lo bastante cada segundo para cubrir el consumo energético actual de la humanidad durante varios cientos de miles de años.

El Sol está construido en capas. El núcleo, el cuarto interior del radio, alcanza unos 15 millones de grados y una densidad de unas 150 veces la del agua. Lo rodea la zona radiativa, tan densa que la luz no puede avanzar en línea recta: cada fotón se absorbe y se reemite incontables veces, y la energía tarda algo así como 100.000 años en abrirse paso hacia fuera. Hacia el 70 % del radio el gas empieza a removerse como una olla a fuego lento. En esta zona convectiva el plasma caliente sube, se enfría y se hunde, y la parte alta de las celdas asoma en la superficie como gránulos de unos 1.000 kilómetros que duran unos diez minutos.

Lo que llamamos superficie, la fotosfera, es solo la capa donde el gas se vuelve transparente, una piel de unos cientos de kilómetros de grosor a unos 5.500 °C. Por encima, la delgada cromosfera brilla rosada durante los eclipses totales, y más allá la corona se extiende millones de kilómetros a entre uno y tres millones de grados. Por qué la atmósfera exterior está cientos de veces más caliente que la superficie es el problema del calentamiento coronal; los principales sospechosos son las ondas magnéticas y un sinfín de diminutas explosiones magnéticas.

Nadie puede mirar dentro, y sin embargo el interior está bien cartografiado. En 1960 Robert Leighton descubrió que la superficie sube y baja con un periodo de unos cinco minutos, y la heliosismología lee hoy millones de esas ondas sonoras, desde la red terrestre GONG y los satélites SOHO y Solar Dynamics Observatory, para medir la profundidad de la zona convectiva y cómo gira el interior. Los neutrinos producidos en el núcleo salen disparados en unos dos segundos: Ray Davis fue el primero en capturarlos, desde 1968, en un tanque de líquido de limpieza en seco enterrado en una mina de Dakota del Sur. De cerca, la sonda Parker Solar Probe de la NASA pasó el 24 de diciembre de 2024 a unos 6,1 millones de kilómetros de la superficie, más cerca que ninguna nave anterior, mientras el telescopio solar Daniel K. Inouye, de cuatro metros, en Maui, distingue detalles de unos 30 kilómetros.

¿Sabías que visto desde el espacio el Sol es blanco y no amarillo? Su luz mezcla casi a partes iguales todos los colores, y nuestra atmósfera dispersa parte del azul y deja el familiar disco amarillento.

La luz que te da en la cara salió de la fotosfera hace 8 minutos y 20 segundos, pero la energía que transporta se liberó en el núcleo mucho antes de que los primeros agricultores sembraran un campo. El flujo incesante de la corona, el viento solar, es el tiempo atmosférico que atraviesan nuestros satélites. La luz del Sol nos llega como noticia vieja: decenas de milenios de elaboración, ocho minutos de reparto.

La fusión nuclear

Toda estrella es un ejercicio de equilibrio. La gravedad tira del gas hacia dentro; el calor y la presión de la fusión nuclear empujan hacia fuera. En el núcleo del Sol, a unos 15 millones de grados y bajo una presión unos 250.000 millones de veces mayor que al nivel del mar, núcleos desnudos de hidrógeno, es decir, simples protones, se comprimen hasta formar helio. El núcleo de helio resultante pesa alrededor de un 0,7 % menos que los cuatro protones que lo formaron, y esa masa que falta sale en forma de energía, tal como exige la E = mc² de Einstein, de 1905.

El camino se llama cadena protón-protón. Primero chocan dos protones y uno se convierte en neutrón: nace un núcleo de deuterio, junto con un positrón y un neutrino. Este paso depende de la interacción débil y es lentísimo: un protón cualquiera espera de media unos diez mil millones de años. Luego el deuterio captura otro protón en cosa de un segundo y se convierte en helio-3, y dos núcleos de helio-3 se fusionan en helio-4, devolviendo dos protones a la reserva. En rigor, los protones nunca deberían tocarse, porque 15 millones de grados es demasiado frío para vencer su repulsión eléctrica. Lo logran gracias al efecto túnel cuántico, que George Gamow explicó en 1928 y que Robert Atkinson y Fritz Houtermans aplicaron a las estrellas un año después.

La escala desborda la imaginación. El Sol convierte cada segundo unos 600 millones de toneladas de hidrógeno en helio y pierde unos cuatro millones de toneladas de masa en forma de energía pura. Aun así, la densidad de potencia del núcleo es modesta, de unos 280 vatios por metro cúbico. En las estrellas de más de 1,3 masas solares, aproximadamente, domina otra vía, el ciclo CNO, en el que núcleos de carbono, nitrógeno y oxígeno actúan como catalizadores. Hans Bethe descifró ambos procesos en 1938 y 1939 y recibió por ello el premio Nobel de 1967.

La teoría se ha comprobado directamente. Arthur Eddington propuso en 1920 que las estrellas brillan convirtiendo hidrógeno en helio, poco después de que Francis Aston pesara el helio y lo encontrara más ligero que cuatro átomos de hidrógeno. Los neutrinos del primer paso de la cadena los detectó en 2014 el experimento Borexino, bajo el macizo italiano del Gran Sasso, y los del ciclo CNO en 2020, lo que mostró que el Sol obtiene alrededor del 1 % de su energía de ese ciclo. Unos 60.000 millones de neutrinos solares atraviesan cada centímetro cuadrado de tu piel cada segundo, también de noche, porque la Tierra apenas los frena.

¿Sabías que litro a litro un cuerpo humano en reposo desprende más calor que el núcleo del Sol? El Sol nos eclipsa solo porque su núcleo ocupa unas 20.000 veces el volumen de la Tierra.

En la Tierra, imitar al Sol es difícil porque no podemos tomar prestada su gravedad. Los laboratorios confinan el plasma con imanes, como el proyecto ITER en construcción en el sur de Francia, o comprimen cápsulas de combustible con láseres: en diciembre de 2022 la National Ignition Facility de California liberó por primera vez más energía de fusión de la que sus láseres entregaron al blanco. El Sol, a mitad de su presupuesto de hidrógeno de diez mil millones de años, aún tiene cinco mil millones por delante. Cada tarde templada es un poco de masa que se ha ido para siempre, convertida en luz.

El tiempo espacial

El Sol no es una lámpara constante. Su ecuador gira en unos 25 días y sus polos en unos 35, de modo que su campo magnético se enrolla, se enreda y se anuda hasta que los bucles atraviesan la superficie. Esos nudos se ven como manchas solares, regiones unos 1.500 grados más frías que su entorno porque el intenso campo ahoga el calor que sube. Su número crece y decrece en el ciclo solar de unos 11 años, descubierto en 1843 por el astrónomo aficionado alemán Heinrich Schwabe. En cada ciclo el campo global se invierte, así que el ciclo magnético completo, identificado por George Ellery Hale, dura unos 22 años.

Cuando los campos enredados se rompen y se reconectan, liberan fulguraciones solares, estallidos de rayos X y ultravioleta que llegan a la Tierra en ocho minutos. A menudo van acompañadas de eyecciones de masa coronal, nubes de plasma magnetizado de miles de millones de toneladas lanzadas a entre cientos y más de 2.000 kilómetros por segundo, que tardan desde menos de un día hasta unos cuatro días en alcanzarnos. Cuando el campo magnético de una eyección apunta en sentido contrario al terrestre, se acopla a nuestra magnetosfera y desencadena una tormenta geomagnética.

La referencia es el evento Carrington. El 1 de septiembre de 1859 el astrónomo inglés Richard Carrington, mientras dibujaba manchas, vio dos cuentas de luz blanca encenderse y apagarse; unas 17 horas después llegó la tormenta, hubo auroras hasta en Cuba y los telegrafistas recibieron descargas mientras algunas líneas transmitían mensajes solo con la corriente de la tormenta. En marzo de 1989 una tormenta menor tumbó la red eléctrica de Quebec en unos 90 segundos y dejó a seis millones de personas sin luz durante nueve horas. En febrero de 2022 una tormenta modesta hinchó la alta atmósfera lo suficiente como para hacer caer 38 de 49 satélites Starlink recién lanzados, y el 10 y 11 de mayo de 2024 la tormenta más fuerte en dos décadas pintó auroras sobre el sur de Inglaterra, España y México.

Una imagen muy extendida muestra partículas solares cayendo en línea recta para encender la aurora. En realidad, la tormenta carga de energía la larga cola magnética que la Tierra arrastra tras de sí, y los electrones acelerados allí descienden en espiral por las líneas de campo hasta chocar con el oxígeno a entre 100 y 300 kilómetros de altura, que brilla en verde y, más arriba, en rojo, mientras el nitrógeno añade azul y violeta. Vigilar el peligro es hoy rutina. Los coronógrafos de SOHO ven salir las eyecciones del Sol desde 1996, el satélite DSCOVR de la NOAA, en el punto L1, a 1,5 millones de kilómetros en dirección al Sol, da entre 15 y 60 minutos de aviso antes de que llegue una nube, y la Met Office británica mantiene desde 2014 un centro de tiempo espacial abierto día y noche.

¿Sabías que entre 1645 y 1715, aproximadamente, los astrónomos apenas registraron manchas solares? Esa calma, el mínimo de Maunder, coincidió con algunas de las décadas más frías de la Pequeña Edad de Hielo.

El ciclo 25, iniciado en diciembre de 2019, alcanzó su máximo hacia finales de 2024 y se apaga hacia un mínimo previsto en torno a 2030, aunque las grandes tormentas suelen llegar en la fase de descenso. Para casi todos nosotros el tiempo espacial es un regalo: cortinas verdes captadas con el móvil desde un jardín de las afueras. Para los gestores de redes eléctricas, las aerolíneas y los operadores de satélites es un parte que se consulta a diario, porque la estrella que nos calienta también, de vez en cuando, nos lanza cosas.

Viveros estelares

Las estrellas nacen en los lugares más fríos de la galaxia. Las nubes moleculares gigantes, hechas sobre todo de moléculas de hidrógeno con una pizca de polvo, están a entre 10 y 20 grados por encima del cero absoluto y pueden contener desde diez mil hasta unos pocos millones de veces la masa del Sol, repartidas en decenas o cientos de años luz. Son tenues para lo que estamos acostumbrados, unos cientos de moléculas por centímetro cúbico, más vacías que cualquier vacío de laboratorio, pero hay tanta materia que su propia gravedad importa.

Un grumo se colapsa cuando su gravedad vence a la presión de su gas, un umbral que calculó James Jeans en 1902. Un empujón ayuda: la onda de choque de una supernova cercana, el viento de una estrella joven y caliente o la compresión de un brazo espiral. Los núcleos más densos caen sobre sí mismos en unos 100.000 años, girando cada vez más deprisa a medida que se encogen, como una patinadora que recoge los brazos, y se aplanan en un disco alrededor de una protoestrella caliente. La materia que no puede caer sale despedida por dos chorros polares que abren en el gas circundante nudos luminosos llamados objetos Herbig-Haro. En una estrella como el Sol, la lenta contracción continúa después durante algunas decenas de millones de años, hasta que el núcleo alcanza unos 10 millones de grados y se enciende la fusión del hidrógeno. Los grumos de menos del 8 % de la masa solar, aproximadamente, nunca lo logran y se convierten en enanas marrones.

La luz visible no penetra en un vivero, porque el polvo la bloquea, pero el infrarrojo y las ondas de radio sí. Los telescopios espaciales Spitzer y Herschel cartografiaron nubes surcadas de largos filamentos; el conjunto ALMA, en el desierto chileno de Atacama, fotografió en 2014 la joven estrella HL Tauri con anillos y surcos ya tallados en su disco; y desde 2022 el telescopio espacial James Webb atraviesa el polvo para mostrar chorros, cavidades y estrellas recién nacidas con gran nitidez.

El vivero más famoso se ve desde un jardín. La nebulosa de Orión, M42, a unos 1.350 años luz, es la «estrella» borrosa del centro de la espada de Orión, iluminada por las calientes estrellas del Trapecio en su corazón. En los años noventa, el Hubble reveló en ella decenas de discos protoplanetarios, apodados proplyds, recortados en silueta contra su resplandor. En la nebulosa del Águila, M16, a unos 6.500 años luz, los Pilares de la Creación, fotografiados por el Hubble en 1995 y de nuevo por el Webb en 2022, son columnas de gas de varios años luz de altura, erosionadas en sus puntas por la luz de las estrellas. La idea popular de que una supernova ya los ha destruido, basada en un estudio del Spitzer de 2007, nunca se ha confirmado.

¿Sabías que las estrellas casi nunca nacen solas? La mayoría se forma en cúmulos, y las hermanas del Sol, nacidas de la misma nube hace 4.600 millones de años, hace mucho que se dispersaron por la galaxia.

La Vía Láctea sigue fabricando cada año estrellas nuevas por valor de uno o dos soles, y la mayoría de las recién nacidas son pequeñas enanas rojas. Cada átomo de tu cuerpo pasó por una nube así antes de que la joven Tierra lo recogiera. Cuando encuentras M42 con prismáticos una noche de invierno, estás mirando una sala de maternidad con las luces encendidas.

La secuencia principal

Mira cualquier estrella del cielo nocturno y lo más probable es que esté haciendo en silencio lo mismo que el Sol: convertir hidrógeno en helio en su núcleo. Esta fase larga y estable es la secuencia principal, y las estrellas pasan en ella alrededor del 90 % de su vida. Una estrella se incorpora el día en que se enciende la fusión y permanece en equilibrio aproximado, gravedad contra presión, hasta que el hidrógeno de su núcleo empieza a escasear. El Sol lleva 4.600 millones de años de una estancia de unos diez mil millones.

Un solo número lo decide casi todo: la masa. Una estrella con el doble de masa que el Sol no brilla el doble, sino más de diez veces más, porque la luminosidad crece aproximadamente como la masa elevada a 3,5. Las estrellas grandes devoran, pues, su combustible. Una estrella de diez masas solares dura unos 20 millones de años; el Sol, diez mil millones; una enana roja de una décima de masa solar, que remueve todo su interior por convección, debería brillar varios billones de años. Las estrellas van desde unas 0,08 masas solares, el límite inferior para fusionar hidrógeno, hasta bastante más de 100.

Los astrónomos clasifican las estrellas por su espectro en los tipos O, B, A, F, G, K y M, desde las blanquiazules de más de 30.000 grados hasta las rojas de menos de unos 3.700, un sistema construido en gran parte en Harvard por Annie Jump Cannon, que clasificó a ojo cientos de miles de estrellas. En 1925 Cecilia Payne demostró en su tesis doctoral que las estrellas están hechas abrumadoramente de hidrógeno y helio, un resultado tan inesperado que la convencieron de presentarlo como probablemente erróneo. Las masas se obtienen de las estrellas dobles: observar dos estrellas en órbita y aplicar la tercera ley de Kepler permite pesarlas. La misión Gaia de la Agencia Espacial Europea, lanzada en 2013, ha medido la distancia a casi dos mil millones de estrellas.

El cielo nocturno ofrece una visita guiada por la secuencia. Sirio A, la estrella más brillante, es de tipo A, con unas dos masas solares, brilla 25 veces más que el Sol y está a 8,6 años luz. El Sol es una modesta estrella G2. Próxima Centauri, la estrella más cercana, a 4,24 años luz, es una enana M de alrededor de un octavo de la masa solar, invisible sin telescopio. En el otro extremo, la estrella más brillante del Trapecio, en la nebulosa de Orión, Theta-1 Orionis C, tiene unas 30 masas solares y habrá desaparecido en unos pocos millones de años. Las enanas rojas son la mayoría silenciosa, unas tres de cada cuatro estrellas de la Vía Láctea, y sin embargo casi ninguna se ve a simple vista.

¿Sabías que ninguna enana roja ha muerto todavía de vieja? Sus vidas se cuentan en billones de años, y el universo solo tiene 13.800 millones.

La secuencia principal también explica por qué el Sol ha sido generoso con nosotros. Una estrella mucho más pesada habría muerto antes de que arrancara la vida; una mucho más ligera ofrecería un resplandor débil y propenso a las fulguraciones. El Sol ha ganado alrededor de un 30 % de brillo desde su nacimiento y seguirá aumentándolo poco a poco, pero por ahora ocupa la mitad de la tabla, lo bastante estable para cuatro mil millones de años de biología. La masa es el destino, y la nuestra resultó casi perfecta.

El diagrama HR

Hacia 1911 el astrónomo danés Ejnar Hertzsprung y, de forma independiente, el estadounidense Henry Norris Russell en 1913 representaron el brillo de las estrellas frente a su color y descubrieron que los puntos no se dispersaban al azar. Se agolpaban en unas pocas regiones bien definidas. El resultado, el diagrama de Hertzsprung-Russell, es la tabla periódica de la astronomía: un solo gráfico en el que la posición de una estrella revela su tamaño, su etapa vital y a menudo su masa.

Por convención, el eje horizontal muestra la temperatura superficial, o el tipo espectral, con las estrellas azules y calientes a la izquierda y las rojas y frías a la derecha, un orden al revés heredado de la historia. El eje vertical muestra la luminosidad, normalmente en escala logarítmica, desde una diezmilésima del Sol hasta un millón de soles. Como la potencia de una estrella depende de su superficie y de la cuarta potencia de su temperatura, una estrella fría solo puede ser muy luminosa si es enorme, de modo que las líneas de radio constante cruzan el gráfico en diagonal: gigantes arriba a la derecha, enanas abajo a la izquierda.

Unas nueve de cada diez estrellas están en la secuencia principal, la banda diagonal que baja desde estrellas calientes y brillantes como Espiga hasta pálidas enanas rojas como Próxima Centauri, con el Sol, a 5.800 kelvin y una luminosidad solar, más o menos a mitad de camino. Por encima y a la derecha se sitúan las gigantes rojas, como Arturo y Aldebarán, decenas de veces más anchas que el Sol. Por la parte más alta corren las supergigantes: en Orión, la roja Betelgeuse, a unos 3.600 kelvin, y la blanquiazul Rigel, a unos 12.000, brillan cada una como unos 100.000 soles. Muy abajo están las enanas blancas, calientes pero diminutas. Sirio B, la tenue compañera de la estrella más brillante del cielo, encierra aproximadamente la masa del Sol en una bola del tamaño de la Tierra.

El diagrama es una instantánea, no un circuito de carreras. Una estrella no se desliza por la secuencia principal al envejecer: ocupa un punto fijado por su masa y luego lo abandona, hinchándose hacia arriba y a la derecha, hacia las gigantes, para acabar, en la mayoría de los casos, entre las enanas blancas. Si se representa un solo cúmulo, cuyos miembros tienen la misma edad, la secuencia principal aparece mordida por arriba: ese punto de desvío fecha el cúmulo y da a los cúmulos globulares más viejos unos 12.000 millones de años o más. En 2018 la segunda publicación de datos de Gaia situó más de cuatro millones de estrellas cercanas con distancias tan precisas que aparecieron detalles nuevos, entre ellos un desdoblamiento de la secuencia de enanas blancas.

¿Sabías que a finales de 2019 y principios de 2020 Betelgeuse perdió mucho más de la mitad de su brillo habitual? Después se comprobó que el «Gran Oscurecimiento» se debió a una nube de polvo expulsada por la estrella, no al anuncio de una explosión inminente.

Para quien observa desde el jardín, el diagrama está a la vista de todos. Orión reúne por sí sola una supergigante roja, una supergigante azul y un vivero de estrellas recién nacidas, y los colores que se ven a simple vista, el anaranjado de Betelgeuse frente al blanco helado de Rigel, son temperaturas que lees directamente. Cada estrella del cielo tiene una dirección en un único gráfico.

Gigantes rojas y enanas blancas

El Sol está en la mediana edad, y su futuro se conoce especialmente bien porque vemos otras estrellas que van por delante en el mismo camino. Ya ahora es alrededor de un 30 % más brillante que al nacer, y dentro de unos mil millones de años lo será otro 10 % más, suficiente, según muchos modelos, para expulsar los océanos de la Tierra mucho antes de que al propio Sol le ocurra nada dramático.

Dentro de unos cinco mil millones de años se acabará el hidrógeno del núcleo. El núcleo, ya hecho de ceniza de helio, se contrae y se calienta mientras el hidrógeno arde en una capa a su alrededor, y las capas externas se hinchan enormemente: el Sol se convierte en una gigante roja, más fría en superficie, un par de miles de veces más luminosa y quizá 200 veces más ancha que hoy. Mercurio y Venus serán engullidos. El destino de la Tierra es objeto de debate genuino, porque el Sol hinchado perderá buena parte de su masa, aflojará su abrazo y dejará que los planetas se alejen. Cuando el núcleo alcance unos 100 millones de grados, el helio se encenderá en el destello del helio y empezará a fusionarse en carbono y oxígeno, y la estrella se estabilizará durante unos 100 millones de años antes de hincharse otra vez.

En su última fase hinchada, el Sol expulsará sus capas externas a bocanadas y dejará al descubierto un núcleo caliente cuya luz ultravioleta hace brillar el gas expulsado. Es una nebulosa planetaria, nombre que acuñó William Herschel en la década de 1780 porque aquellos resplandores redondos parecían planetas en su telescopio; no tienen nada que ver con los planetas. La nebulosa del Anillo, M57 en la Lira, es el ejemplo clásico; la nebulosa de la Hélice, NGC 7293, a unos 650 años luz, está entre las más cercanas; y la nebulosa del Anillo Austral, NGC 3132, fue una de las primeras imágenes del telescopio espacial James Webb, en julio de 2022.

Lo que queda es una enana blanca: una brasa de aproximadamente la mitad de la masa solar comprimida en una esfera del tamaño de la Tierra, tan densa que una cucharadita pesaría varias toneladas. Solo brilla por el calor acumulado. A la gravedad no la frena la fusión, sino electrones que, por las reglas cuánticas, se niegan a apretarse más, una presión con techo: en 1930 el joven Subrahmanyan Chandrasekhar calculó que ninguna enana blanca puede superar unas 1,4 masas solares. La primera conocida fue Sirio B, deducida por Friedrich Bessel en 1844 a partir del bamboleo de Sirio y avistada por Alvan Graham Clark en 1862. En 2019 los datos de Gaia revelaron enanas blancas que cristalizan al enfriarse, con su carbono y su oxígeno congelándose en núcleos sólidos.

¿Sabías que ninguna enana blanca se ha enfriado todavía hasta convertirse en una fría y oscura «enana negra»? Para eso hace falta muchísimo más que los 13.800 millones de años que tiene el universo.

Alrededor del 97 % de las estrellas de la Vía Láctea, el Sol incluido, acabarán así. Es el destino tranquilo de la mayoría: sin explosión ni agujero negro, solo un largo resplandor que se enfría, rodeado de los restos errantes de sus planetas. El carbono y el oxígeno que gigantes más antiguas soplaron al espacio ya están en tu cuerpo. El Sol se apagará con suavidad, que es lo máximo que cualquiera puede pedir.

Supernovas

Una supernova es una estrella que explota, y durante unas semanas puede rivalizar con la luz de una galaxia entera de miles de millones de estrellas. Hay dos recetas principales. En una supernova de colapso del núcleo, una estrella de más de unas ocho masas solares agota su combustible y su núcleo implosiona. En una supernova de tipo Ia, una enana blanca en un sistema binario gana masa suficiente, de una compañera o por una fusión, para acercarse al límite de 1,4 masas solares, y queda destruida en una explosión termonuclear desbocada.

Una estrella masiva fabrica su propia bomba. Tras el hidrógeno y el helio fusiona carbono, neón, oxígeno y silicio, cada etapa más rápida que la anterior, hasta parecer una cebolla de capas en combustión alrededor de un núcleo de hierro. En una estrella de unos 25 soles, la combustión del hidrógeno dura unos siete millones de años, la del carbono unos siglos y la del silicio alrededor de un día. El hierro es un callejón sin salida: fusionarlo absorbe energía en lugar de liberarla. Cuando el núcleo de hierro supera unas 1,4 masas solares se desploma en mucho menos de un segundo, desde aproximadamente el tamaño de la Tierra hasta una bola de unos 20 kilómetros, a hasta una cuarta parte de la velocidad de la luz. La materia que cae rebota contra la estrella de neutrones recién nacida, y una avalancha de neutrinos ayuda a empujar la onda de choque hacia fuera.

Casi toda la energía es invisible. Alrededor del 99 % escapa en forma de neutrinos, y el 23 de febrero de 1987 los detectores lo demostraron. Cuando SN 1987A estalló en la Gran Nube de Magallanes, a unos 168.000 años luz, el detector Kamiokande II en Japón, IMB en Estados Unidos y Baksan en la Unión Soviética captaron unas dos docenas de neutrinos en 13 segundos, unas horas antes de que se viera la luz. Fue la primera supernova visible a simple vista desde 1604, y en 2024 el telescopio espacial James Webb halló pruebas sólidas de la estrella de neutrones oculta entre sus restos.

La historia está salpicada de ellas. La supernova de 1006, en el Lobo, la más brillante jamás registrada, fue anotada por observadores desde China y Japón hasta Egipto y Europa. La estrella de Tycho Brahe de 1572, en Casiopea, demostró que los cielos podían cambiar, y la de Kepler de 1604, en Ofiuco, es la última vista en nuestra propia galaxia. En mayo de 2023 el aficionado japonés Koichi Itagaki descubrió SN 2023ixf en la galaxia del Molinete, M101, a 21 millones de años luz, la supernova de colapso del núcleo más cercana en una década. Las explosiones de tipo Ia, que alcanzan un brillo máximo casi idéntico, sirven como candelas estándar para medir la expansión del universo.

¿Sabías que una supernova tendría que estallar a menos de unos 50 años luz para dañar seriamente la capa de ozono terrestre, y que ninguna estrella tan cercana es lo bastante masiva para explotar?

La Vía Láctea debería tener una o dos supernovas de colapso del núcleo por siglo, casi todas ocultas tras el polvo, así que podría decirse que ya toca una. Betelgeuse, a unos 550 años luz, probablemente estallará en los próximos 100.000 años, con brillo suficiente para verse de día y sin ningún peligro. El oxígeno que respiras y el calcio de tus huesos se forjaron en estrellas y se esparcieron en explosiones como estas. Somos, literalmente, ceniza de estrellas.

Estrellas de neutrones y púlsares

Una estrella de neutrones es lo que queda cuando el núcleo de una estrella masiva se desploma y la explosión no termina el trabajo. Comprime unas 1,4 masas solares en una esfera de 20 a 25 kilómetros, el tamaño de una ciudad, y los electrones se ven forzados a fundirse con los protones hasta que el astro queda hecho sobre todo de neutrones, tan apretados como en un núcleo atómico. Un terrón de azúcar de esa materia pesaría cientos de millones de toneladas, más o menos lo que toda la humanidad junta.

Walter Baade y Fritz Zwicky propusieron estos objetos en 1934, apenas dos años después del descubrimiento del neutrón, pero pocos esperaban ver uno. Entonces, en 1967, Jocelyn Bell, estudiante de doctorado en Cambridge que trabajaba con Antony Hewish en un nuevo radiotelescopio de casi dos hectáreas, advirtió un pequeño «borrón» en sus registros de papel. Era un pulso que se repetía cada 1,337 segundos, tan regular que medio en broma lo bautizaron LGM-1, por Little Green Men, los hombrecillos verdes. El hallazgo de otros en distintas zonas del cielo descartó a los extraterrestres: eran púlsares. Hewish compartió el premio Nobel de Física de 1974 con Martin Ryle, y la exclusión de Bell, hoy Dame Jocelyn Bell Burnell, aún se discute.

Un púlsar es una estrella de neutrones en rotación cuyo campo magnético, un billón de veces el de la Tierra o más, está inclinado respecto a su eje de giro. Partículas cargadas fluyen por los polos magnéticos y emiten haces de radiación, y cada vez que un haz barre la Tierra recibimos un tictac, como el de un faro. El púlsar del Cangrejo, en el corazón de los restos de la supernova de 1054, gira unas 30 veces por segundo; PSR J1748−2446ad, en el cúmulo globular Terzan 5, gira 716 veces por segundo, con su ecuador moviéndose a cerca de una quinta parte de la velocidad de la luz. Los magnetares, con campos hasta mil veces más intensos todavía, desatan estallidos como el de SGR 1806−20 del 27 de diciembre de 2004.

Los púlsares son relojes magníficos, y los astrónomos los usan como instrumentos. En 1974 Russell Hulse y Joseph Taylor hallaron un púlsar en órbita alrededor de otra estrella de neutrones; con los años la órbita se encogió exactamente como predice la teoría de Einstein si la pareja emite ondas gravitacionales, lo que les valió el premio Nobel de 1993. El telescopio de rayos X NICER de la NASA, en la Estación Espacial Internacional, ha medido estrellas de neutrones de unos 25 kilómetros de diámetro, y las más pesadas conocidas superan el doble de la masa del Sol. En 2023 la colaboración NANOGrav, que cronometra decenas de púlsares rápidos desde hace 15 años, anunció indicios de un fondo de ondas gravitacionales que recorre la galaxia.

¿Sabías que las placas de las Pioneer 10 y 11 y los discos de oro de las Voyager muestran la posición del Sol respecto a 14 púlsares, cada uno con su periodo, para que quien los encuentre pueda saber dónde vivimos?

Ya hay catalogados más de 3.000 púlsares, muchos descubiertos con grandes radiotelescopios como Parkes en Australia y FAST en China. Son metrónomos cósmicos tan constantes que algún día podrían guiar naves por el sistema solar como un GPS galáctico. Una estrella muerta, resulta, da la hora a la perfección.

Agujeros negros

Un agujero negro es una región donde la gravedad es tan intensa que nada, ni siquiera la luz, puede salir. Su frontera es el horizonte de sucesos, un punto sin retorno más que una superficie. Su tamaño depende solo de su masa: el radio es de unos 3 kilómetros por cada masa solar, de modo que un agujero negro con la masa del Sol mediría unos 6 kilómetros de diámetro, y uno con la masa de la Tierra, más o menos lo que una canica. En su centro, la relatividad general predice una singularidad de densidad infinita, señal de que la teoría ha llegado a sus límites.

La idea es más antigua que el nombre. En 1783 el clérigo inglés John Michell imaginó «estrellas oscuras» demasiado masivas para que la luz escapara de ellas. En 1916 Karl Schwarzschild halló la primera solución exacta de las ecuaciones de Einstein, y en ella aparece el horizonte. El término «agujero negro» lo popularizó John Wheeler en 1967. Los agujeros negros estelares se forman cuando se desploman los núcleos de estrellas muy masivas; los supermasivos, de millones a miles de millones de masas solares, ocupan el centro de las galaxias.

A los agujeros negros se los ve por lo que hacen a su entorno. A principios de los años setenta, Cygnus X-1, una fuente de rayos X en órbita alrededor de una supergigante azul, se convirtió en el primer agujero negro ampliamente aceptado; hoy se calcula que pesa unos 21 soles. Desde los años noventa, los equipos de Reinhard Genzel y Andrea Ghez siguen estrellas que giran a toda velocidad alrededor del centro de la Vía Láctea, entre ellas S2, que completa una órbita cada 16 años, y han demostrado que Sagitario A\ contiene unos cuatro millones de masas solares en un volumen diminuto; compartieron el premio Nobel de Física de 2020 con Roger Penrose. El 14 de septiembre de 2015 los dos detectores LIGO registraron GW150914, las ondas gravitacionales de dos agujeros negros de unas 36 y 29 masas solares fusionándose a 1.300 millones de años luz. Y en 2019 el Event Horizon Telescope, una red de radiotelescopios a escala planetaria, publicó la primera imagen de la sombra de un agujero negro, en la galaxia M87, seguida de la de Sagitario A en 2022.

Los agujeros negros no son aspiradoras cósmicas. Lejos del horizonte, su gravedad es exactamente la de cualquier otro objeto de la misma masa; si se sustituyera el Sol por un agujero negro de igual masa, la órbita de la Tierra no cambiaría. El peligro está muy cerca. Cae en un agujero negro estelar y las fuerzas de marea te estirarían como un espagueti mucho antes del horizonte; cae en uno supermasivo y podrías cruzar el horizonte ileso, mientras los observadores lejanos te verían frenar, enrojecer y desvanecerte. Stephen Hawking demostró en 1974 que los agujeros negros deberían emitir radiación lentamente, aunque en los estelares ese resplandor es demasiado débil para detectarse jamás.

¿Sabías que el agujero negro más cercano conocido, Gaia BH1, está a unos 1.560 años luz y se descubrió en 2022 solo por el bamboleo que imprime a una estrella compañera parecida al Sol?

Pese a su fama amenazadora, los agujeros negros están entre los objetos más simples de la naturaleza, descritos por completo con su masa, su giro y su carga eléctrica. Apunta unos prismáticos hacia el Cisne una noche de verano y estarás mirando en dirección a uno de ellos: invisible por definición, delatado por la compañía que frecuenta.

La Vía Láctea

En una noche oscura y sin luna, un pálido río de luz cruza el cielo. Ese río es la Vía Láctea, nuestra propia galaxia, vista desde dentro de su disco. Todas las estrellas que se ven a simple vista le pertenecen, y también otros 100.000 a 400.000 millones más. Los griegos la llamaban galaxias kyklos, el círculo lechoso, y de ahí procede la palabra galaxia.

Vista desde fuera, sería una espiral barrada. Una barra central de estrellas viejas, de unos 10.000 años luz a cada lado del centro, se aloja en un disco plano de unos 100.000 años luz de diámetro pero solo unos 1.000 de grosor: en proporción, más fino que un disco de vinilo. Los brazos espirales, sobre todo los de Perseo y Escudo-Centauro, se enroscan desde la barra, señalados por estrellas jóvenes y azules y gas brillante. Todo ello está envuelto por un halo casi esférico de estrellas viejas y dispersas, unos 150 cúmulos globulares y una nube mucho mayor de materia oscura que eleva la masa total de la galaxia a cerca de un billón de soles, aunque las estimaciones aún varían.

El Sol vive en un modesto ramal llamado brazo de Orión, a unos 26.000 años luz del centro. Viaja a unos 230 kilómetros por segundo y, aun así, una vuelta completa, un año galáctico, le lleva unos 230 millones de años. Desde que se formó solo ha dado unas 20. En el centro se encuentra Sagitario A\*, un agujero negro de unos cuatro millones de masas solares, oculto a los telescopios ópticos tras unas 30 magnitudes de polvo, pero bien visible en radio, infrarrojo y rayos X.

Averiguarlo llevó cuatro siglos. En 1610, Galileo apuntó su telescopio a la franja lechosa y descubrió que estaba hecha de incontables estrellas débiles. En 1785, William Herschel contó estrellas en distintas direcciones y dibujó la galaxia como un disco aplanado con el Sol cerca del centro. En 1918, Harlow Shapley usó las distancias de los cúmulos globulares para demostrar que el Sol está lejos del centro, hacia el borde de un sistema mucho mayor. En la década de 1950, los radioastrónomos cartografiaron el brillo del hidrógeno a 21 centímetros y siguieron los brazos a través del polvo, y entre 2013 y 2025 la sonda Gaia de la Agencia Espacial Europea midió posiciones y movimientos de casi dos mil millones de estrellas, revelando un disco alabeado, ondulante y aún asentándose tras antiguas colisiones.

¿Sabías que la última vez que el Sol pasó por este punto de su órbita, hace unos 230 millones de años, los primeros dinosaurios apenas estaban apareciendo?

Desde las ciudades, la Vía Láctea casi ha desaparecido; alrededor de un tercio de la humanidad ya no puede verla. Busca un cielo oscuro a finales del verano, mira hacia Sagitario y estarás contemplando el corazón abarrotado de la galaxia. Es la única que veremos jamás desde dentro.

Tipos de galaxias

Las galaxias adoptan un puñado de formas, y la forma dice mucho de su vida. En 1926, Edwin Hubble, al ordenar placas fotográficas del telescopio de 100 pulgadas del monte Wilson, propuso un esquema sencillo. Una década después, en su libro The Realm of the Nebulae, lo dibujó como un diapasón, y los astrónomos siguen usando sus etiquetas un siglo más tarde.

En el mango están las elípticas, bolas lisas de estrellas graduadas de E0, perfectamente redondas, a E7, alargadas como un puro. Tienen poco gas frío, forman pocas estrellas y brillan con la luz rojiza de las estrellas viejas. Las mayores viven en el corazón de los cúmulos: M87, en el cúmulo de Virgo, alberga quizá un billón de estrellas y un agujero negro de 6.500 millones de soles. Donde el diapasón se bifurca están las lenticulares, S0, discos sin brazos visibles, como la galaxia del Huso. Luego las ramas se separan: las espirales, de Sa a Sc, desde brazos apretados alrededor de un gran bulbo hasta brazos sueltos alrededor de uno pequeño, y las espirales barradas, de SBa a SBc, cuyos brazos parten de los extremos de una barra recta de estrellas. La galaxia del Remolino, M51, es una espiral clásica; NGC 1300 es la barrada de manual, y la Vía Láctea también es una espiral barrada. Lo que no encaja en ningún sitio es irregular, como la Pequeña Nube de Magallanes o la maltrecha galaxia con brote estelar M82.

Hubble llamó «tempranas» a las elípticas y «tardías» a las espirales, y los términos perduraron, pero el diapasón no es un árbol genealógico y las galaxias no avanzan por él. La realidad se parece más a lo contrario: las colisiones entre espirales pueden revolver sus discos y convertirlas en elípticas. El color lo cuenta. Las espirales son azules porque su gas aún forma estrellas calientes y efímeras; las elípticas son «rojas y muertas» porque su gas se ha agotado, ha sido expulsado o está demasiado caliente para colapsar.

Clasificar galaxias a ojo se convirtió en un pasatiempo público en 2007, cuando Chris Lintott y sus colegas lanzaron Galaxy Zoo. Más de 150.000 voluntarios hicieron más de 50 millones de clasificaciones el primer año y, de paso, descubrieron nuevos tipos de objetos. Hoy el aprendizaje automático ordena los cientos de millones de galaxias captadas por Euclid y el Observatorio Vera C. Rubin, mientras el telescopio espacial James Webb encuentra discos sorprendentemente ordenados en el universo joven.

¿Sabías que las galaxias más débiles conocidas, enanas ultradébiles como Segue 2, quizá contengan solo un millar de estrellas, menos que muchos cúmulos estelares?

Las enanas son, con diferencia, las galaxias más comunes, aunque las gigantes como la nuestra reúnen la mayoría de las estrellas. La verdadera lección del diapasón es que la forma guarda la historia: una espiral tranquila ha vivido en calma; una elíptica lleva las cicatrices de las fusiones. Cada galaxia lleva su biografía escrita en la cara.

Andrómeda

La galaxia de Andrómeda, catalogada como M31, es lo más lejano que la mayoría de la gente puede ver a simple vista. Desde un lugar oscuro es una tenue mancha ovalada en la constelación de Andrómeda, y su luz ha viajado unos 2,5 millones de años para llegar hasta ti: partió antes de que existiera nuestra especie. El astrónomo persa al-Sufi la describió como una «pequeña nube» en su Libro de las estrellas fijas, hacia el año 964. Las fotografías de larga exposición muestran que abarca unos tres grados de cielo, seis veces el ancho de la Luna llena.

Durante siglos nadie supo qué era. Muchos astrónomos creían que las «nebulosas» espirales eran nubes de gas dentro de la Vía Láctea. Entonces, en octubre de 1923, Edwin Hubble encontró una cefeida, una estrella cuyo ritmo de pulsación revela su brillo real, en una placa tomada con el telescopio Hooker de 100 pulgadas. Tachó la «N» de nova que había escrito al principio y anotó «VAR!». La debilidad de la estrella situaba a Andrómeda mucho más allá de la Vía Láctea, y el universo pasó de golpe a estar lleno de galaxias.

Andrómeda es una gran espiral cuyo disco brillante mide unos 150.000 años luz, con un vasto halo de estrellas débiles y gas que alcanza un millón de años luz o más. Contiene alrededor de un billón de estrellas, quizá varias veces más que la Vía Láctea, y sin embargo las mediciones de materia oscura sugieren que ambas galaxias tienen masas totales parecidas, del orden de un billón de soles cada una. En 2015, el programa PHAT, un mosaico del telescopio espacial Hubble, resolvió más de 100 millones de sus estrellas. Andrómeda tiene su propia corte de satélites, entre ellos la elíptica compacta M32 y M110.

Andrómeda se acerca a unos 110 kilómetros por segundo. En 2012, el Hubble midió su deriva lateral y la respuesta parecía clara: un choque frontal dentro de unos 4.500 millones de años. Pero en 2025 un equipo dirigido por Till Sawala combinó datos de Hubble y Gaia con la atracción de la galaxia del Triángulo y la Gran Nube de Magallanes, y vio que las incertidumbres son grandes. Sus simulaciones daban solo una probabilidad de alrededor del cincuenta por ciento de fusión en los próximos diez mil millones de años. Si ocurre, las dos espirales se asentarán en una elíptica gigante, ya apodada «Lactómeda».

¿Sabías que aunque las dos galaxias choquen, las estrellas están tan separadas que casi ninguna llegaría a tocarse, y lo más probable es que el Sol simplemente saliera despedido hacia una nueva órbita?

Andrómeda es la gran galaxia más cercana que podemos estudiar desde fuera, y por eso el mejor retrato posible de la nuestra. Mírala con prismáticos una noche de otoño y verás, más o menos, lo que verían unos extraterrestres de allí al mirarnos a nosotros.

Fusiones de galaxias

Las galaxias no son islas. Atraídas por la gravedad, se encuentran, se desgarran y acaban fusionándose, y a lo largo de miles de millones de años estas fusiones han construido la mayoría de las grandes galaxias que vemos. Una colisión transcurre demasiado despacio para verla, normalmente en mil millones de años o más, así que los astrónomos la estudian como un naturalista estudiaría un bosque: fotografiando muchas galaxias sorprendidas en distintas fases y ordenando las instantáneas.

El primer acto es un paso cercano. Cuando dos galaxias se cruzan, el lado próximo de cada una sufre más atracción que el lejano, y estas fuerzas de marea lanzan largas serpentinas de estrellas y gas. En 1972, los hermanos Alar y Juri Toomre hicieron sencillos modelos por ordenador y demostraron que las extrañas colas y puentes del Atlas of Peculiar Galaxies de Halton Arp, de 1966, eran justo lo que predice la gravedad. La pareja conocida como los Ratones, NGC 4676, muestra esta fase de maravilla: cada una arrastra una larga cola.

El segundo acto son los fuegos artificiales. Las estrellas casi nunca chocan, pero las enormes nubes de gas sí. Se estrellan, se comprimen y colapsan, y la formación estelar puede dispararse diez o incluso cien veces por encima de lo normal: un brote estelar. Las galaxias Antenas, NGC 4038 y NGC 4039, a unos 45 millones de años luz, son el ejemplo clásico: sus núcleos siguen separados, pero miles de cúmulos nuevos arden entre los restos, cada uno un nido de estrellas azules y calientes. El gas canalizado hacia el centro alimenta además a los agujeros negros centrales, que pueden encenderse como cuásares. Después, tras nuevos pasos, las galaxias se unen. Sus discos se revuelven, las órbitas ordenadas dan paso a un enjambre, y el resto suele asentarse como una elíptica lisa. Los dos agujeros negros centrales se hunden juntos y al final se fusionan en un estallido de ondas gravitacionales que el futuro observatorio espacial LISA está diseñado para captar.

Nuestra galaxia es una reincidente. En 1994, Rodrigo Ibata, Gerry Gilmore y Mike Irwin descubrieron la galaxia enana de Sagitario, que está siendo despedazada al otro lado de la Vía Láctea, con sus estrellas esparcidas en una corriente que rodea el cielo. En 2018, los datos de Gaia revelaron una colisión mucho más antigua: la galaxia Gaia-Encélado, engullida hace entre 8.000 y 11.000 millones de años, cuyas estrellas aún recorren el halo en órbitas alargadas y reveladoras.

¿Sabías que entre las primeras imágenes del JWST, publicadas en julio de 2022, estaba el Quinteto de Stephan, un grupo de galaxias en el que las ondas de choque de una colisión calientan el gas a millones de grados?

Las fusiones explican por qué el universo no está lleno de espirales idénticas. Encienden brotes estelares, alimentan agujeros negros y remodelan galaxias enteras. Algunos átomos de tu cuerpo se forjaron en estrellas nacidas en galaxias que la Vía Láctea se tragó hace mucho. Estamos hechos, en parte, de restos de naufragios.

Agujeros negros supermasivos

Casi toda gran galaxia tiene en su centro un agujero negro supermasivo, con entre un millón y decenas de miles de millones de veces la masa del Sol. El nuestro, Sagitario A\*, pesa unos 4,3 millones de soles; su horizonte de sucesos mide unos 25 millones de kilómetros, tan pequeño que cabría dentro de la órbita de Mercurio. El gigante de M87, a 55 millones de años luz, pesa 6.500 millones de soles y tiene un horizonte más ancho que la órbita de Neptuno. Los más pesados conocidos, como el que alimenta el cuásar TON 618, se estiman en decenas de miles de millones de masas solares.

¿Cómo se pesa algo invisible? Observando a sus vecinos. Los radioastrónomos Bruce Balick y Robert Brown hallaron en 1974 la fuente de radio compacta del centro de la Vía Láctea. Desde la década de 1990, el equipo de Reinhard Genzel en el Observatorio Europeo Austral y el de Andrea Ghez en los telescopios Keck siguieron a las estrellas que giran a su alrededor. La estrella S2 da una vuelta cada 16 años y alcanza 7.650 kilómetros por segundo, algo solo posible si cuatro millones de masas solares se concentran en una región menor que el sistema solar. Genzel y Ghez compartieron el premio Nobel de Física de 2020.

La prueba más directa es una imagen. El Event Horizon Telescope enlaza radiotelescopios desde Hawái hasta el polo sur, observa a una longitud de onda de 1,3 milímetros y sincroniza las señales con relojes atómicos, de modo que la red actúa como una sola antena del tamaño de la Tierra. Su primera campaña, en abril de 2017, reunió varios petabytes de datos, demasiados para internet, así que los discos duros viajaron en avión a los centros de procesado. En abril de 2019 la colaboración mostró un anillo brillante alrededor de la sombra del agujero negro de M87, y en mayo de 2022 otro semejante alrededor de Sagitario A*, del tamaño aparente, visto desde la Tierra, de una rosquilla sobre la Luna.

El enigma es cómo crecen estos monstruos. En 2000, dos equipos descubrieron que la masa de un agujero negro sigue la velocidad de las estrellas del bulbo de su galaxia: pesan unas pocas décimas por ciento de su bulbo, como si galaxia y agujero negro crecieran juntos. La energía que expulsa un agujero negro al alimentarse puede calentar o arrojar el gas y detener la formación estelar, un proceso llamado retroalimentación. Sin embargo, el telescopio James Webb sigue hallando agujeros negros de millones de masas solares menos de 500 millones de años después de la gran explosión, algo incómodamente temprano.

¿Sabías que el agujero negro de M87 es tan grande que la luz tardaría más de un día en cruzar su horizonte de sucesos?

Nuestro agujero negro está tranquilo ahora, picotea en vez de darse un festín, aunque emite destellos de rayos X casi a diario. Las gigantescas burbujas de Fermi, por encima y por debajo del plano galáctico, sugieren que estaba mucho más activo hace unos pocos millones de años. Hasta el sereno corazón de nuestra galaxia tiene su genio.

Cuásares

Un cuásar es un agujero negro supermasivo sorprendido mientras come. El gas que cae en espiral forma un disco de acreción plano, calentado por fricción a decenas o cientos de miles de grados, que brilla tanto que un solo cuásar puede eclipsar por un factor de cien o más a los cientos de miles de millones de estrellas de su galaxia anfitriona. La materia que cae puede convertir alrededor de una décima parte de su masa en energía, más de diez veces la eficiencia de la fusión nuclear que alimenta al Sol.

Los cuásares fueron un misterio durante años. A finales de la década de 1950, los sondeos de radio de Cambridge hallaron fuentes que, en luz visible, parecían débiles estrellas azules, de ahí el nombre, abreviatura de fuente de radio cuasiestelar. En 1962, Cyril Hazard y sus colegas usaron la antena de Parkes, en Australia, para cronometrar el paso de la Luna por delante de la fuente 3C 273 y fijar su posición. En 1963, Maarten Schmidt tomó su espectro con el telescopio Hale de 200 pulgadas de Palomar y comprendió que las extrañas líneas eran líneas corrientes del hidrógeno, desplazadas al rojo un 16 %. Eso situaba a 3C 273 a unos 2.400 millones de años luz, así que debía ser unos cuatro billones de veces más luminoso que el Sol.

Lo que asombró a los astrónomos fue el tamaño del motor. Muchos cuásares parpadean en días o semanas, y nada puede variar más deprisa de lo que tarda la luz en atravesarlo, así que la región brillante no puede ser mayor que el sistema solar. El modelo unificado explica gran parte de su variedad. Alrededor del disco hay una rosquilla de polvo, el toro, y desde los polos pueden salir dos chorros de partículas casi a la velocidad de la luz, a veces a lo largo de cientos de miles de años luz. Si miras justo por el chorro ves un blázar deslumbrante y parpadeante; si miras a través del toro, el núcleo queda oculto y solo se ve una radiogalaxia o un núcleo activo oscurecido. Carl Seyfert ya había catalogado versiones más suaves en galaxias espirales cercanas en 1943.

Los cuásares son fósiles de un universo más hambriento. Su número alcanzó el máximo hace unos diez mil millones de años, cuando las galaxias eran ricas en gas y chocaban a menudo; hoy la mayoría de los agujeros negros supermasivos, incluido el nuestro, están en calma. Los cuásares conocidos más lejanos brillan desde menos de 700 millones de años después de la gran explosión, ya impulsados por agujeros negros de mil millones de soles. Sondeos como el Sloan Digital Sky Survey han catalogado ya cerca de un millón.

¿Sabías que los cuásares están tan lejos que apenas se mueven en el cielo, y por eso sirven como puntos fijos del Sistema Celeste Internacional de Referencia, la cuadrícula con la que se miden las posiciones de las estrellas?

Los cuásares son además linternas cósmicas. Su luz atraviesa nubes de gas por el camino, y cada nube deja su huella en el espectro, cartografiando materia que de otro modo nunca veríamos. Los objetos más brillantes del universo ayudan a trazar sus rincones más oscuros.

El abrazo de la materia oscura

Si haces girar una pelota atada a una cuerda, cuanto más rápido va, más fuerte debe tirar la cuerda. Las estrellas que orbitan una galaxia funcionan igual, con la gravedad como cuerda. La mayor parte de la luz de una espiral procede de su centro abarrotado, así que los astrónomos esperaban que las estrellas del disco exterior giraran despacio, como los planetas lejanos alrededor del Sol: Neptuno avanza a unos 5 kilómetros por segundo y Mercurio corre a 48. Mide las velocidades a lo largo de una galaxia, represéntalas frente a la distancia y tendrás su curva de rotación. La predicción era una curva que sube y luego cae.

No cae. En la década de 1970, Vera Rubin y Kent Ford, en la Institución Carnegie de Washington, usaron un nuevo espectrógrafo con tubo de imagen construido por Ford para medir el desplazamiento Doppler del gas brillante a lo largo de la galaxia de Andrómeda, y después de decenas de otras espirales. Las velocidades seguían obstinadamente altas hasta los bordes. Al mismo tiempo, radioastrónomos como Morton Roberts y Albert Bosma siguieron el brillo del hidrógeno a 21 centímetros mucho más allá de los discos visibles y hallaron lo mismo: las curvas se mantienen planas. Algo invisible tira, y hay mucho más de ello que de estrellas.

La idea no era nueva. En 1933, el astrónomo suizo Fritz Zwicky midió la velocidad de las galaxias del cúmulo de Coma y vio que se movían tan rápido que el cúmulo debería desintegrarse, a menos que tuviera cientos de veces más masa de la que sugería su luz. Llamó al material ausente dunkle Materie, materia oscura. Durante cuarenta años, pocos se lo tomaron en serio. Las curvas planas de Rubin cambiaron eso, y todas las pruebas independientes desde entonces coinciden: la desviación de la luz alrededor de cúmulos de galaxias, el patrón de ondulaciones del fondo cósmico de microondas medido por el satélite Planck y simulaciones que solo logran formar galaxias a tiempo si hay materia oscura.

En conjunto, las pruebas dicen que la materia oscura supera a la materia ordinaria en una proporción de unos cinco a uno. No emite, absorbe ni refleja luz y apenas interactúa salvo por la gravedad. Cada galaxia está inmersa en un enorme halo más o menos esférico de esta materia, que se extiende mucho más allá de las estrellas; el de la Vía Láctea alcanza cientos de miles de años luz. Una minoría de físicos sostiene que lo que hay que modificar es la propia gravedad, con la teoría MOND propuesta por Mordehai Milgrom en 1983, pero le cuesta explicar los cúmulos y el fondo cósmico de microondas.

¿Sabías que según las estimaciones habituales de la densidad de materia oscura cerca del Sol, un volumen del tamaño de la Tierra contendría apenas un kilogramo de ella?

Qué es en realidad la materia oscura sigue siendo un misterio. En 2025, el observatorio que lleva el nombre de Vera Rubin abrió los ojos en Chile, listo para cartografiar su abrazo en miles de millones de galaxias. La mayor parte de la materia del universo es algo que nunca hemos tocado.

Cúmulos de galaxias

Las galaxias se agrupan, y las mayores reuniones son los cúmulos de galaxias: de cientos a miles de galaxias apiñadas en una región de unos pocos millones a diez millones de años luz y unidas por su propia gravedad. Un cúmulo rico pesa hasta unos mil billones de soles. Los cúmulos son los objetos más grandes del universo que se han contraído y asentado, en lugar de seguir separándose con la expansión cósmica.

El gran cúmulo más cercano es el de Virgo, a unos 54 millones de años luz, con bastante más de mil galaxias. En su centro está la elíptica gigante M87, cuyo agujero negro fotografió el Event Horizon Telescope en 2019. Más lejos, a unos 320 millones de años luz, se encuentra el cúmulo de Coma, con más de mil galaxias brillantes, donde Fritz Zwicky detectó en 1933 la primera señal de la materia oscura. En 1958, George Abell catalogó 2.712 cúmulos ricos en las placas fotográficas del sondeo del cielo de Palomar, y los números Abell se siguen usando a diario.

Las galaxias son lo de menos. En la década de 1970, el satélite de rayos X Uhuru descubrió que los cúmulos brillan en rayos X, porque el espacio entre las galaxias está lleno de un gas tenue a entre 10 y 100 millones de grados. Este medio intracúmulo contiene varias veces más masa que todas las estrellas juntas. La mayor parte de la masa, en torno al 85 %, es materia oscura, y por eso las galaxias se mueven tan deprisa sin escapar. El reparto es notablemente constante: unos pocos por ciento de estrellas, alrededor de un octavo de gas caliente y el resto invisible.

La gravedad de un cúmulo es tan fuerte que curva la luz. Las galaxias situadas detrás aparecen estiradas en arcos e imágenes múltiples, un efecto llamado lente gravitacional que permite pesar el cúmulo y además amplificar las galaxias débiles del fondo. El primer campo profundo del JWST, publicado en julio de 2022, miraba a través del cúmulo SMACS 0723 hacia galaxias a más de 13.000 millones de años luz. El caso más famoso es el cúmulo Bala, dos cúmulos que chocaron hace unos 150 millones de años. En 2006, Douglas Clowe y sus colegas mostraron, con imágenes de rayos X del Chandra y mapas de lente, que el gas caliente se había frenado en el choque mientras la mayor parte de la masa, la materia oscura, lo atravesaba sin más: una señal directa de que la materia oscura es una sustancia real y no un capricho de la gravedad.

¿Sabías que en 2003 el observatorio de rayos X Chandra detectó ondas sonoras en el gas del cúmulo de Perseo, un si bemol 57 octavas por debajo del do central, la nota más grave conocida del universo?

Contar cúmulos de distintas masas en distintas épocas es una de las pruebas más finas de la energía oscura, y los sondeos de eROSITA, Euclid y Rubin cuentan ya cientos de miles. Los cúmulos son las grandes ciudades del cosmos y, como las ciudades reales, su carácter está sobre todo en lo que hay entre los edificios.

El Grupo Local

La Vía Láctea no viaja sola. Pertenece al Grupo Local, una familia de galaxias de unos 10 millones de años luz de diámetro, nombre que acuñó Edwin Hubble en 1936. Lo dominan dos espirales gigantes, la Vía Láctea y Andrómeda, separadas por unos 2,5 millones de años luz, que reúnen entre ambas la mayoría de las estrellas del grupo y de su masa total de unos pocos billones de soles. Todo lo demás orbita alrededor de una de las dos o del espacio entre ellas.

El tercer miembro en tamaño es la galaxia del Triángulo, M33, una espiral suelta a unos 2,7 millones de años luz con quizá 40.000 millones de estrellas. Los observadores de vista aguda pueden distinguirla sin telescopio desde un lugar muy oscuro. Puede que sea un satélite de Andrómeda, o que esté en su primera caída hacia ella. Luego vienen la Gran y la Pequeña Nube de Magallanes, a unos 160.000 y 200.000 años luz, lo bastante brillantes para verse a simple vista desde el hemisferio sur. Los pueblos del cielo austral las conocían mucho antes de que la flota de Fernando de Magallanes las mencionara durante su viaje de 1519 a 1522, y al-Sufi citó la mayor hacia el año 964. Solo la Gran Nube pesa quizá una décima parte que la Vía Láctea, suficiente para tironear del disco de nuestra galaxia.

La mayoría de los miembros son galaxias enanas, tenues enjambres de unos pocos miles a unos pocos miles de millones de estrellas. Andrómeda tiene cerca a M32 y M110; la Vía Láctea tiene decenas, entre ellas la enana de Sagitario, que está siendo despedazada al otro lado del centro galáctico, y las débiles enanas de Fornax y Sculptor. Muchas se hallaron hace poco. Desde 2005, el Sloan Digital Sky Survey y el Dark Energy Survey han descubierto decenas de enanas ultradébiles, y en 2018 Gaia reveló Antlia 2, un satélite fantasmal tan ancho como la Gran Nube pero miles de veces más débil. El censo supera ya el centenar de miembros conocidos o candidatos, y se espera que el Observatorio Vera C. Rubin añada muchos más.

¿Cómo sabemos que el grupo está ligado? Casi todas las demás galaxias del universo se alejan de nosotros a medida que el espacio se expande, pero dentro del Grupo Local gana la gravedad. Andrómeda se acerca en lugar de alejarse, y las mediciones de galaxias cerca del borde del grupo marcan una frontera, a unos 3 millones de años luz de su centro, dentro de la cual las galaxias vuelven a caer en vez de alejarse. El propio grupo está en las afueras del supercúmulo de Virgo, dentro de un flujo mayor llamado Laniakea.

¿Sabías que las simulaciones de materia oscura predecían muchas más galaxias satélite alrededor de la Vía Láctea de las conocidas, un enigma llamado problema de los satélites perdidos, y que el goteo de descubrimientos de enanas ultradébiles ha reducido gran parte de la diferencia?

La expansión cósmica acabará llevándose todas las demás galaxias fuera de nuestra vista, pero el Grupo Local seguirá unido. En un futuro lejano, los astrónomos de aquí quizá solo vean una galaxia fusionada y sus enanas, y se pregunten si existe algo más. Este vecindario es nuestro hogar, para siempre.

La telaraña cósmica

A las mayores escalas, las galaxias no están espolvoreadas de manera uniforme por el espacio. Se ensartan a lo largo de enormes filamentos, se reúnen en láminas llamadas muros y se anudan donde los filamentos se cruzan, en cúmulos densos, los nodos. Entre ellos se abren vacíos, burbujas casi desiertas de hasta cientos de millones de años luz. Todo el patrón se llama telaraña cósmica y es la mayor estructura de la naturaleza, una espuma a una escala en la que incluso los cúmulos de galaxias son meros puntos.

La telaraña se cartografió rebanada a rebanada. En 1981, Robert Kirshner y sus colegas hallaron el vacío de Boötes, un hueco de más de 250 millones de años luz con apenas un puñado de galaxias. En 1986, Valérie de Lapparent, Margaret Geller y John Huchra, del Centro de Astrofísica Harvard-Smithsonian, representaron los desplazamientos al rojo de unas 1.100 galaxias en una fina cuña de cielo. El resultado parecía un corte a través de espuma de jabón, con las galaxias recubriendo las paredes de las burbujas y, en medio, una figura de palotes que se conoció como «el hombre de palitos». En 1989, el mismo equipo halló la Gran Muralla, una lámina de galaxias de unos 500 millones de años luz de largo. Siguieron sondeos mayores: el sondeo angloaustraliano 2dF midió unas 220.000 galaxias, y en 2003 J. Richard Gott y sus colegas encontraron en los datos del Sloan Digital Sky Survey la Gran Muralla de Sloan, de unos 1.400 millones de años luz.

La telaraña crece casi de la nada. El fondo cósmico de microondas muestra que el universo primitivo era uniforme hasta una parte en 100.000. Las regiones algo más densas atrajeron más materia, sobre todo materia oscura, que colapsó primero en láminas y filamentos y luego en nudos, mientras las regiones más vacías se vaciaban aún más. El gas ordinario las siguió, cayendo por los filamentos hacia los cúmulos donde crecen las galaxias. En 2005, la simulación Millennium, dirigida por Volker Springel y sus colegas con diez mil millones de partículas, reprodujo la telaraña con asombroso detalle a partir de la física conocida; el término lo habían acuñado Richard Bond, Lev Kofman y Dmitri Pogosyan en 1996.

Los filamentos en sí son difíciles de ver, porque la mayor parte de su gas es tenue y caliente. En 2019, astrónomos que usaban el instrumento MUSE del Very Large Telescope captaron el débil brillo del gas de filamentos en el universo joven, y sondeos de rayos X han detectado gas templado que une cúmulos cercanos. En 2014, Brent Tully y sus colegas siguieron los movimientos de las galaxias para cartografiar Laniakea, el supercúmulo que contiene la Vía Láctea, de unos 520 millones de años luz. Hoy Euclid, lanzado por la ESA en 2023, y el sondeo DESI en Arizona cartografían la telaraña en tres dimensiones a lo largo de miles de millones de años luz.

¿Sabías que en 2020 un astrofísico, Franco Vazza, y un neurocirujano, Alberto Feletti, compararon la telaraña cósmica con la red de neuronas del cerebro y encontraron estructuras estadísticas sorprendentemente parecidas?

La Vía Láctea está en un modesto filamento al borde de un vacío. Cada galaxia que podamos llegar a ver es una cuenta ensartada en estos hilos, tejidos por la gravedad a partir de las ondulaciones de los primeros instantes. Vivimos en un hilo de una telaraña de luz.

El Big Bang

El Big Bang no fue una explosión en el espacio, sino el comienzo de una expansión del propio espacio. Hace unos 13 800 millones de años, todo lo que hoy contiene el universo observable estaba comprimido en un estado más caliente y denso que cualquier otro posterior, y desde entonces no ha dejado de expandirse y enfriarse. Ocurrió en todas partes a la vez. No hay un centro que señalar ni un borde donde asomarse: cada galaxia ve a las demás alejarse, igual que cada pasa de un bizcocho que sube ve cómo se separan sus vecinas.

Si pasamos la película hacia delante, la física resulta sorprendentemente bien conocida. Al cabo de un segundo, el universo estaba a unos 10 000 millones de grados y era una sopa de protones, neutrones, electrones, neutrinos y luz. En los primeros minutos, protones y neutrones se fusionaron en núcleos y dejaron una materia compuesta, en masa, por un 75 % de hidrógeno y un 25 % de helio, con una pizca de litio. Durante los 380 000 años siguientes el cosmos fue una niebla opaca y luminosa; después, a unos 3000 grados, los electrones se unieron a los núcleos para formar átomos y la luz quedó libre. La gravedad tomó el relevo: reunió el gas en las primeras estrellas unos cien millones de años más tarde, y luego en galaxias, entre ellas la nuestra.

La idea nació de la relatividad general de Einstein. Alexander Friedmann halló en 1922 soluciones en expansión para sus ecuaciones, y Georges Lemaître, sacerdote y físico belga, defendió en 1927 y 1931 que el universo había surgido de un «átomo primigenio». Las mediciones de galaxias en fuga que Edwin Hubble publicó en 1929 le dieron pruebas. El nombre se lo puso su crítico más mordaz: Fred Hoyle, defensor de un universo estacionario rival, usó la expresión «Big Bang» en la radio de la BBC en 1949, y se quedó.

Tres pilares la sostienen. Las galaxias se alejan a velocidades proporcionales a su distancia. Un tenue resplandor de microondas, predicho por Ralph Alpher y Robert Herman en 1948 y descubierto por casualidad en 1965, llena el cielo a 2,7 kelvin. Y las cantidades de hidrógeno, helio y deuterio medidas en las nubes de gas más primitivas coinciden con la receta calculada para aquellos primeros minutos. En 2018, el satélite Planck de la Agencia Espacial Europea fijó la edad del universo en 13 790 millones de años, con un margen de unos 20 millones.

¿Sabías que alrededor del 1 % de la «nieve» de un viejo televisor analógico sintonizado entre canales era el resplandor del Big Bang?

La teoría no describe una causa ni un «antes». Explica lo ocurrido a partir de una diminuta fracción de segundo; antes de unos 10⁻⁴³ segundos, el tiempo de Planck, la física conocida deja de funcionar y nadie sabe aún qué la sustituye. Tampoco es la teoría de un estallido en un lugar, un mito que mantienen vivo las ilustraciones de bolas de fuego. La mayor parte del hidrógeno de un vaso de agua se formó en el primer segundo del universo, así que llevas el Big Bang encima desde siempre.

El resplandor cósmico

El fondo cósmico de microondas, o CMB, es la luz más antigua que existe. Partió unos 380 000 años después del Big Bang, cuando el universo se enfrió hasta unos 3000 grados, lo bastante para que electrones y protones se unieran en átomos de hidrógeno. Hasta entonces la luz rebotaba entre electrones libres como los faros en la niebla; después voló en línea recta. Ese momento, la superficie de última dispersión, nos rodea en todas direcciones, y su luz viaja hacia nosotros desde entonces.

La expansión ha estirado esa luz unas 1100 veces, de un apagado brillo anaranjado hasta las microondas. Hoy es un cuerpo negro casi perfecto, el espectro de un objeto a una sola temperatura, de 2,7255 kelvin, con su máximo cerca de un milímetro de longitud de onda. Cada centímetro cúbico de espacio, también el que tienes delante de la nariz, contiene unos 400 de sus fotones.

Ralph Alpher y Robert Herman predijeron en 1948 un resplandor fósil de pocos kelvin, pero la predicción cayó casi en el olvido. En 1964, Arno Penzias y Robert Wilson, de los Laboratorios Bell en Holmdel (Nueva Jersey), preparaban una antena de bocina de 6 metros para radioastronomía y detectaron un siseo persistente de unos 3,5 kelvin que llegaba de todas direcciones, de día y de noche. Desalojaron a una pareja de palomas y limpiaron lo que llamaron con delicadeza «material dieléctrico blanco»; el ruido siguió. A unos 50 kilómetros, en Princeton, el equipo de Robert Dicke construía un instrumento precisamente para buscar esa señal. Al enterarse, Dicke habría dicho a sus colegas: «Chicos, se nos han adelantado». Penzias y Wilson recibieron el Nobel en 1978.

Las misiones espaciales convirtieron el siseo en un retrato. COBE, de la NASA, demostró en 1990 que su espectro es el cuerpo negro más perfecto jamás medido y en 1992 halló variaciones de temperatura de una parte en 100 000, lo que valió el Nobel de 2006 a John Mather y George Smoot. WMAP (2001-2010) y Planck (2009-2013) las cartografiaron con gran detalle. Son ondas sonoras congeladas del plasma primitivo: las manchas más comunes miden alrededor de un grado, el doble de la Luna llena, lo que demuestra que el espacio es plano y fija la receta: un 5 % de átomos, un 27 % de materia oscura y un 68 % de energía oscura.

¿Sabías que el cielo es un poco más cálido en una dirección, unas tres milésimas de grado, porque el Sol y la Tierra se mueven a unos 370 kilómetros por segundo respecto a ese resplandor?

Esas arrugas son las semillas de todo lo que vino después: las zonas algo más densas crecieron, por la gravedad, hasta formar los cúmulos de galaxias y los filamentos de la red cósmica. Telescopios terrestres como el Atacama Cosmology Telescope y el South Pole Telescope leen hoy sus detalles más finos y su débil polarización. Mires donde mires, la vista acaba en este muro de luz, y tras él el universo joven se oculta en su propia niebla luminosa.

El universo en expansión

El universo en expansión es el descubrimiento de que las distancias entre galaxias crecen, no porque las galaxias huyan a través del espacio, sino porque se estira el espacio que las separa. Imagina puntos dibujados en una lámina de goma de la que se tira por igual desde todos los bordes. Cada punto ve alejarse a todos los demás, y uno dos veces más lejano retrocede dos veces más rápido. Esa sencilla proporción es la ley de Hubble: la velocidad de alejamiento es igual a la distancia multiplicada por la constante de Hubble, unos 70 kilómetros por segundo por cada megapársec, una distancia de unos 3,26 millones de años luz.

Las pruebas llegaron por partes. Desde 1912, Vesto Slipher, en el observatorio Lowell de Arizona, midió los espectros de las nebulosas espirales y halló casi todos desplazados al rojo, algunos alejándose a más de 1000 kilómetros por segundo. En 1927, Georges Lemaître combinó esas velocidades con distancias aproximadas y mostró que las ecuaciones de Einstein predecían justo esa expansión. En 1929, Edwin Hubble, junto a Milton Humason, con el telescopio Hooker de 100 pulgadas del monte Wilson, publicó la relación velocidad-distancia que la hizo famosa. En 2018, la Unión Astronómica Internacional recomendó llamarla ley de Hubble-Lemaître. El valor de Hubble, unos 500, era siete veces demasiado alto porque sus distancias estaban muy subestimadas.

El ritmo actual parece lento. Un megapársec crece unos 70 kilómetros cada segundo, pero eso es solo una parte en 14 000 millones al año. La expansión no te estira a ti, ni a tu casa, ni a la Tierra, ni a la Vía Láctea, porque la gravedad y las fuerzas entre átomos mantienen unidos los objetos ligados; solo se nota en los huecos entre grupos y cúmulos de galaxias. Cerca de casa, la gravedad gana sin discusión: la galaxia de Andrómeda se nos acerca a unos 110 kilómetros por segundo.

Hacia los 14 000 millones de años luz, la distancia de Hubble, la velocidad de alejamiento supera la de la luz. La relatividad no se rompe, porque nada se mueve por el espacio más rápido que la luz; es el propio espacio el que crece, y la relatividad no le pone límite. Rebobina la expansión y todas las distancias se reducen a cero hace unos 13 800 millones de años: el Big Bang visto desde el otro extremo.

¿Sabías que la materia más lejana que podemos ver está hoy a unos 46 000 millones de años luz, aunque el universo solo tiene 13 800 millones de años, porque el espacio siguió estirándose mientras su luz viajaba?

La medida exacta del ritmo sigue en disputa. El telescopio Hubble y el JWST, con cefeidas y supernovas, obtienen unos 73; el fondo de microondas, leído por Planck, implica unos 67. Gane quien gane, la imagen es la misma. Las galaxias no huyen de nosotros: todos seguimos quietos en un universo que no deja de hacer sitio.

El corrimiento al rojo

El corrimiento al rojo es el estiramiento de la luz hacia longitudes de onda más largas y rojas. Los astrónomos lo escriben z: lo que ha crecido una longitud de onda dividido entre su longitud original. Una galaxia a z = 0,1 tiene la luz estirada un 10 %; a z = 1, cada longitud de onda se ha duplicado; a z = 3, se ha cuadruplicado. «Rojo» es una abreviatura: el ultravioleta puede pasar al visible y el visible al infrarrojo, por eso las vistas más profundas del universo son infrarrojas.

Hay tres causas. El movimiento a través del espacio produce un efecto Doppler, el que hace bajar el tono de una sirena que pasa. La gravedad enrojece la luz que escapa de un pozo gravitatorio, efecto que Robert Pound y Glen Rebka midieron en 1959 lanzando rayos gamma por una torre de 22,5 metros en Harvard. En las galaxias lejanas domina el corrimiento cosmológico: las ondas de luz se estiran junto con el espacio que atraviesan. Así, z es también un registro histórico. La luz de una galaxia a z = 1 salió cuando todas las distancias cósmicas eran la mitad de las actuales, hace unos 8000 millones de años.

La herramienta clave es la línea espectral. En 1814, Joseph von Fraunhofer catalogó cientos de líneas oscuras en la luz solar, que resultaron ser huellas de elementos concretos; la línea roja del hidrógeno se sitúa siempre en 656,3 nanómetros en el laboratorio. Christian Doppler predijo en 1842 que el movimiento desplaza esas frecuencias, y en 1868 William Huggins estimó así el movimiento de Sirio. En 1912, Vesto Slipher midió la primera velocidad de una galaxia, y fue un corrimiento al azul: la galaxia de Andrómeda se acerca al Sol a unos 300 kilómetros por segundo, en buena parte por nuestra propia órbita en la Vía Láctea.

Hoy los corrimientos se cuentan por millones. El instrumento DESI, en Kitt Peak (Arizona), toma 5000 espectros a la vez con fibras ópticas robotizadas, y los cartografiados de imagen estiman corrimientos fotométricos más toscos a partir de los colores. En 2024, el espectrógrafo NIRSpec del JWST confirmó la galaxia JADES-GS-z14-0 a un corrimiento de unos 14,2: su ultravioleta, emitido a 0,12 micrómetros, llega como infrarrojo a unos 1,8 micrómetros. El propio fondo de microondas está a z ≈ 1100.

¿Sabías que una galaxia a z = 14 se ve tal como era menos de 300 millones de años después del Big Bang, cuando el universo tenía alrededor del 2 % de su edad actual?

Una imagen habitual presenta el corrimiento como galaxias que se alejan como ambulancias. Vale para estrellas y galaxias cercanas, pero más allá de unos cientos de millones de años luz el desplazamiento se debe sobre todo al estiramiento del espacio, y la luz llega con menos energía de la que tenía al salir. El color de cada galaxia lleva un matasellos con fecha, y el espectrógrafo es el instrumento que lo lee.

La energía oscura

La energía oscura es el nombre de lo que hace que la expansión del universo se acelere. La gravedad de la materia debería frenarla, como la de la Tierra frena una pelota lanzada hacia arriba; en 1998, los astrónomos vieron que la pelota aceleraba. En el inventario cósmico, la energía oscura supone alrededor del 68 % del total, la materia oscura un 27 % y los átomos corrientes, cada estrella, planeta y nube de gas jamás vistos, algo menos del 5 %.

El hallazgo vino de estrellas que estallan. Una supernova de tipo Ia, la explosión de una enana blanca, alcanza un brillo máximo casi estándar, de modo que su debilidad aparente revela su distancia a miles de millones de años luz. Dos equipos rivales compararon esas distancias con los corrimientos al rojo: el Supernova Cosmology Project, dirigido por Saul Perlmutter en Berkeley, y el High-z Supernova Search Team de Brian Schmidt, con Adam Riess. Ambos vieron las supernovas lejanas un 25 % más débiles de lo que permitía un universo que se frena: más lejos, luego la expansión se había acelerado. Los tres líderes compartieron el Nobel de Física de 2011.

Pronto llegaron pruebas independientes. El fondo de microondas, medido por WMAP y Planck, muestra que el espacio es plano, lo que exige mucha más energía de la que aporta la materia. Las oscilaciones acústicas de bariones, un leve exceso de parejas de galaxias separadas unos 500 millones de años luz, huella de ondas sonoras del universo joven, sirven de regla cósmica; el Sloan Digital Sky Survey y el cartografiado 2dF la detectaron en 2005. Juntas indican que la aceleración empezó hace unos 5000 o 6000 millones de años, cuando la materia se diluyó lo suficiente para que el empuje ganara.

Qué es sigue siendo un misterio. El candidato más simple es la constante cosmológica de Einstein, que añadió en 1917 para mantener quieto el universo y luego abandonó; la historia de que la llamó su «mayor error» llega de segunda mano, a través de George Gamow, y los historiadores la ponen en duda. Una energía constante del espacio vacío, equivalente a la masa de unos pocos átomos de hidrógeno por metro cúbico, no se diluye al crecer el espacio, así que su peso aumenta. La teoría cuántica predice una energía del vacío hasta 10¹²⁰ veces mayor, a menudo llamada la peor predicción de la física. La alternativa es un campo cambiante, apodado quintaesencia. En 2024 y 2025, los resultados de DESI sugirieron que la energía oscura podría estar debilitándose; la señal es intrigante, pero aún no alcanza el nivel de un descubrimiento.

¿Sabías que toda la energía oscura contenida en un volumen del tamaño de la Tierra equivale a unos 6 miligramos de masa, menos de lo que pesa una mosca?

Euclid, de la ESA, el observatorio Rubin y el futuro telescopio espacial Roman de la NASA medirán la historia de la expansión con más detalle que nunca. Lo que encuentren reescribirá la física y decidirá cómo termina el universo. Por ahora, la mayor parte del universo es algo que sabemos medir con precisión y no sabemos nombrar.

La inflación

La inflación es la idea principal sobre lo que ocurrió en el primer instante del universo: un arrebato de expansión desbocada que duplicó el tamaño del espacio una y otra vez, al menos 85 veces, y terminó unos 10⁻³² segundos después de empezar. Una región más pequeña que un protón creció en un factor de al menos 10²⁶. A esa escala, una bacteria llegaría a medir unos 10 000 años luz. Fue mucho más rápido que la luz, algo permitido, porque nada se movía por el espacio: crecía el espacio mismo.

Se inventó para resolver tres enigmas. El problema del horizonte: los lados opuestos del cielo de microondas tienen la misma temperatura con una precisión de una parte en 100 000, aunque en un Big Bang corriente nunca habrían podido estar en contacto para igualarse. El problema de la planitud: la geometría del espacio se equilibra en el filo de la navaja entre abierta y cerrada, lo que exige un ajuste absurdo al principio. Y los monopolos magnéticos que la física de partículas predecía en abundancia y nadie encuentra. Alan Guth, entonces un joven físico en el SLAC de California, vio en 1979 que una breve expansión exponencial resolvía los tres: una región diminuta se homogeneiza y luego se estira tanto que sus bordes y cualquier monopolo quedan fuera de la vista. Alexéi Starobinski había propuesto un modelo afín en Moscú, y en 1982 Andréi Linde y, de forma independiente, Andreas Albrecht y Paul Steinhardt corrigieron un fallo en el final de la inflación.

El motor suele imaginarse como un campo, el inflatón, atrapado en un estado de alta energía que se comporta como una versión extrema de la energía oscura. Al desintegrarse, su energía se vierte en partículas y calienta el universo: comienza el Big Bang caliente. Los temblores cuánticos del campo, estirados a escala cósmica, se convierten en leves diferencias de densidad que la gravedad transforma después en galaxias.

Sus predicciones han superado las pruebas. El espacio debe ser plano, y Planck lo encuentra plano con un margen de un 0,2 %. Las arrugas del fondo de microondas deben ser aleatorias y casi igual de intensas en todas las escalas, algo más en las grandes; WMAP y Planck midieron exactamente esa inclinación, un índice espectral de unos 0,965. Falta la prueba definitiva: un fondo de ondas gravitacionales primordiales, que dejaría un patrón en remolino de modos B en la polarización de la luz. En marzo de 2014, el equipo BICEP2, en el polo sur, anunció haberlo visto; en menos de un año, un análisis conjunto con Planck mostró que el polvo de nuestra galaxia podía explicar la señal.

¿Sabías que si la inflación es correcta, las mayores estructuras del universo, de los cúmulos de galaxias a la red cósmica, empezaron como fluctuaciones cuánticas más pequeñas que un núcleo atómico?

El Observatorio Simons en Chile y el futuro satélite japonés LiteBIRD llevarán la búsqueda más lejos. Sus críticos, hoy incluido Steinhardt, sostienen que la inflación es tan flexible que encaja con casi cualquier resultado y que implica un multiverso imposible de comprobar. Sigue siendo el mejor relato del primer instante, pero el universo aún no ha firmado la confesión.

La forja de los elementos

Cada átomo tiene un lugar de nacimiento. El Big Bang apenas fabricó otra cosa que hidrógeno y helio; casi todo lo demás de la tabla periódica, del carbono de tus células al oro de una alianza, se forjó después en estrellas y catástrofes estelares y luego se dispersó por el espacio para formar nuevas estrellas, planetas y personas. Es la nucleosíntesis, y bien leída, la tabla periódica es un mapa de sucesos cósmicos.

La primera forja funcionó unos 20 minutos. Entre unos diez segundos y veinte minutos después del Big Bang, todo el universo fue un reactor de fusión que se enfriaba deprisa, y dejó una materia compuesta, en masa, por un 75 % de hidrógeno y un 25 % de helio, con trazas de deuterio y litio. Ralph Alpher y George Gamow publicaron los primeros cálculos en 1948, y añadieron el nombre de Hans Bethe por el juego de palabras «alfa, beta, gamma». El reactor se atascó en el litio porque ningún núcleo estable tiene masa 5 u 8, y el universo se enfrió antes de salvar ese hueco.

Las estrellas tomaron el relevo. Fusionan hidrógeno en helio y luego helio en carbono mediante el proceso triple alfa; en 1953, Fred Hoyle predijo que el carbono debía tener un estado excitado concreto para que funcionara, y ese mismo año se encontró en Caltech, en el laboratorio de William Fowler. Las estrellas masivas siguen fabricando oxígeno, neón, magnesio y silicio, hasta el hierro. Ahí se acaba el negocio: el hierro 56 y sus vecinos tienen los núcleos más ligados, así que fusionar más allá cuesta energía en lugar de liberarla. Las enanas blancas que estallan aportan buena parte del hierro de la galaxia.

Los elementos más pesados se construyen añadiendo neutrones. El proceso s, lento, en gigantes rojas moribundas, tarda miles de años y produce cerca de la mitad, entre ellos el estroncio, el bario y el plomo. El proceso r, rápido, necesita una avalancha de neutrones, como la que se da al chocar estrellas de neutrones y quizá en raras supernovas, y crea el oro, el platino y el uranio. El plan general lo trazaron en 1957 Margaret y Geoffrey Burbidge, Fowler y Hoyle en un artículo que aún se conoce como B²FH. La prueba de que las estrellas son forjas llegó en 1952, cuando Paul Merrill halló tecnecio en los espectros de gigantes rojas: no tiene forma estable y su variante más longeva dura solo unos cuatro millones de años, así que debe fabricarse en ellas ahora. En 2017, la luz de la fusión de estrellas de neutrones GW170817 mostró elementos pesados recién creados, y en 2019 se identificó en ella estroncio. Litio, berilio y boro son un caso aparte: los arrancaron sobre todo los rayos cósmicos de núcleos más pesados.

¿Sabías que unos seis de cada diez átomos de tu cuerpo son hidrógeno formado en los primeros minutos del universo, con unos 13 800 millones de años de antigüedad?

Queda un enigma: las estrellas más viejas tienen unas tres veces menos litio del que debería haber producido el Big Bang. El resto de la historia es lo bastante firme como para colgarlo en un aula. La tabla periódica de la pared es también el árbol genealógico del cosmos.

Cartografiar el universo

La cosmología se volvió una ciencia exacta contando. Un cartografiado de corrimientos al rojo mide dónde está cada galaxia en el cielo y cuánto se ha estirado su luz, y convierte una imagen plana en un mapa tridimensional; los cartografiados de imagen añaden miles de millones de galaxias con distancias estimadas a partir de sus colores. Cada mapa pone a prueba toda la receta cósmica a la vez: cuánta materia hay, a qué ritmo crecen las estructuras y cómo se comporta la energía oscura.

La primera rebanada fue un sobresalto. En 1986, Valérie de Lapparent, Margaret Geller y John Huchra, del Centro de Astrofísica Harvard-Smithsonian, situaron unas 1100 galaxias en una fina cuña de cielo. En lugar de una dispersión al azar, las galaxias se alineaban en las paredes de grandes burbujas en torno a vacíos, y el cúmulo de Coma formaba el cuerpo de lo que parecía un monigote de palotes. En 1989, el mismo cartografiado reveló la Gran Muralla, una lámina de galaxias de unos 500 millones de años luz de largo. El cartografiado 2dF, en el Telescopio Anglo-Australiano, midió unas 221 000 galaxias entre 1997 y 2002, y el Sloan Digital Sky Survey, activo desde 2000 con un telescopio propio de 2,5 metros en Nuevo México, ha reunido espectros de millones.

La precisión llegó con una regla. En 2005, equipos del Sloan, encabezado por Daniel Eisenstein, y del 2dF hallaron un leve exceso de parejas de galaxias separadas unos 500 millones de años luz, la huella congelada de ondas sonoras de la época del fondo de microondas. Los mapas de ese fondo publicados por Planck en 2013, y refinados en 2018, fijaron los parámetros principales del universo con un margen de alrededor del 1 %, y los mapas de galaxias los comprueban en épocas posteriores. Desde 2021, el instrumento DESI, en el telescopio Mayall de 4 metros de Kitt Peak, usa 5000 fibras robotizadas para trazar el mayor mapa en 3D hasta la fecha, con más de 14 millones de galaxias y cuásares en su publicación de 2025.

Los próximos mapas irán más hondo y más lejos. Euclid, de la ESA, lanzado en julio de 2023, fotografía cerca de un tercio del cielo para medir la forma de unos 1500 millones de galaxias, cuyas leves distorsiones delatan la materia oscura. El Observatorio Vera C. Rubin, en el cerro Pachón (Chile), con un espejo de 8,4 metros y una cámara de 3200 megapíxeles, la mayor cámara digital construida para la astronomía, presentó sus primeras imágenes en junio de 2025 e inicia un cartografiado de diez años, el Legacy Survey of Space and Time, que debería catalogar unos 20 000 millones de galaxias.

¿Sabías que la Gran Muralla de Sloan, hallada en los datos del cartografiado en 2003, es una cadena de galaxias de unos 1400 millones de años luz, más de 13 000 veces el diámetro del disco de la Vía Láctea?

Ningún mapa muestra el universo tal como es ahora. Cuanto más hondo llega un cartografiado, más atrás mira en el tiempo, así que cada atlas es también un libro de historia leído desde la última página. La cartografía, antaño el arte de las costas, abarca hoy la mayor parte del cosmos observable.

El calendario cósmico

El calendario cósmico condensa la historia del universo en un solo año. Carl Sagan lo popularizó en Los dragones del Edén, en 1977, y en la serie de televisión Cosmos, en 1980, cuando se pensaba que el universo tenía unos 15 000 millones de años. Con la cifra actual de 13 800 millones, cada día del calendario equivale a unos 37,8 millones de años, cada hora a unos 1,6 millones y cada segundo a unos 437 años.

Enero viene cargado. El Big Bang suena a medianoche del 1 de enero; a las 0:14 el universo se vuelve transparente y libera la luz que hoy vemos como fondo cósmico de microondas. Las primeras estrellas se encienden en la primera semana, y las estrellas más antiguas de la Vía Láctea ya brillan antes de que acabe el mes, mientras su disco toma forma a lo largo de la primavera. Llega entonces un largo periodo tranquilo en el que generaciones de estrellas viven, mueren y enriquecen el gas con elementos más pesados. El Sol no se forma hasta el 1 de septiembre, y la Tierra, un día después más o menos.

Las fechas proceden de relojes distintos. La edad del universo se lee en el fondo de microondas y el ritmo de expansión, medidos por Planck. La del Sol sale de la desintegración del uranio en plomo en los granos de meteorito más antiguos, formados hace 4567 millones de años. Las fechas de la vida vienen de los fósiles, datados por las rocas que los rodean. Según esas pruebas, los primeros microbios aparecen a finales de septiembre, aunque los rastros más antiguos se discuten, y el oxígeno empieza a llenar el aire hacia el 29 de octubre.

Casi todo lo que llamamos historia natural se amontona en diciembre. Los animales con concha y esqueleto irrumpen en el Cámbrico el 17 de diciembre. Las plantas llegan a tierra firme hacia el 20, los dinosaurios aparecen el día de Navidad y un asteroide acaba con su reinado de madrugada el 30 de diciembre. Nuestra especie, Homo sapiens, aparece hacia las 23:48 en Nochevieja. La agricultura empieza a las 23:59:33, y Galileo apunta su telescopio al cielo menos de un segundo antes de medianoche.

¿Sabías que toda la historia escrita, desde la primera escritura en Mesopotamia hasta las noticias de esta mañana, cabe en los últimos 12 segundos del 31 de diciembre?

El calendario es una maqueta, no una profecía. El año no termina a medianoche: el universo durará muchísimo más de lo que ha existido y, a la misma escala, al Sol le quedan unos cuatro meses antes de hincharse como gigante roja. Una vida humana dura alrededor de una quinta parte de un segundo. Cada historia humana que se haya contado cabe en el tiempo que se tarda en decir «Feliz Año Nuevo».

Cómo acabará todo

Cómo acabe el universo depende sobre todo de la energía oscura, ese algo desconocido que acelera la expansión cósmica. La gravedad de toda la materia ya no puede frenarla por sí sola, así que el desenlace depende de si la energía oscura se mantiene igual, se refuerza o se desvanece. Sea como sea, las escalas de tiempo empequeñecen todo lo anterior. En los cálculos más largos, los 13 800 millones de años transcurridos son apenas los primeros segundos.

El destino favorito es la muerte térmica, también llamada Gran Congelación. Si la energía oscura es una constante cosmológica, como han sugerido durante mucho tiempo casi todos los datos, la expansión se acelera para siempre. Dentro de unos 100 000 millones de años, todas las galaxias más allá de nuestro vecindario fusionado habrán quedado fuera de la vista, y unos astrónomos de entonces verían una sola galaxia gigante en una oscuridad vacía, sin apenas indicios de que hubo un Big Bang. La formación de estrellas decae al agotarse el gas; Fred Adams y Gregory Laughlin estimaron en 1997 que las últimas estrellas se apagarán dentro de unos 100 billones de años. Entonces dominan los agujeros negros, que se evaporan poco a poco mediante el resplandor cuántico que predijo Stephen Hawking en 1974: uno con la masa del Sol en unos 10⁶⁷ años, los mayores en unos 10¹⁰⁰. Queda un baño de radiación tenue y fría donde ya no puede pasar nada. El término viene de la termodinámica del siglo XIX: no un universo que arde, sino uno en el que el calor no puede fluir porque todo está a la misma temperatura.

La alternativa violenta es el Gran Desgarro. En 2003, Robert Caldwell, Marc Kamionkowski y Nevin Weinberg mostraron que, si la energía oscura se vuelve más densa con el tiempo, la expansión acabaría por vencer a las fuerzas que lo mantienen todo unido. En su ejemplo, dentro de unos 22 000 millones de años, las galaxias se desgarran unos 60 millones de años antes del final, el sistema solar se deshace unos tres meses antes y los átomos se rompen en el último instante. Las mediciones actuales alejan mucho más cualquier desgarro, si lo hay.

Lo contrario es el Gran Colapso. Si la energía oscura se debilita y se vuelve negativa, la expansión podría detenerse e invertirse, arrastrándolo todo de vuelta a un estado caliente y denso. Los indicios de DESI en 2024 y 2025 de una energía oscura que se debilita reavivaron el interés, aunque ningún colapso está demostrado. Más extraña aún es la desintegración del vacío: las mediciones del bosón de Higgs y del quark cima sugieren que nuestro vacío quizá no sea el estado de menor energía, y una burbuja de «vacío verdadero» podría surgir algún día y extenderse casi a la velocidad de la luz. La espera estimada supera con creces los 10¹⁰⁰ años.

¿Sabías que una pequeña enana roja como Próxima Centauri podría brillar unos cuatro billones de años, de modo que las últimas estrellas en morir serán las más débiles?

Más cerca de casa, el calendario está claro: dentro de unos cinco mil millones de años, el Sol se hinchará como gigante roja. Euclid, DESI y Rubin miden ya la energía oscura con precisión suficiente para afinar el pronóstico cósmico. El universo casi seguro tendrá un final, y nos ha tocado vivir en su breve y luminoso primer capítulo.

Mundos más allá

Durante casi toda la historia, los planetas de otras estrellas fueron cuestión de fe. Giordano Bruno defendió en la década de 1580 la existencia de mundos innumerables, y los astrónomos los dieron por supuestos durante siglos, pero nadie pudo demostrar uno solo. El problema es el contraste: un planeta es una mota tenue perdida en el resplandor de una estrella que suele ser mil millones de veces más brillante, y hasta las estrellas más cercanas están a años luz. Un exoplaneta, cualquier planeta que gire alrededor de una estrella distinta del Sol, tenía que cazarse de forma indirecta, por su efecto sobre su estrella.

Los primeros llegaron por sorpresa. En 1992, Aleksander Wolszczan y Dale Frail, que cronometraban el púlsar PSR B1257+12 con el radiotelescopio de Arecibo, vieron que sus pulsos, regulares como un metrónomo, llegaban a veces antes y a veces después, según un patrón que solo podían explicar planetas en órbita. Esos mundos giran alrededor del núcleo colapsado de una estrella que estalló, a unos 2.300 años luz. Después, el 6 de octubre de 1995, Michel Mayor y Didier Queloz, de la Universidad de Ginebra, anunciaron 51 Pegasi b, un gigante de alrededor de media masa de Júpiter que rodea una estrella corriente, parecida al Sol, cada 4,2 días. Hallado con el espectrógrafo ELODIE del Observatorio de Alta Provenza, en Francia, les valió parte del Premio Nobel de Física de 2019.

Luego vino la avalancha. En 1999, HD 209458 b, el primer planeta visto cruzando por delante de su estrella, demostró que eran auténticos gigantes gaseosos. El telescopio espacial Kepler de la NASA, lanzado en 2009, vigiló unas 150.000 estrellas de Cisne y Lira y halló más de 2.600 planetas confirmados antes de retirarse en 2018; ese mismo año tomó el relevo TESS, que barre casi todo el cielo. En 2016 apareció un planeta alrededor de Próxima Centauri, la estrella más cercana, y en 2017 se revelaron siete mundos del tamaño de la Tierra en torno a TRAPPIST-1. El archivo de exoplanetas de la NASA superó en 2025 los 6.000 planetas confirmados, con miles de candidatos aún por verificar.

¿Sabías que los primeros exoplanetas confirmados orbitan una estrella muerta, el púlsar PSR B1257+12, que gira unas 160 veces por segundo y barre sus planetas con haces de radiación?

Las cifras dicen ya algo profundo. Los sondeos por microlente gravitatoria sugieren que la estrella típica de la Vía Láctea tiene al menos un planeta, de modo que hay más planetas que estrellas: cientos de miles de millones solo en nuestra galaxia. Su variedad desconcierta, desde mundos de lava hasta gigantes hinchados menos densos que el corcho, y la mayoría de los sistemas no se parecen en nada al nuestro. Un mito popular presenta los exoplanetas como joyas raras; en realidad, lo raro, por ahora, es un sistema con la forma del solar.

Cada método favorece mundos distintos: los tránsitos atrapan planetas alineados de canto, el bamboleo pesa a los pesados y cercanos, la imagen directa fotografía gigantes jóvenes alejados de su estrella y la microlente encuentra mundos fríos e incluso planetas errantes entre las estrellas. En una noche despejada, la mayoría de las estrellas que ves tienen planetas, y uno de esos planetas es el que pisas.

El método de tránsito

La mayoría de los exoplanetas conocidos se descubrieron por su sombra. Cuando la órbita de un planeta se ve de canto desde la Tierra, el planeta cruza el disco de su estrella en cada vuelta y tapa una pequeñísima parte de su luz. Es el método de tránsito: vigilar miles de estrellas a la vez, medir su brillo con una precisión exquisita y buscar caídas que se repitan como un reloj. La profundidad de la caída da el tamaño del planeta, porque la fracción de luz bloqueada es igual al área de su disco dividida por la de la estrella. El intervalo entre caídas da la duración de su año.

Las caídas son diminutas. Júpiter pasando por delante del Sol lo atenuaría en torno a un 1 %; la Tierra, solo un 0,008 %, unas 84 partes por millón, durante unas 13 horas una vez al año. Vista desde una dirección cualquiera, una órbita como la terrestre tiene apenas una posibilidad entre 200 de estar bien alineada. Por eso los sondeos vigilan enormes cantidades de estrellas, y los mejores trabajan desde el espacio, por encima del titileo de la atmósfera.

El primer tránsito se observó en 1999, cuando David Charbonneau y sus colegas, y de forma independiente Greg Henry, vieron cómo HD 209458 b, un gigante gaseoso a unos 160 años luz, atenuaba su estrella en torno a un 1,5 %. Kepler, lanzado por la NASA en 2009, convirtió el truco en una industria: fijo en una sola región de Cisne y Lira, midió unas 150.000 estrellas cada media hora durante cuatro años y encontró miles de planetas, entre ellos Kepler-186f, el primer mundo del tamaño de la Tierra confirmado en una zona habitable. Tras fallar dos de sus ruedas de reacción siguió trabajando como K2 hasta agotar el combustible en 2018. TESS, lanzado en abril de 2018, recorre hoy casi todo el cielo por franjas y prefiere estrellas cercanas y brillantes, más fáciles de estudiar después. La misión PLATO de la ESA está prevista para unirse hacia finales de 2026.

¿Sabías que los tránsitos pueden delatar planetas que nunca pasan por delante de su estrella, porque la gravedad de un hermano invisible hace que un planeta en tránsito llegue minutos antes o después, y así se descubrió Kepler-19c en 2011?

El tránsito cuenta más que el tamaño. Combinado con una masa obtenida por el método del bamboleo, da la densidad, suficiente para distinguir hierro y roca de agua o gas. Además, durante el tránsito un fino anillo de luz estelar atraviesa la atmósfera del planeta y recoge las huellas de sus moléculas. Así detectó el Hubble sodio en HD 209458 b en 2002, y en 2022 el JWST encontró dióxido de carbono en la atmósfera de WASP-39 b, la primera detección clara de ese gas en un planeta fuera del sistema solar.

El método tiene un sesgo: favorece a los planetas grandes cercanos a estrellas pequeñas, que transitan a menudo y con caídas profundas, y los astrónomos corrigen ese censo desequilibrado con estadística. La alineación funciona en ambos sentidos: desde algunas estrellas vecinas, un observador vería cada año a la Tierra cruzar el Sol, un guiño regular que anuncia un mundo pequeño en la zona habitable de nuestra estrella.

El método del bamboleo

Un planeta no se limita a girar alrededor de su estrella: ambos giran en torno a su centro de masas común, el baricentro, como una bailarina que hace girar a una pareja mucho más ligera. La estrella describe un minúsculo bucle, acercándose a nosotros durante media órbita y alejándose durante la otra media. Ese movimiento desplaza su luz por efecto Doppler, un poco más azul al acercarse y un poco más roja al alejarse. Midiendo esta velocidad radial, los astrónomos detectan y pesan planetas que no pueden ver.

Las señales son absurdamente pequeñas. Júpiter arrastra al Sol a unos 12,5 metros por segundo, la velocidad de un velocista, a lo largo de su órbita de 12 años. La Tierra lo mueve a solo 9 centímetros por segundo, más o menos el paso de una tortuga gigante. El tirón de Júpiter cambia la longitud de onda de la luz solar en unas pocas partes por cien millones, y el de la Tierra en unas pocas partes por diez mil millones; por eso los espectrógrafos deben ser extraordinariamente estables, sellados al vacío, a temperatura constante y calibrados con lámparas, vapor de yodo o peines de frecuencia láser.

Este método inauguró la era de los exoplanetas. Bruce Campbell, Gordon Walker y Stephenson Yang señalaron en 1988 un posible planeta en Gamma Cephei, pero fueron demasiado prudentes para reivindicarlo; no se confirmó hasta 2003. En 1995, Michel Mayor y Didier Queloz usaron el espectrógrafo ELODIE, en Francia, para ver a 51 Pegasi oscilar a unos 56 metros por segundo cada 4,2 días, la firma de un gigante pegado a su estrella. Geoff Marcy y Paul Butler lo confirmaron enseguida en California y hallaron decenas más. HARPS, en La Silla (Chile), alcanzó desde 2003 cerca de 1 metro por segundo y ayudó en 2016 a descubrir Próxima b. ESPRESSO, en el Very Large Telescope, apunta ya a 10 centímetros por segundo.

¿Sabías que el baricentro del Sol y Júpiter está justo por encima de la superficie solar, de modo que, en rigor, Júpiter no gira alrededor del centro del Sol?

El ritmo del bamboleo da el periodo del planeta, su amplitud la masa y su forma revela si la órbita es circular o alargada. Hay una pega: como normalmente no sabemos cuánto está inclinada la órbita, el método solo da una masa mínima. Si se combina con un tránsito, que fija la inclinación, aparece la masa real. Las estrellas también hacen trampa: manchas, pulsaciones y el hervor de su superficie producen temblores de un metro por segundo o más que imitan planetas, y desenredarlos es hoy el mayor reto del campo.

El premio es una gemela auténtica de la Tierra, que exige captar 9 centímetros por segundo durante años; el proyecto Terra Hunting Experiment prevé vigilar unas decenas de estrellas solares casi cada noche durante una década. Mientras tanto, el bamboleo aporta las masas de la mayoría de los mundos cercanos, incluidos los pequeños planetas descubiertos en torno a la estrella de Barnard en 2024 y 2025. Visto desde lejos, nuestro Sol se estremece en silencio a nueve centímetros por segundo, y en principio alguien podría estar midiéndolo.

Júpiteres calientes

Antes de 1995, la teoría contaba una historia ordenada. Los planetas gigantes se forman lejos de su estrella, más allá de la línea de hielo, donde abunda el hielo suficiente para construir núcleos masivos; los gigantes gaseosos deberían ocupar órbitas amplias y lentas como la de Júpiter, que tarda 12 años en dar la vuelta a 5,2 veces la distancia Tierra-Sol. Entonces el primer planeta hallado alrededor de una estrella solar rompió la regla. 51 Pegasi b tiene alrededor de media masa de Júpiter, pero orbita a solo 0,05 unidades astronómicas de su estrella, ocho veces más cerca que Mercurio del Sol, y su año dura 4,2 días. Es el arquetipo de los júpiteres calientes.

Son de los lugares más extremos que se conocen. A tan corta distancia, las mareas casi seguro los bloquean con una cara siempre vuelta hacia la estrella: un lado diurno abrasador, un lado nocturno más fresco y, entre ambos, corrientes en chorro de miles de kilómetros por hora. KELT-9b, el más caliente conocido, alcanza unos 4.300 °C en su lado diurno, más que muchas estrellas. En WASP-76b, el espectrógrafo ESPRESSO del Very Large Telescope de ESO descubrió en 2020 que el hierro se vaporiza de día y parece condensarse al pasar a la noche. HD 189733 b, de un azul intenso para el Hubble, podría tener vientos cargados de gotas de vidrio fundido. HD 209458 b arrastra una cola de hidrógeno, como un cometa, que se escapa de su atmósfera recalentada.

¿Cómo llegaron allí? La mayoría de los astrónomos cree que se formaron más lejos y migraron hacia dentro. Algunos descendieron en espiral a través del disco de gas de la estrella joven, intercambiando momento con él, un escenario elaborado para 51 Pegasi b por Douglas Lin, Peter Bodenheimer y Derek Richardson en 1996. Otros pudieron ser lanzados a órbitas alargadas por planetas hermanos, que después las mareas redondearon. Medido durante los tránsitos, el ángulo entre la órbita y el giro de la estrella muestra que muchos orbitan inclinados o incluso al revés, cicatrices de historias violentas.

Dominaron los primeros descubrimientos porque son fáciles: grandes, cercanos y rápidos, con bamboleos de decenas o cientos de metros por segundo, gritan en los dos métodos principales. Pero los sondeos muestran que son raros, presentes en solo un 1 % de las estrellas solares; su fama fue un efecto de selección. Algunos están condenados: WASP-12b, que rodea su estrella en unas 26 horas, ve su órbita acortarse unos 29 milisegundos al año y debería ser engullido en unos pocos millones de años.

¿Sabías que el júpiter caliente TrES-2b refleja menos del 1 % de la luz que recibe, lo que lo hace más oscuro que el carbón?

Su verdadero legado es una lección de humildad. Los júpiteres calientes demostraron que los sistemas planetarios son dinámicos, con gigantes capaces de recorrer un sistema y dispersar cuanto encuentran. Nuestro propio Júpiter pudo derivar hacia dentro y luego volver hacia fuera, la hipótesis llamada Grand Tack, modelando de paso los pequeños mundos rocosos del sistema solar interior. Si hubiera seguido avanzando, quizá la Tierra nunca se habría formado.

Supertierras y minineptunos

Si eligieras al azar un planeta de la Vía Láctea, probablemente sería de un tipo que nuestro sistema solar no tiene. El censo de Kepler mostró que los planetas más comunes alrededor de estrellas solares, al menos en órbitas de hasta unos meses, miden entre una y cuatro veces el diámetro de la Tierra. La Tierra es nuestro mayor planeta rocoso; Neptuno, con casi cuatro radios terrestres, nuestro gigante más pequeño. Entre ambos hay un hueco vacío en nuestra familia y abarrotado en todas partes.

Estos planetas forman dos poblaciones. En 2017, Benjamin Fulton y sus colegas, con tamaños estelares precisos del California-Kepler Survey, encontraron una escasez de planetas en torno a 1,5 a 2 radios terrestres, el llamado valle de radios o brecha de Fulton. Por debajo están las supertierras, sobre todo roca y hierro desnudos, algunas varias veces más masivas que la Tierra. Por encima, los minineptunos: núcleos rocosos envueltos en gruesas capas de hidrógeno y helio, hinchados por unos pocos tantos por ciento de su masa en gas. La explicación favorita es que los planetas jóvenes cercanos a su estrella perdieron su atmósfera ligera, arrancada por los rayos X y ultravioleta estelares o por el calor de su propio núcleo, mientras que los que tenían más gas o estaban más lejos la conservaron. Leslie Rogers ya había estimado en 2015 que la mayoría de los planetas de más de 1,6 radios terrestres no son rocosos.

Cada uno es un experimento imposible en casa. 55 Cancri e, casi el doble de ancho que la Tierra y ocho veces más masivo, da la vuelta a su estrella en menos de 18 horas, con un lado diurno capaz de fundir la roca; en 2024, datos del JWST indicaron que podría tener atmósfera, quizá alimentada por un océano de magma. GJ 1214 b, un minineptuno a 48 años luz, está envuelto en una bruma tan densa que su espectro es casi plano. Y está K2-18 b, a 124 años luz, 2,6 veces más ancho que la Tierra, en la zona habitable de su enana roja. Nikku Madhusudhan, de Cambridge, lo propone como mundo hiceánico, un océano planetario bajo un cielo de hidrógeno, aunque otros equipos sostienen que puede ser un minineptuno rico en gas o incluso tener una superficie fundida.

¿Sabías que el planeta más típico de la Vía Láctea es, estadísticamente, de una clase que no podemos visitar ni estudiar de cerca, porque el Sol nunca fabricó uno?

El tamaño y la masa, por sí solos, son ambiguos: un planeta de 2,5 radios y 8 masas terrestres podría ser roca bajo un fino velo de hidrógeno, roca bajo una capa profunda de agua o algo más extraño. Por eso importan los espectros del JWST: el equilibrio entre agua, metano, amoníaco y dióxido de carbono ayuda a distinguir un mundo oceánico de una enana gaseosa.

¿Por qué nuestro sistema se los saltó? Una idea es que el joven Júpiter bloqueó la deriva hacia dentro de los guijarros que habrían podido formar supertierras cerca del Sol. Sea cual sea la causa, el planeta que pisas es la excepción, y el mundo favorito de la galaxia solo se estudia a años luz.

La zona habitable

Alrededor de cada estrella hay una franja de órbitas donde un planeta con la atmósfera adecuada podría conservar agua líquida en su superficie: la zona habitable, apodada zona de Ricitos de Oro. Demasiado cerca, los océanos hierven; demasiado lejos, se congelan. Su-Shu Huang popularizó el término en 1959, y James Kasting y sus colegas lo cuantificaron en 1993 modelando cómo responden a la luz estelar el dióxido de carbono y el vapor de agua de un planeta. En 2013, Ravi Kopparapu y sus colegas actualizaron el cálculo y situaron la zona conservadora del Sol entre unas 0,99 y 1,7 veces la distancia Tierra-Sol, con la Tierra incómodamente cerca del borde interior.

La posición de la zona depende de la estrella. Una estrella F, caliente y brillante, la empuja más allá de la distancia de Marte; una enana roja tenue la acerca a unas centésimas de unidad astronómica, donde un año dura días o semanas. Próxima b, a 4,2 años luz, recorre la zona habitable de su estrella cada 11,2 días a solo 0,05 unidades astronómicas. La zona de TRAPPIST-1 cabe holgadamente dentro de la órbita de Mercurio. Kepler-186f, anunciado en 2014, fue el primer planeta del tamaño de la Tierra confirmado en una zona habitable; Kepler-452b, anunciado en 2015, gira en torno a una estrella solar con un año de 385 días.

La zona también se mueve con el tiempo. Las estrellas brillan más al envejecer, y el Sol es hoy un 30 % más luminoso que cuando se formó la Tierra. Dentro de unos mil millones de años, su creciente resplandor empujará el borde interior más allá de la órbita terrestre y nuestros océanos empezarán a escapar al espacio. La vida en la Tierra ocupa una ventana en la lenta marcha de la zona hacia fuera.

¿Sabías que Venus está justo dentro del borde interior de la zona habitable del Sol, y su superficie, a unos 465 °C, está lo bastante caliente para fundir plomo?

La zona habitable es un primer filtro, no una promesa, y un mito popular la toma por una etiqueta de vida. Nuestro propio sistema lo demuestra: Marte orbita dentro de la zona y, sin embargo, es un desierto helado, demasiado pequeño para retener su atmósfera cuando se apagó su campo magnético. La atmósfera, el magnetismo, la tectónica de placas, las mareas y las fulguraciones estelares deciden el resto. Las enanas rojas, cerca de tres cuartas partes de las estrellas de la galaxia, son objetivos cómodos con hábitos brutales: fulguraciones violentas y planetas probablemente acoplados por marea, con una cara en día perpetuo. A la inversa, el agua puede existir muy lejos de cualquier zona habitable: Europa y Encélado esconden océanos bajo el hielo, líquidos gracias a las mareas.

Aun con estas salvedades, las cifras son grandes. Los datos de Kepler sugieren que una parte considerable de las estrellas solares tiene un planeta de tamaño parecido al terrestre en la zona, y las enanas rojas podrían sumar decenas de miles de millones más. La zona habitable dice a los telescopios dónde mirar primero; a nosotros nos recuerda que un cielo azul es una dirección afortunada, y pasajera.

TRAPPIST-1

A cuarenta años luz, en Acuario, hay una estrella tan débil que hace falta un gran telescopio para verla. TRAPPIST-1 es una enana roja ultrafría apenas más ancha que Júpiter, con cerca del 9 % de la masa del Sol y una superficie a unos 2.300 °C que brilla sobre todo en el infrarrojo. A su alrededor giran siete planetas rocosos, cada uno más o menos del tamaño de la Tierra. El sistema entero cabría holgadamente dentro de la órbita de Mercurio: el planeta más exterior, h, orbita a unas 0,06 unidades astronómicas y su año dura menos de 19 días.

Los planetas se descubrieron por sus tránsitos. En 2016, Michaël Gillon, de la Universidad de Lieja, y sus colegas anunciaron tres con TRAPPIST, un telescopio robótico de 60 centímetros en La Silla (Chile) cuyo nombre guiña a las cervezas trapenses de Bélgica. En febrero de 2017, el telescopio espacial Spitzer de la NASA, tras observar la estrella casi sin pausa durante unos 20 días, demostró que eran siete. Sus órbitas forman una precisa cadena de resonancias: por cada ocho vueltas de b, c completa cinco, y siguen proporciones sencillas a lo largo de toda la fila. Una cadena tan delicada sugiere que los planetas se formaron más lejos y migraron juntos hacia dentro, con suavidad.

Como los planetas transitan a menudo y la estrella es pequeña, las caídas son profundas y su cronometraje exquisito. Diminutas variaciones en los instantes de cada cruce, medidas durante años, dan sus masas: tienen densidades parecidas, algo menores que la terrestre, compatibles con cuerpos rocosos con algo menos de hierro o algo de agua. Tres planetas, e, f y g, están en la zona habitable, y d en su cálido borde interior.

El telescopio espacial James Webb ha empezado a hacer la pregunta obvia: ¿tienen aire? En 2023, su instrumento MIRI midió unos 230 °C en el lado diurno de b, más o menos lo que alcanzaría una roca oscura desnuda, y unos 110 °C en c, lo que descarta en ambos una atmósfera densa de dióxido de carbono como la de Venus. El carácter de la estrella juega en su contra: TRAPPIST-1 sufre fulguraciones frecuentes y fue más brillante en su juventud, lo que pudo despojar a los mundos interiores. El veredicto sobre e, el mejor candidato a un clima terrestre, se va reuniendo tránsito a tránsito.

¿Sabías que desde la superficie de un planeta de TRAPPIST-1, un vecino en su máximo acercamiento podría verse en el cielo más grande que la Luna llena desde la Tierra?

TRAPPIST-1 es un laboratorio para la gran pregunta estadística de la búsqueda de vida. Las enanas rojas son la mayoría de las estrellas de la galaxia, y las más pequeñas viven billones de años, mucho más que los 10.000 millones de años del Sol. Si planetas como estos logran conservar su atmósfera, la mayor parte del terreno habitable del universo gira alrededor de tenues soles rojos, y durará casi para siempre.

Biofirmas

No visitaremos pronto la superficie de los planetas de otras estrellas, así que buscar vida en ellos es cuestión de química a distancia. Una biofirma es una sustancia o un patrón que produce la vida y que es difícil de obtener de otro modo. En la Tierra, la más clara es la propia atmósfera: alrededor de un 21 % de oxígeno, más metano por debajo de dos partes por millón. Ambos reaccionan entre sí con la luz solar, y el metano dura solo una década en nuestro aire, de modo que su coexistencia significa que algo los repone sin cesar. James Lovelock sostuvo en 1965 que este desequilibrio químico delataría la vida en cualquier planeta.

La idea se ha puesto a prueba en el único mundo vivo que conocemos. En diciembre de 1990, la sonda Galileo, que pasaba junto a la Tierra camino de Júpiter, apuntó sus instrumentos a su planeta de origen, y en 1993 Carl Sagan y sus colegas publicaron lo que concluiría un observador alienígena: oxígeno abundante, metano muy lejos del equilibrio, un salto brusco de la luz reflejada justo más allá del rojo, el llamado borde rojo de la vegetación, y señales de radio de banda estrecha que ningún proceso natural explica. La vida, e incluso la tecnología, eran detectables.

Para los exoplanetas, la herramienta principal es la espectroscopia de transmisión. Durante un tránsito, la luz que atraviesa la atmósfera de un planeta pierde colores concretos absorbidos por sus moléculas, y el JWST, lanzado en diciembre de 2021, los lee con instrumentos como NIRSpec y MIRI. En 2023, un equipo dirigido por Nikku Madhusudhan informó de metano y dióxido de carbono en la atmósfera de K2-18 b, posible mundo oceánico a 124 años luz, además de un indicio tentativo de sulfuro de dimetilo, un gas que en la Tierra procede sobre todo del plancton marino. Un estudio de 2025 afirmó una señal más fuerte, pero varios reanálisis independientes la hallaron débil o inexistente, y la discusión sigue.

¿Sabías que vista desde otra estrella, la atmósfera terrestre quizá lleve unos dos mil millones de años anunciando la vida, desde que se acumuló el oxígeno de las cianobacterias, mucho antes de que existiera ningún animal?

Ninguna molécula prueba por sí sola la vida, y las falsas alarmas forman parte del método. El oxígeno puede acumularse sin vida cuando la luz ultravioleta rompe el agua de un planeta que pierde su hidrógeno al espacio, un riesgo notable alrededor de las enanas rojas. El metano brota de los volcanes y del agua que reacciona con roca caliente. En 2020, el anuncio de fosfina en Venus causó sensación y después una larga disputa sobre los datos. Los astrónomos hablan ahora de una escalera de confianza, de «compatible con la vida» a «sin otra explicación», y esperan que cualquier primer anuncio se discuta durante años.

Llegan mejores herramientas. El Extremely Large Telescope de ESO, con primera luz prevista hacia finales de esta década, podría sondear el oxígeno de planetas rocosos cercanos, y el Habitable Worlds Observatory propuesto por la NASA aspira a fotografiar planetas parecidos a la Tierra alrededor de estrellas solares y tomar directamente sus espectros. La cuestión ya no es si sabríamos reconocer un mundo vivo, sino cuánta certeza necesitaríamos. En algún lugar de la luz estelar que ya nos llega, la respuesta podría estar escrita en unos pocos colores ausentes.

La ecuación de Drake

En el otoño de 1961, un joven radioastrónomo, Frank Drake, organizó una pequeña reunión en el Observatorio Nacional de Radioastronomía de Green Bank, en Virginia Occidental, para debatir si podríamos detectar vida inteligente en otros lugares. Para ordenar la agenda anotó los factores que decidirían cuántas civilizaciones de nuestra galaxia podrían estar emitiendo señales ahora mismo. El resultado, hoy llamado ecuación de Drake, multiplica siete términos: el ritmo al que se forman estrellas adecuadas, la fracción con planetas, el número de planetas habitables por sistema, las fracciones de estos en que surgen la vida, la inteligencia y una tecnología detectable, y L, el tiempo que tales civilizaciones siguen transmitiendo.

Asistieron una docena de personas, entre ellas Carl Sagan, Philip Morrison y el químico Melvin Calvin, que supo durante la reunión que había ganado el Premio Nobel de Química. Se bautizaron como la Orden del Delfín, en honor a los trabajos del asistente John Lilly sobre la inteligencia de los delfines. Sus propias estimaciones daban un resultado aproximadamente igual a L: si las civilizaciones duran mil años, quizá haya mil; si duran un millón, quizá un millón.

Seis décadas después, la astronomía ha rellenado la parte delantera de la ecuación. La Vía Láctea convierte cada año en estrellas nuevas el gas equivalente a uno o dos soles. Kepler y sus sucesores muestran que la mayoría de las estrellas tienen planetas y que una fracción apreciable posee mundos rocosos en su zona habitable. Los términos astronómicos, puras conjeturas en 1961, se conocen ya con un margen de unas pocas veces.

¿Sabías que Drake nunca esperó que su ecuación se resolviera, y que la escribió simplemente para ordenar la agenda de una reunión?

La segunda mitad sigue siendo conjetura. Tenemos un solo ejemplo de vida, de inteligencia y de tecnología, y una muestra de uno no da ninguna fracción. La vida apareció en la Tierra bastante pronto, quizá en unos cientos de millones de años, lo que algunos ven como indicio de que es fácil; una inteligencia capaz de construir radios tardó unos cuatro mil millones de años, y solo una especie entre millones lo logró. L es el término más humillante, pues nuestra civilización solo lleva un siglo escaso haciendo ruido en radio. Las respuestas honestas van aún desde mucho menos de uno, es decir, probablemente estamos solos en la galaxia, hasta muchos miles o más.

A menudo se ridiculiza la ecuación como una forma de multiplicar ignorancias, pero eso no entiende su propósito. Convierte una pregunta vaga en un programa de investigación y muestra qué números deberían aportar la astronomía, la biología y la historia. También agudiza la paradoja de Fermi, la pregunta que Enrico Fermi lanzó durante un almuerzo en 1950: si las civilizaciones son comunes, ¿dónde está todo el mundo? Frank Drake murió en 2022. Su ecuación, aún sin resolver, sigue siendo el mejor mapa de nuestra propia incertidumbre, con nuestro futuro escrito en su último término.

SETI

La búsqueda de inteligencia extraterrestre, o SETI, busca tecnología en lugar de biología: transmisiones de radio, destellos láser u otras señales de que alguien, en algún lugar, construyó algo. Su pistoletazo científico fue un artículo de dos páginas en Nature en 1959, en el que Giuseppe Cocconi y Philip Morrison señalaron que los radiotelescopios ya podían detectar un transmisor como los nuestros a distancias interestelares. Propusieron escuchar cerca de 1.420 megahercios, la frecuencia natural del hidrógeno, el elemento más común del universo.

Un año después, Frank Drake lo intentó. El Proyecto Ozma, en 1960, usó una antena de 26 metros en Green Bank para escuchar a dos estrellas cercanas parecidas al Sol, Tau Ceti y Épsilon Eridani, durante unas 150 horas. No oyó nada, y marcó la pauta. El 15 de agosto de 1977, el radiotelescopio Big Ear de la Universidad Estatal de Ohio registró una señal intensa y estrecha procedente de la dirección de Sagitario, que duró los 72 segundos que tardaba una fuente en cruzar su haz; el voluntario Jerry Ehman la rodeó en el listado y escribió «Wow!» al lado. Pese a muchos intentos, nunca se ha vuelto a ver. Las explicaciones naturales propuestas, como una nube de hidrógeno en erupción sugerida en 2024, siguen sin confirmarse.

Desde entonces las búsquedas han crecido enormemente. El Instituto SETI, fundado en 1984, construyó el Allen Telescope Array en el norte de California, que empezó a observar en 2007. Breakthrough Listen, lanzado en 2015, usa el telescopio de Green Bank, la antena australiana de Parkes, conocida como Murriyang, y el conjunto sudafricano MeerKAT para rastrear un millón de estrellas cercanas y los centros de un centenar de galaxias próximas. La antena china FAST, de 500 metros, se ha sumado. Los receptores modernos criban miles de millones de canales de radio a la vez, y herramientas de aprendizaje automático, como la entrenada en 2023 por Peter Ma y sus colegas, señalan candidatos entre millones de interferencias humanas.

¿Sabías que en 2018 Jason Wright y sus colegas calcularon que todas las búsquedas SETI hechas hasta entonces habían explorado del espacio posible lo que una gran bañera de hidromasaje frente a todos los océanos de la Tierra?

Esa es la clave para leer el silencio. El pajar cósmico tiene muchas dimensiones: dirección en el cielo, frecuencia de radio, intensidad, tipo de señal y tiempo, porque una baliza podría encenderse solo de vez en cuando. El silencio de una muestra tan pequeña dice muy poco, algo que lleva décadas recordando Jill Tarter, la pionera de SETI que inspiró a la protagonista de Contact. También ha habido falsas alarmas: BLC1, captada en 2019 en dirección a Próxima Centauri, resultó ser una interferencia de aparatos electrónicos terrestres.

Un mito popular dice que los extraterrestres podrían estar viendo nuestra vieja televisión. En realidad, nuestras fugas de emisión son débiles y costaría detectarlas incluso a pocos años luz, aunque los potentes radares planetarios llegan mucho más lejos. SETI es una apuesta modesta con la mayor recompensa imaginable, y cada noche los telescopios escuchan un poco más. La mayoría de los susurros del cielo siguen sin oírse.

Cómo funciona un telescopio

Un telescopio es un cubo para la luz con un borde muy preciso. Su primera tarea es reunir mucha más luz que la pupila del ojo, que se abre hasta unos 7 milímetros en una noche oscura; la segunda, concentrar esa luz en un foco nítido, donde puedan aprovecharla un ojo, una cámara o un espectrógrafo. Solo hay dos maneras de lograrlo. El refractor desvía la luz a través de una lente. El reflector la hace rebotar en un espejo curvo.

Lo que más importa es la apertura, el diámetro de la lente o del espejo. La capacidad de captar luz crece con la superficie, es decir, con el cuadrado del diámetro: un espejo de 1 metro reúne unas 20 000 veces más luz que un ojo adaptado a la oscuridad, y un gigante de 8 metros, más de un millón de veces. La apertura fija también la nitidez, porque la luz se dispersa al pasar por cualquier abertura: el detalle más fino que se puede separar es, aproximadamente, la longitud de onda dividida por el diámetro.

Los refractores nacieron en los Países Bajos en 1608, y Galileo apuntó uno al cielo un año después. Su punto débil es el color: una lente simple desvía más el azul que el rojo y rodea cada estrella de un halo de colores, la llamada aberración cromática. Los objetivos acromáticos, patentados por John Dollond en 1758, la domaron, y los refractores crecieron hasta la lente de 1,02 metros del observatorio Yerkes, terminada en 1897. Ahí se acabó el camino: una lente solo puede sujetarse por el borde, se comba bajo su propio peso y el vidrio debe ser perfecto en todo su espesor.

¿Sabías que el primer reflector de Isaac Newton, de 1668, medía apenas unos 15 centímetros de largo, con un espejo de metal pulido de unos 3 centímetros, y aun así rivalizaba con anteojos mucho más largos?

El espejo no tiene ninguno de esos problemas. Refleja todos los colores al mismo punto, solo su cara frontal debe ser perfecta y puede sostenerse por detrás. El diseño de Laurent Cassegrain, de 1672, devuelve la luz a través de un agujero en el espejo principal; es el que usan el Hubble y la mayoría de los grandes telescopios. Cuando Léon Foucault y Carl August von Steinheil aprendieron a platear el vidrio en la década de 1850, el reflector ganó para siempre la carrera del tamaño.

Conviene desterrar un mito popular: el aumento apenas importa. Cualquier telescopio amplía muchísimo con solo cambiar el ocular, pero solo muestra más si ha reunido más luz y la ha enfocado bien. Al mirar por un telescopio de aficionado se usa la misma física que en los gigantes de las montañas: un cubo más ancho y una curva más exacta.