Curiosidades

Suena imposible, porque ese fondo de radiación llena todo el cosmos y calienta cualquier cosa que esté más fría que él. La nebulosa Boomerang lo consigue con el mismo truco que un aerosol cuando se enfría al vaciarse: el gas que expulsa su estrella central sale a gran velocidad y, al expandirse, se enfría. Si la expansión es lo bastante rápida, el enfriamiento gana durante un tiempo a la radiación de fondo.

Las observaciones con el conjunto ALMA publicadas en 2013 confirmaron que ese viento ultrafrío está claramente por debajo de la temperatura del fondo, lo que convierte a la Boomerang en el lugar natural más frío que conocemos. No lo será para siempre: cuando el gas se frene y se diluya, el fondo cósmico acabará imponiendo su temperatura. En los laboratorios terrestres sí se alcanzan temperaturas mucho menores, pero solo en volúmenes microscópicos y durante instantes.

Ese número es el factor g del electrón dividido entre dos. Si el electrón fuese una partícula puntual «sencilla» valdría exactamente 1; el minúsculo exceso lo provocan las partículas virtuales que aparecen y desaparecen constantemente a su alrededor. Se midió atrapando un solo electrón en una cavidad enfriada casi al cero absoluto y estudiando sus niveles de energía en un campo magnético.

Lo asombroso es que la electrodinámica cuántica predice ese mismo valor con una precisión comparable, y ambos coinciden. Es el acuerdo más fino entre teoría y experimento de toda la ciencia. De aquí sale también uno de los números más importantes de la naturaleza, la constante de estructura fina, que mide la intensidad de la fuerza electromagnética: su inverso vale 137,035 999 177(21) según CODATA 2022. De ella dependen las posiciones exactas de las rayas espectrales con las que averiguamos de qué están hechas las estrellas.

Fue David Scott, comandante del Apolo 15, al terminar la tercera y última salida a la superficie, el 2 de agosto de 1971. Sostuvo el martillo geológico en una mano y en la otra una pluma de halcón —guiño al módulo lunar, llamado Falcon— y los dejó caer desde algo más de un metro de altura. Cayeron juntos. «Lo que demuestra que el señor Galileo tenía razón», comentó.

En la Tierra el aire frena la pluma y arruina el experimento; en la Luna no hay aire que la frene. Es el principio de equivalencia: la aceleración de caída no depende ni de la masa ni del material del objeto. Galileo lo defendió tres siglos y medio antes sin poder hacer el vacío, razonando. Hoy ese principio se comprueba en laboratorio y en órbita con precisiones extraordinarias, porque cualquier desviación abriría una grieta en la relatividad general.

El telescopio de rayos X Chandra observó en 2002 unas ondulaciones concéntricas en el gas caliente que llena el cúmulo de Perseo, a 250 millones de años luz. No son un adorno: son ondas de presión, es decir, sonido, generadas por las burbujas que el agujero negro central infla al expulsar chorros de material.

Al traducir su frecuencia a una nota sale un si bemol 57 octavas por debajo del do central. Un piano entero abarca poco más de siete octavas, así que ese tono es unos diez mil billones de veces más grave que el límite del oído humano; nadie podría escucharlo. El caso desmonta con matices el tópico de que «en el espacio no hay sonido»: no lo hay en el vacío, pero sí donde hay materia, aunque sea un gas extraordinariamente tenue. Y esas ondas importan: al disiparse calientan el gas del cúmulo y frenan la formación de estrellas.

Un año luz es la distancia que recorre la luz en un año: unos 9,461 billones de kilómetros. Atravesar nuestra galaxia de punta a punta a la velocidad de la luz llevaría, por tanto, más de 100 000 años. Y no la vemos desde fuera, sino desde dentro y casi de canto: por eso la Vía Láctea se nos aparece como una franja difusa que cruza el cielo, y no como esas espirales redondas de las fotografías.

La NASA la clasifica como espiral barrada: las galaxias de este subtipo tienen una barra de estrellas que atraviesa el bulbo central, y los brazos arrancan de los extremos de esa barra en lugar de salir del propio bulbo. Desde Torrejón, con el cielo urbano, la banda es prácticamente invisible; hace falta alejarse a un lugar oscuro en una noche sin Luna, y entonces aparece sin necesidad de instrumento alguno.

El equipo del instrumento GRAVITY, en el Very Large Telescope de ESO, midió año tras año la posición de la estrella S2 mientras completaba su órbita de 16 años en torno al agujero negro central. Cuando en mayo de 2018 S2 pasó por su punto más cercano, la geometría de la órbita quedó tan bien determinada que permitió deducir la distancia al centro galáctico de forma directa: 8 178 parsecs, con una incertidumbre de apenas el 0,3 %.

Un parsec equivale a 3,2616 años luz, así que esos 8 178 parsecs son unos 26 700 años luz. Es una medida geométrica, del mismo tipo que la triangulación de un topógrafo, y no depende de suponer nada sobre el brillo intrínseco de las estrellas. A esa distancia, según la NASA, el Sol tarda unos 240 millones de años en completar una vuelta alrededor de la galaxia.

Se llama Sagitario A* y está a unos 27 000 años luz de nosotros, en dirección a la constelación de Sagitario. La imagen la obtuvo el Event Horizon Telescope, una red de ocho radiotelescopios repartidos por el planeta —entre ellos ALMA y APEX, en Chile, y estaciones en España y Francia— que trabajan coordinados como si fueran una única antena del tamaño de la Tierra. Participaron más de 300 investigadores de 80 instituciones.

Lo que se ve no es el agujero negro, que por definición no emite luz, sino la sombra que su gravedad recorta en el gas brillante que lo rodea. Conviene decirlo con claridad porque el malentendido es habitual: Sagitario A* no está «aspirando» la galaxia. A la distancia a la que estamos, su gravedad se comporta como la de cualquier masa: si mañana el Sol se convirtiera en un agujero negro de la misma masa, la Tierra seguiría en la misma órbita.

Durante años se repitió que la colisión era inevitable y que ocurriría dentro de unos 4 000 millones de años, siguiendo el análisis de van der Marel y Sohn de 2012 con datos del Hubble. Un trabajo dirigido por Till Sawala y publicado en Nature Astronomy en 2025 rehízo el cálculo con las medidas del satélite Gaia de la ESA y del Hubble, y con estimaciones actualizadas de la masa de las galaxias del Grupo Local.

La clave está en dos vecinas que antes se ignoraban. M33, satélite de Andrómeda, tira de nosotros hacia Andrómeda; la Gran Nube de Magallanes, satélite nuestro, nos aparta de su plano. Al incluirlas y al propagar honestamente las incertidumbres a lo largo de 22 variables, el resultado se reparte casi al 50 % entre chocar y no chocar. Es un buen ejemplo de cómo funciona la ciencia: más datos no siempre significan más certeza, a veces significan una idea más precisa de lo que no sabemos.

Con magnitud aparente 3,1, M31 aparece como una manchita alargada y difusa en la constelación de Andrómeda. La escala de magnitudes funciona al revés de lo que parece: cuanto menor es el número, más brillante es el objeto, y el ojo llega hasta la magnitud 6 aproximadamente en un cielo verdaderamente oscuro. Desde Torrejón, con contaminación lumínica, conviene usar unos prismáticos; el mejor momento del año es el otoño, con noviembre como mes óptimo.

Lo que ve el ojo es solo el núcleo: un borrón de un cuarto de grado, la mitad del diámetro de la Luna llena. Las fotografías de larga exposición revelan los brazos exteriores y entonces la galaxia ocupa algo más de tres grados, unas seis veces la Luna llena. Está ahí arriba, enorme, y no la vemos entera porque su brillo superficial es bajísimo.

Abd al-Rahman al-Sufi trabajaba en Isfahán y revisó el catálogo estelar de Ptolomeo comparándolo con sus propias observaciones a ojo desnudo. Entre las anotaciones aparece esa manchita en Andrómeda que nadie sabía qué era. No podía sospechar que estaba describiendo un sistema de alrededor de un billón de estrellas situado a dos millones y medio de años luz.

Hicieron falta casi mil años para responder a la pregunta. Hasta la década de 1920, muchos astrónomos pensaban que aquellas «nebulosas espirales» eran nubes de gas dentro de nuestra propia galaxia. La luz que Al-Sufi vio en el año 964 había salido de Andrómeda unos dos millones y medio de años antes, mucho antes de que existiera la escritura, la agricultura o nuestra propia especie.

En una placa fotográfica del 6 de octubre de 1923, Hubble había anotado tres «N» de nova. Al revisarla, tachó una y escribió encima «VAR!»: aquel punto no era una nova, sino una cefeida, una estrella que pulsa con un período relacionado directamente con su luminosidad real. Midió un período de 31,4 días y, comparando el brillo real con el observado, dedujo una distancia enormemente mayor que el tamaño que Harlow Shapley había medido para la Vía Láctea.

Su valor de entonces, unos 900 000 años luz, se quedaba corto —hoy sabemos que son 2,5 millones—, pero la conclusión era inapelable: aquello estaba fuera. En diciembre de 1924 presentó el trabajo Extragalactic Nature of Spiral Nebulae y el universo pasó, de la noche a la mañana, de ser una sola galaxia a ser un océano de galaxias.

La relación entre la distancia de una galaxia y la velocidad con que parece alejarse se conoce como ley de Hubble-Lemaître. La constante que la describe, H0, vale aproximadamente 67,4 kilómetros por segundo y por megaparsec según los datos del satélite Planck (2018): dos galaxias separadas por un megaparsec (unos 3,26 millones de años luz) ven crecer su distancia a unos 67 km/s.

La imagen útil no es la de una explosión que lanza fragmentos, sino la de un bizcocho con pasas que crece en el horno: cada pasa ve alejarse a todas las demás y ninguna ocupa el centro. En 2018, la Unión Astronómica Internacional votó recomendar el nombre de ley de Hubble-Lemaître para reconocer que el sacerdote y físico belga Georges Lemaître ya había deducido la expansión en 1927; la propuesta se aprobó con el 78 % de los votos emitidos.