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Las regiones de formación estelar suelen aparecer oscuras en la luz visible porque el polvo impide ver su interior. El observatorio ALMA estudia su radiación milimétrica y submilimétrica. Sus antenas interconectadas permiten observar el polvo frío y el gas molecular. Así se pueden explorar las regiones donde nacen las estrellas y donde, en torno a estrellas jóvenes, se acumulan los materiales a partir de los cuales pueden formarse nuevos planetas.
Según las observaciones, la expansión del universo no se limita a ralentizarse continuamente. A grandes escalas, se ha acelerado en épocas cósmicas más recientes. Energía oscura es el nombre que recibe una posible causa dentro del modelo estándar. Su naturaleza sigue siendo una cuestión abierta y se investiga mediante supernovas, mapas de galaxias y lentes gravitacionales.
La materia oscura es el nombre de un componente de la materia aún no identificado cuyos efectos gravitatorios se manifiestan en numerosos contextos. Los movimientos de las galaxias, las lentes gravitatorias y las estructuras cósmicas no se explican únicamente por la materia ordinaria observada. Esto no significa que sus partículas ya se hayan encontrado. Que sus efectos estén bien medidos y que su naturaleza sea desconocida son afirmaciones distintas.
Un planeta del tamaño de la Tierra no es automáticamente una segunda Tierra. Para que puedan darse condiciones favorables para la vida, también importan la atmósfera, el entorno de radiación y la historia evolutiva. Los telescopios pueden estudiar determinados gases o la radiación térmica de un planeta. Estas mediciones son valiosas, pero ni una sola molécula ni la ubicación en la zona habitable demuestran la habitabilidad ni la existencia de vida.
La mayoría de los exoplanetas no se fotografían como mundos claramente distinguibles. En cambio, los astrónomos miden sus efectos sobre la estrella que orbitan: oscurecimientos regulares, cambios diminutos de velocidad o desplazamientos de posición. Cada método favorece la detección de determinados tipos de planetas. Solo su combinación permite convertir una señal llamativa en una descripción sólida del tamaño, la masa y la órbita.
Las grandes masas modifican las trayectorias que sigue la luz a través del espacio-tiempo. Si una galaxia o un cúmulo de galaxias se encuentra delante de una fuente lejana, pueden producirse arcos distorsionados, imágenes múltiples o señales amplificadas. Por ello, las lentes gravitacionales son a la vez ayudas naturales para la observación e instrumentos de medición de la materia que apenas emite luz o no la emite en absoluto.
Las ondas gravitacionales son alteraciones del espacio-tiempo que se propagan. Las señales medibles especialmente intensas se producen cuando objetos compactos, como agujeros negros o estrellas de neutrones, orbitan uno alrededor del otro y se fusionan. Los detectores no miden ondas sonoras convencionales, sino que comparan con extrema precisión los trayectos de la luz, lo que permite acceder a fenómenos que pueden permanecer invisibles a la observación mediante luz.
El telescopio espacial James Webb observa principalmente luz infrarroja. Con ella estudia galaxias lejanas, la formación estelar oculta por el polvo y las atmósferas de determinados exoplanetas. Su gran espejo es solo una parte de su éxito. Igual de importantes son las bajas temperaturas de los instrumentos, los espectrógrafos adecuados y una posición de observación desde la que es posible protegerse eficazmente del calor que interfiere en las mediciones.
Un año luz es una distancia, no una medida de tiempo: equivale aproximadamente a 9,46 billones de kilómetros. Pero ¿cómo se determinan distancias que ninguna cinta métrica puede abarcar? Los astrónomos combinan mediciones geométricas con relaciones conocidas entre el brillo y otras propiedades. Esta escala de distancias abarca desde estrellas cercanas hasta galaxias lejanas y presenta incertidumbres propias en cada peldaño.
La radiación cósmica de fondo de microondas procede de una época en la que el universo se volvió, por primera vez, en gran medida transparente. Hoy su espectro corresponde a una temperatura de unos 2,725 kelvin. Las diminutas diferencias que presenta en el cielo contienen información sobre las fluctuaciones de densidad primordiales. No muestran el Big Bang en sí, sino un estado temprano del cosmos, mucho antes de que brillaran las primeras estrellas.
Los púlsares son estrellas de neutrones en rotación cuyos haces de radiación barren periódicamente nuestra línea de visión. Ese parpadeo aparente no significa que toda la estrella se encienda y se apague constantemente. Los púlsares especialmente estables sirven como relojes de gran precisión. Sus señales ayudan a estudiar la materia compacta, los movimientos galácticos e incluso cambios muy lentos del espacio-tiempo.
Un cohete no necesita apoyarse en el aire para impulsarse. Acelera al expulsar hacia atrás masa que lleva a bordo y, de ese modo, adquiere cantidad de movimiento en sentido contrario. Este principio también funciona en el vacío. Durante un lanzamiento para alcanzar una órbita, suele ser más difícil adquirir una velocidad lateral muy elevada que simplemente ganar altura.
En el centro de la Vía Láctea se encuentra Sagittarius A*, un agujero negro supermasivo con aproximadamente cuatro millones de masas solares. La principal vía para determinar su masa no fue observar su interior, sino estudiar el movimiento de las estrellas cercanas. Sus órbitas convierten, además, el centro galáctico en un laboratorio excepcional para poner a prueba la gravitación.
Un agujero negro no es una esfera ordinaria con una superficie sólida. Su horizonte de sucesos delimita una región de la que ninguna señal puede salir al exterior. Aun así, es posible estudiar su entorno. Las estrellas que orbitan a su alrededor, el gas caliente y las ondas gravitacionales aportan distintos tipos de información sobre su masa, su movimiento y el espacio-tiempo en condiciones extremas.
Los astronautas no flotan porque no haya gravedad en la órbita terrestre. Se encuentran en caída libre junto con su estación espacial. Su elevada velocidad lateral hace que, al caer, pasen continuamente de largo sin chocar con la Tierra. Este principio también explica por qué es posible lograr temporalmente la ingravidez en torres de caída y cohetes de investigación.
En el espacio no existe una temperatura uniforme. La radiación cósmica de fondo corresponde a unos 2,7 kelvin, mientras que los componentes expuestos al Sol pueden calentarse mucho y las superficies protegidas de su radiación pueden enfriarse considerablemente. Por eso, al preguntar por la temperatura del cosmos, es necesario distinguir: ¿se trata de la radiación, de un gas de baja densidad o de un objeto concreto en el vacío?
La basura espacial está formada por satélites inoperativos, restos de cohetes y fragmentos. Su peligrosidad no se debe solo a su cantidad, sino, sobre todo, a su elevada velocidad. Incluso las piezas pequeñas pueden dañar vehículos espaciales activos. El denominado efecto Kessler describe la posibilidad de que las colisiones generen más fragmentos y hagan cada vez más difícil utilizar determinadas regiones orbitales a largo plazo.
El universo observable tiene un diámetro de aproximadamente 93 mil millones de años luz. Eso no significa que todo el espacio tenga ese mismo tamaño. La clave está en distinguir entre un límite de observación y un borde real. La expansión cósmica explica por qué podemos ver más lejos de lo que la edad del universo podría sugerir en un primer momento.
Los planetas crecen en los discos de gas y polvo que rodean a las estrellas jóvenes. A partir de granos diminutos deben formarse primero cuerpos más grandes, antes de que la gravedad pueda intensificar considerablemente su crecimiento. Las transiciones entre estas escalas de tamaño son especialmente complejas. Los anillos observados, los modelos teóricos y la diversidad de sistemas planetarios conocidos aportan distintos indicios al respecto.
Las estrellas se forman cuando ciertas regiones de nubes de gas frío se condensan bajo su propia gravedad. Sin embargo, el colapso por sí solo no explica todo el proceso. La turbulencia, los campos magnéticos, la rotación y la radiación de las estrellas jóvenes influyen en la cantidad de material que se acumula. Solo cuando las temperaturas en el interior son suficientemente altas comienza la fusión del hidrógeno que sustentará a la estrella a largo plazo.
