ARTEMIS I: EL GRAN ENSAYO.

Cartilla educativa - exploración lunar

Artemis I: el gran ensayo general antes de Artemis II

¿Qué se probó, qué se aprendió (incluyendo el escudo térmico) y por qué esos datos son clave antes de enviar astronautas alrededor de la Luna en Artemis II?

Nivel: secundaria + público general

Banner — Logo oficial Artemis I Emblema de la primera misión del programa Artemis con la nave Orion en vuelo de prueba. Crédito: NASA (vía Wikimedia Commons).

Ficha rápida

• ¿Qué fue Artemis I? Primer vuelo integrado de prueba del sistema lunar de NASA: cohete SLS + nave Orion + sistemas de lanzamiento. Objetivo: demostrar que la nave puede ir a la vecindad lunar y regresar con seguridad, antes de llevar tripulación.
• Fechas clave Lanzamiento: 16 nov 2022. Amerizaje: 11 dic 2022. Duración total: 25 días, 10 h, 53 min.
• Magnitudes Distancia recorrida total: ~1.4 millones de millas (~2.25 millones de km). Velocidad de reingreso: 24 581 mph (Mach 32).
• ¿Qué viene ahora? Artemis II: primer vuelo tripulado del sistema SLS + Orion alrededor de la Luna (misión ~10 días). NASA indica objetivo de lanzamiento: “no más tarde que abril de 2026”.

¿Qué se probó realmente en Artemis I?

Artemis I fue un examen completo del sistema que debe transportar personas a espacio profundo. Un vuelo de prueba convierte supuestos en datos medidos.

Cohete SLS: desempeño en despegue, ascenso y separación de etapas.

Orion en espacio profundo: energía solar, navegación, comunicaciones con la Deep Space Network.

Trayectoria lunar: maniobras e inserciones planificadas para un perfil de misión realista.

Regreso: reingreso desde velocidad lunar, paracaídas y amerizaje seguro.

Ambiente espacial: mediciones para caracterizar radiación y condiciones para futuras misiones tripuladas.

La trayectoria: ¿por qué importa?

En términos simples, una misión más exigente (tiempo y condiciones en espacio profundo) somete a prueba energía, control térmico, navegación y comunicaciones. Si algo debe ajustarse, conviene descubrirlo aquí y no con tripulación.

Concepto clave ¿Qué es un vuelo “integrado”?

Significa que se prueba el sistema completo trabajando como uno solo (cohete + nave + operaciones), no piezas aisladas. Es una manera de detectar interacciones inesperadas entre subsistemas.

El escudo térmico: ¿qué pasó y por qué importa?

El escudo térmico de Orion usa un material ablativo (Avcoat): se gasta mientras absorbe calor. En Artemis I se observó una pérdida inesperada de material carbonizado (“char loss”) en algunas zonas.

NASA explicó que, con el calentamiento real del vuelo, la formación de la capa carbonizada fue más lenta en ciertas áreas, mientras se seguían produciendo gases dentro del material. Al no liberarse como se esperaba, aumentó la presión interna, se produjeron grietas y se desprendieron partes de la capa externa carbonizada.

Importante: el análisis indicó que, incluso si hubiese habido tripulación, habría estado segura y las temperaturas internas se mantuvieron dentro de límites.

Pregúntate ¿Por qué no se vio igual en pruebas previas?

En pruebas en tierra se ensayaron tasas de calentamiento más altas que las experimentadas en el vuelo. Eso puede cambiar cómo se forma la capa carbonizada y cómo salen los gases. Parte del aprendizaje fue ajustar pruebas para reproducir mejor el entorno real.

¿Qué será Artemis II?

Artemis II será el primer vuelo tripulado del cohete SLS y la nave Orion: cuatro astronautas volarán alrededor de la Luna y regresarán, en una misión de aproximadamente 10 días. El objetivo de lanzamiento indicado por NASA es no más tarde que abril de 2026.

¿Qué se quiere verificar con personas a bordo?

Operación real de sistemas con tripulación (procedimientos, interfaces y toma de decisiones).

Comunicaciones y navegación en el ambiente de espacio profundo.

Condiciones de radiación y desempeño del vehículo en una misión lunar completa.

Reingreso de alta velocidad y recuperación segura de la tripulación.

Imágenes clave (clic para ampliar)

Figura 1 — Lanzamiento de Artemis I (SLS + Orion) Inicio del vuelo integrado de prueba. Crédito: NASA/Joel Kowsky (vía Wikimedia Commons).

Figura 2 — Orion en espacio profundo (Tierra y Luna al fondo) Ilustra la escala de distancias y el entorno en el que se validan comunicaciones, control de actitud y navegación. Crédito: NASA (vía Wikimedia Commons).

Figura 3 — Amerizaje de Orion Cierre del ciclo de misión: reingreso, paracaídas y recuperación en el océano. Crédito: NASA (vía Wikimedia Commons).

Figura 4 — Artemis II (misión tripulada) Misión con tripulación para validar operación real del sistema en un viaje lunar completo. Crédito: NASA (vía Wikimedia Commons).

Guía para docentes / facilitadores Respuestas guía

Figura 1: Integración y riesgos del despegue; por qué los vuelos de prueba son esenciales.

Figura 2: Escala Tierra–Luna y desafíos de navegación/comunicaciones en espacio profundo.

Figura 3: Física del reingreso: energía, calentamiento, ablación y paracaídas.

Figura 4: Qué cambia con tripulación: procedimientos, seguridad y validación humana.

Preguntas para pensar

1. ¿Por qué Artemis I fue sin tripulación? Da al menos dos razones técnicas.
2. ¿Qué parte de la misión es más riesgosa y por qué?
3. Explica qué es un material “ablativo”.
4. ¿Qué enseñó Artemis I sobre el escudo térmico?
5. Si Artemis II no aterriza, ¿qué ganamos con esa misión?

Respuestas guía

1) Para reducir riesgo humano y obtener datos reales del sistema completo antes de llevar personas.

2) Reingreso/descenso: altísima velocidad y calentamiento; además, depende de paracaídas y estabilidad.

3) Material que se erosiona a propósito para absorber calor y proteger el interior.

4) Se observó pérdida de capa carbonizada por acumulación de gases y presión interna; permitió ajustar pruebas y preparación para Artemis II.

5) Validación con tripulación: operación humana real, ambiente de espacio profundo y reingreso seguro.

Glosario mínimo

SLS: Space Launch System, cohete pesado de NASA para misiones más allá de la órbita baja.

Orion: nave/cápsula para llevar tripulación a espacio profundo y regresar a alta velocidad.

Deep Space Network (DSN): red de antenas para comunicarse con naves lejanas.

Ablación: proceso en el que el material del escudo se consume para llevarse calor.

“Char loss”: pérdida inesperada de capa carbonizada del material ablativo tras el reingreso.

PARA SABER MÁS

National Aeronautics and Space Administration. (2022–2025). Artemis I Mission Timeline. NASA. https://www.nasa.gov/reference/artemis-i-mission-timeline/

National Aeronautics and Space Administration. (s. f.). Artemis I. NASA. https://www.nasa.gov/mission/artemis-i/

National Aeronautics and Space Administration. (2024, December 6). NASA Identifies Cause of Artemis I Orion Heat Shield Char Loss. NASA. https://www.nasa.gov/missions/artemis/nasa-identifies-cause-of-artemis-i-orion-heat-shield-char-loss/

National Aeronautics and Space Administration. (2024, December 5). NASA Shares Orion Heat Shield Findings, Updates Artemis Moon Missions. NASA. https://www.nasa.gov/news-release/nasa-shares-orion-heat-shield-findings-updates-artemis-moon-missions/

National Aeronautics and Space Administration. (s. f.). Artemis II. NASA. https://www.nasa.gov/mission/artemis-ii/

National Aeronautics and Space Administration. (2025, September 9). Launch Your Name Around Moon in 2026 on NASA’s Artemis II Mission. NASA. https://www.nasa.gov/news-release/launch-your-name-around-moon-in-2026-on-nasas-artemis-ii-mission/

Planetarium María Reiche — Instituto Peruano de Astronomía (IPA)

Autor/edición: Barthélemy d’Ans

Fuentes: NASA (ver “PARA SABER MÁS”). Imágenes: NASA/Joel Kowsky y NASA (vía Wikimedia Commons).

Vista ampliada

LA PRIMERA SUPER LUNA DEL 2026

Astrofotografía · Luna Huamanga (Ayacucho) · Perú 03 enero 2026 · 01:06 (hora local)

Primera “superluna” de 2026: Luna casi llena mineralizada desde Huamanga

Una Luna casi llena fotografiada desde Huamanga (Ayacucho) y procesada en “color real realzado” (mineralización), para revelar sutiles diferencias de composición y madurez del regolito lunar.

Autor y foto: Barthélemy d’Ans · Planetarium María Reiche / Instituto Peruano de Astronomía (IPA)

Ficha rápida

• Evento: plenilunio de inicios de año, comúnmente difundido como la primera “superluna” de 2026 (Luna llena cercana al perigeo).
• Fecha y hora de la toma: 03/01/2026 · 01:06 (Huamanga, Perú).
• Tipo de imagen: apilado en RAW + edición para “mineralizar” (saturación controlada y limpieza de ruido cromático).
• Idea clave: con Luna llena el relieve se “aplana”; el color realzado permite una lectura más geológica del disco.

Nota de contexto: la Luna se percibe “llena” durante varias horas (e incluso en noches cercanas) alrededor del instante exacto del plenilunio. Por eso, una toma a la 01:06 encaja perfectamente en la noche del evento, aunque el máximo ocurra más tarde.

Contexto: ¿qué es una “superluna” y por qué la del 3 de enero es tan comentada?

Se suele llamar superluna a una Luna llena que ocurre cerca del perigeo, el punto de la órbita donde la Luna está más próxima a la Tierra. La consecuencia es un disco lunar ligeramente mayor y brillante que el promedio, aunque el cambio no siempre es evidente a simple vista.

La noche del 03 de enero de 2026 fue especialmente atractiva porque el plenilunio ocurre muy cerca del perigeo de inicios de mes, y además coincide con fechas cercanas al perihelio (cuando la Tierra está más cerca del Sol). Distintas fuentes usan umbrales diferentes para llamar “superluna” a una Luna llena; por eso verás que algunas la etiquetan como superluna y otras prefieren decir “Luna llena cercana al perigeo”.

Herramientas Planetarium Perú: calcula y compara superlunas y microlunas

Para explorar el fenómeno con números (distancia, tamaño aparente y comparación con apogeo/perigeo), aquí tienes dos entradas del blog:

• Calculadora de micro y superluna (Planetarium Perú)
• Perigeo y apogeo de la Luna (Planetarium Perú)

La imagen

Foto: Barthélemy d’Ans © 2026 · Huamanga, Ayacucho (Perú) · 03 enero 2026 · 01:06 (hora local).
Pulsa la imagen para verla en grande.

¿Qué significan los colores en una Luna “mineralizada”?

A simple vista, la Luna parece casi monocromática. Sin embargo, su superficie presenta variaciones sutiles de color debidas a diferencias de composición y a la “madurez” del regolito (cómo ha sido alterado por micrometeoritos y radiación). Al aumentar la saturación de manera controlada, esas diferencias se vuelven visibles.

• Azules / violáceos (frecuentes en mares): suelen asociarse a basaltos con distinta química; muchas veces se relacionan con mayor presencia relativa de titanio en ciertas regiones.
• Marrones / anaranjados: cambios de composición y/o madurez del regolito; también puede influir el balance de blancos y la respuesta del sensor.
• Zonas claras y rayos de cráteres: material excavado por impactos, más reflectante y con propiedades ópticas distintas del entorno.

Aclaración: esta mineralización es un realce fotográfico del color RGB captado. No sustituye un mapa espectral de sondas; pero es una excelente herramienta educativa para apreciar diferencias sutiles.

Rincón para astrofotógrafos: saturación controlada para revelar color (Photoshop)

El método más estable consiste en trabajar el color por separado de la textura: primero realzas la crominancia y luego aplicas el enfoque final únicamente a la luminancia. En Luna llena, esto ayuda a evitar halos y “motas” de color.

Flujo recomendado (LAB, limpieza de crominancia, enfoque en luminancia)

1. Partir de un apilado bien expuesto: evita blancos quemados. Trabaja en 16 bits si es posible.
2. Convertir a LAB: Imagen → Modo → Color LAB.
3. Realce de color con Curvas (suave):
   • Curvas en canal a: micro “S” leve.
   • Curvas en canal b: micro “S” leve.
   • Mejor varios incrementos suaves que uno agresivo.
4. Limpiar ruido de color: duplica la capa y aplica un desenfoque gaussiano leve (0.6–2 px según resolución) con opacidad baja. Si es necesario, usa una máscara para preservar bordes finos.
5. Volver a RGB: Imagen → Modo → Color RGB.
6. Enfoque final solo en luminancia:
   • Crea una capa “stamp” (Ctrl+Alt+Shift+E).
   • Smart Sharpen: Amount 60–120%, Radius 0.6–1.2 px.
   • Pon esa capa en modo Luminosidad para evitar halos de color.
7. Control final: si el resultado se ve demasiado intenso, baja opacidad de las curvas LAB o reduce ligeramente saturación global.

Errores típicos y correcciones

• Motas de color: exceso de saturación y ruido cromático. Solución: suaviza crominancia o reduce saturación.
• Halos: enfoque demasiado agresivo. Solución: baja radio/amount y usa modo Luminosidad.
• Dominante uniforme: balance de blancos desplazado. Solución: neutraliza el promedio del disco antes de mineralizar.
• Textura plástica: demasiada reducción de ruido. Solución: menos NR; más apilado y enfoque fino.

Para saber más

• Calculadora de micro y superluna (Planetarium Perú)
• Perigeo y apogeo de la Luna (Planetarium Perú)
• ¿Qué es una superluna? (NASA)

Preguntas para pensar

• ¿Qué te impresiona más: el tamaño aparente o el contexto (paisaje, horizonte, arquitectura)?
• ¿En qué zonas del disco notas diferencias de color más consistentes al subir y bajar saturación?
• ¿Qué parte del color crees que es composición y qué parte puede ser madurez del regolito?

Créditos: Foto y procesamiento © 2026 Barthélemy d’Ans · Planetarium María Reiche / IPA.
Ubicación: Huamanga (Ayacucho), Perú · Hora: 01:06 (hora local) · Fecha: 03 enero 2026.

Referencias (APA, selección):
NASA. (s. f.). Supermoons. NASA Science. Recuperado de science.nasa.gov
Planetarium Perú. (2025). Calculadora de micro y superluna. Planetarium Perú (Blog).
Planetarium Perú. (2025). Perigeo y apogeo de la Luna. Planetarium Perú (Blog).

Planetarium María Reiche Instituto Peruano de Astronomía (IPA) Astrofotografía · Educación científica

CALCULADORA SALIDA Y PUESTA DEL SOL EN SOLSTICIOS CON HORIZONTE VARIABLE.

Calculadora de solsticios: acimut de salida y puesta (modo facil) + hora local (modo avanzado)

Modo facil: calcula el acimut usando declinacion solsticial y un horizonte variable (perfil paisajistico). Modo avanzado: estima hora local de salida/puesta con refraccion (educativo).

Fotografia puerta de acceso Torreon Norte del templo Fortificado en Chankillo durante el solsticio de diciembre. Credito Barthélemy d´Ans (c) 2025.

1) Datos de entrada

Ejemplos de sitios (boton rapido)

Selecciona un sitio -- elegir -- Chankillo (Peru) Lineas de Nazca (Peru) Lima (Peru) Cusco (Peru) Machu Picchu (Peru) Teotihuacan (CDMX, Mexico) Chichen Itza (Mexico) Uxmal (Mexico) Rapa Nui - Hanga Roa (Chile)

Autocompleta lat/lon y zona horaria (puedes editar luego).

 

Ubicacion (con signo)

Latitud (deg; N positivo, S negativo)

Longitud (deg; E positivo, W negativo)

Zona horaria America/Lima (Peru) America/Mexico_City Pacific/Easter (Rapa Nui) UTC

Lat usada: - ; Lon usada: -

Solsticio y evento

Ano

Solsticio Junio Diciembre

Evento Centro del Sol Borde superior del Sol

Funciona aunque tu dispositivo no muestre simbolos.

Horizonte fijo Este (deg)

Horizonte fijo Oeste (deg)

Horizonte variable (perfil paisajistico) - opcional

Pega puntos como azimut,altura en grados (una linea por punto). Ejemplo: 60,3.2. Se interpola linealmente.

Perfil Este (salida)

Perfil Oeste (puesta)

Parametros de modo avanzado

Altura del instrumento/ojos (m)

Se usa para dip del horizonte (solo avanzado).

Refraccion ON OFF

Presion (hPa) / Temperatura (C)

Nota: la hora es una estimacion educativa. El acimut es el producto principal.

Convencion acimut: 0=N, 90=E, 180=S, 270=O.

2A) Resultados - Modo facil (acimut)

Declinacion usada (delta)

-

Aproximacion solsticial estandar.

Acimut salida

-

Incluye horizonte variable si hay perfil.

Acimut puesta

-

Incluye horizonte variable si hay perfil.

Horizonte usado (interpolado)

-

E y W. Si no hay perfil, usa horizonte fijo.

Notas

Acimut es el objetivo principal

Ideal para arqueoastronomia de horizonte.

Estado

-

Si dice "sin solucion", revisar horizonte o latitud extrema.

2B) Resultados - Modo avanzado (hora local + acimut)

Hora local salida

-

Estimacion con refraccion si esta ON.

Hora local puesta

-

Educativo. Comparar con Stellarium si se desea.

Declinacion usada (modelo)

-

Modelo interno en el dia local elegido.

Acimut salida (geometria con horizonte)

-

Acimut puesta (geometria con horizonte)

-

Horizonte usado

-

Log tecnico

Pulsa "Calcular modo avanzado".

3) Paso a paso y formulas

Modo facil (acimut)

Se usa una declinacion solsticial aproximada: delta aprox +/-23.44 deg. Con latitud phi y horizonte h (altura del relieve), el acimut A se obtiene con:

cos(A) = (sin(delta) - sin(phi)*sin(h)) / (cos(phi)*cos(h))

Salida: A = arccos(cosA). Puesta: A_puesta = 360 - A. Si das un perfil (azimut,altura), se itera: A -> leer h(A) -> recalcular A, hasta converger.

Modo avanzado (hora local)

El modo avanzado busca el instante t tal que la altitud aparente del Sol cruza la altura objetivo del horizonte. Se escanea el dia en pasos de 1 minuto y luego se refina por biseccion. La refraccion aplica una aproximacion estandar dependiente de presion y temperatura.

Limitacion: la refraccion real puede variar mucho. La hora es orientativa. Para arqueoastronomia, prioriza el acimut.

Credito: Barthélemy d´Ans - Planetarium Maria Reiche & Instituto Peruano de Astronomia.

Cita sugerida (APA)

d’Ans, B. (2026). Calculadora de solsticios: acimut de salida y puesta (modo facil) y hora local (modo avanzado) [Calculadora interactiva]. Planetarium Maria Reiche & Instituto Peruano de Astronomia.

CALCULADORA RADIO DE SCHWARZSCHILD.

Radio de Schwarzschild: “tamaño” de un agujero negro según su masa

Calculadora educativa para estimar el horizonte de sucesos en el modelo ideal de Schwarzschild (sin rotación, sin carga).

Horizonte de sucesos — imagen de referencia.

¿De dónde sale la fórmula y para qué se usa?

En relatividad general, la solución de Schwarzschild describe el espacio-tiempo exterior de una masa no rotante y sin carga. En ese modelo aparece un radio característico: el radio de Schwarzschild r_s, que marca el horizonte de sucesos.

Como motivación divulgativa, también se puede llegar a la misma expresión desde la velocidad de escape: imponiendo v_esc = c se obtiene r_s = 2 * G * M / c². Esta calculadora estima el tamaño del horizonte (no el “tamaño físico” de una esfera material).

Entrada de datos

Masa (valor numérico)

Unidad Masas solares (☉) Msun Masas terrestres (⊕) Mearth Kilogramos kg

Nota: si tu navegador no muestra los símbolos ☉/⊕, no pasa nada: las unidades se interpretan por el texto Msun/Mearth.

Constantes CODATA Redondeadas

Formato Decimal + notación científica Solo notación científica Solo decimal

Nota: esto no predice colapso real. Solo calcula el horizonte si una masa M fuese comprimida dentro de su r_s.

Resultados

Ingresa una masa y pulsa Calcular.

Radio r_s

—

Diámetro 2r_s

—

Escala

—

Comparaciones (átomo de H y electrón)

Átomo de hidrógeno ~ 2.5 * 10^-11 m
Radio clásico del electrón ~ 2.8179 * 10^-15 m

Fórmula

Expresión usada

r_s = 2 * G * M / c²

Crédito: Barthélemy d´Ans — Planetarium Maria Reiche & Instituto Peruano de Astronomía. © 2025

HerS-3 Y LA CRUZ DE EINSTEIN DE 5 IMÁGENES.

Planetarium María Reiche · Cartilla para secundaria y público general

HerS-3: la “Cruz de Einstein” con una quinta imagen que delata materia oscura

Astrónomos observaron una galaxia muy lejana (HerS-3) multiplicada en cinco imágenes por el efecto de una lente gravitacional. Esta geometría, rarísima, exige la presencia de un halo masivo de materia oscura en el grupo de galaxias que actúa como lente.

Consejo: pulsa cualquier imagen para verla ampliada (ideal en celular).

Banner (Figura de contexto): superposición NOEMA/HST (izquierda) y detalle ALMA (derecha).
Crédito: P. Cox et al. / ALMA (ESO/NAOJ/NRAO) / NOEMA; HST (NASA/ESA). (Imagen difundida por IAP/ALMA).

Ficha rápida

¿Qué es lo que vemos?

Una Cruz de Einstein: la misma galaxia aparece repetida por la curvatura del espacio-tiempo producida por un grupo de galaxias en primer plano.

¿Qué tiene de especial HerS-3?

Además de los “cuatro brazos” típicos, aparece una quinta imagen central, señal de que la distribución de masa (incluida materia oscura) es muy particular.

¿Con qué se observó?

Con NOEMA y ALMA (milimétrico/submilimétrico), más datos del VLA (radio) y HST (infrarrojo cercano).

¿Por qué importa?

Es un “laboratorio natural” para estudiar materia oscura (por gravedad) y para “hacer zoom” en galaxias del Universo temprano gracias al aumento de la lente.

La noticia en 30 segundos

HerS-3 es una galaxia muy lejana (del Universo temprano) cuya luz (y radiación milimétrica) fue desviada por un grupo de galaxias situado entre ella y nosotros. El alineamiento es tan preciso que produce una cruz casi perfecta… pero con una sorpresa: una quinta imagen brillante en el centro. Para reproducir esa configuración, los modelos requieren un halo masivo de materia oscura asociado al grupo lente.

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Importante: no es “magia óptica”. Es relatividad general: la masa curva el espacio-tiempo y la luz sigue esas curvas.

Concepto clave: lente gravitacional y Cruz de Einstein

Cuando una galaxia (o un grupo de galaxias) masiva queda casi alineada con una galaxia de fondo, su gravedad puede crear múltiples imágenes, arcos o incluso un anillo de Einstein. La “Cruz de Einstein” es un caso especial donde suelen aparecer cuatro imágenes alrededor del objeto lente.

Figura 1 — ¿Cómo se forman varias “copias” de una misma galaxia?

Aquí se esquematiza el recorrido de la luz: la masa en primer plano actúa como lente gravitacional, generando trayectorias distintas que el observador interpreta como imágenes separadas.

Crédito: N. Lira, Cox et al. — ALMA (ESO/NAOJ/NRAO).

¿Qué hace excepcional a HerS-3?

La mayoría de Cruces de Einstein muestran cuatro imágenes. La quinta imagen central suele ser muy débil o “apagada” por la distribución de masa del lente. En HerS-3, esa quinta imagen es brillante, lo que indica que la masa (visible + invisible) del grupo lente es diferente de lo esperado si solo consideramos las galaxias visibles.

Figura 2 — ALMA revela la morfología detallada de las cinco imágenes

Cada “mancha” brillante corresponde a la misma galaxia de fondo vista por caminos distintos. La presencia de una imagen central bien marcada es el detalle extraordinario del sistema.

Crédito: P. Cox et al. — ALMA (ESO/NAOJ/NRAO).

¿Cómo sabemos que son la misma galaxia repetida?

En este caso, NOEMA detectó las cinco imágenes en líneas moleculares (huellas espectrales del gas), confirmando que comparten la misma distancia y que no son cinco galaxias distintas colocadas “por azar”. ALMA, con mucha mayor resolución angular, afinó los detalles de cada imagen.

Idea educativa

Es como reconocer una canción: si oyes la misma melodía en cinco parlantes distintos, sabes que es la misma canción reproducida varias veces, no cinco canciones diferentes.

¿Qué nos dice esto sobre la materia oscura?

Los modelos que solo incluyen las cuatro galaxias principales del grupo lente no reproducen con precisión la posición y brillo de las cinco imágenes. La solución es añadir un componente masivo no visible: un halo de materia oscura centrado en el grupo. La masa estimada del halo está en el orden de varios billones de masas solares.

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En otras palabras: no “vemos” la materia oscura con telescopios, pero sí vemos lo que le hace a la luz.

¿Con qué instrumentos se hizo el hallazgo?

Este descubrimiento combina distintas ventanas del espectro: milimétrico/submilimétrico (gas y polvo frío), radio (emisión extendida) e infrarrojo cercano (galaxias del grupo lente). Así se construye una “historia completa” del sistema.

Figura 3 — NOEMA (IRAM): interferómetro milimétrico en Francia

NOEMA funciona como un “gran telescopio virtual” combinando señales de varias antenas (interferometría), clave para estudiar gas y polvo en galaxias lejanas.

Crédito: IRAM-gre, Wikimedia Commons (CC BY-SA 4.0).

Figura 4 — ALMA: antenas en el llano de Chajnantor (Chile)

ALMA ofrece resolución y sensibilidad extraordinarias en submilimétrico/milimétrico, permitiendo “ver” detalles finos del sistema lente.

Crédito: ESO.

Actividad (aula): “lente” sin relatividad, pero con la idea de múltiples imágenes

Aunque la lente gravitacional no es una lente de vidrio, podemos representar la idea de “varios caminos”:

• Materiales: una hoja con un punto negro pequeño, un vaso transparente con agua, una linterna o luz del celular.
• Prueba: coloca el vaso entre el ojo y el punto, mueve lentamente el vaso y observa cómo el punto se deforma y puede “duplicarse” por refracción.
• Discusión: en gravedad la luz no se refracta: se curva por el espacio-tiempo. Pero el resultado (múltiples imágenes) ayuda a comprender la idea.

Preguntas para pensar

• ¿Por qué la materia oscura se detecta “por sus efectos” y no por su luz?
• ¿Qué condiciones geométricas se necesitan para formar una Cruz de Einstein?
• ¿Por qué una quinta imagen central es tan rara?
• ¿Qué aporta observar en milimétrico/radio frente a observar solo en luz visible?

Respuestas guía para docentes / facilitadores (desplegable)

1) Materia oscura: no emite ni absorbe luz; se infiere por gravedad (lentes, rotación de galaxias, cúmulos).

2) Geometría: se requiere alineación cercana entre fuente (fondo), lente (primer plano) y observador. La simetría depende de la distribución de masa.

3) Quinta imagen: suele quedar muy débil por el “pozo” gravitatorio central; si aparece brillante, sugiere una estructura de masa (incluido halo de DM) que permite esa amplificación.

4) Longitudes de onda: milimétrico/submilimétrico revela gas y polvo frío (combustible de formación estelar), y radio puede trazar emisión extendida. Junto con infrarrojo (HST) se identifican las galaxias del grupo lente.

Glosario mínimo

• Lente gravitacional: desviación de la luz por gravedad; produce aumento, arcos y múltiples imágenes.
• Cruz de Einstein: patrón (normalmente) de cuatro imágenes alrededor de una galaxia lente.
• Interferometría: técnica que combina antenas separadas para lograr la resolución de un telescopio “virtual” enorme.
• Submilimétrico / milimétrico: radiación ideal para estudiar polvo y gas frío en galaxias.
• Materia oscura: componente no luminoso que domina la masa y se detecta por su gravedad.
• Halo: región extendida de masa (mucho de ella materia oscura) alrededor de galaxias o grupos.

Para saber más (publicaciones y fuentes)

Referencias en formato APA (con enlaces)

• Cox, P., et al. (2025). HerS-3: An Exceptional Einstein Cross Reveals a Massive Dark Matter Halo. The Astrophysical Journal. https://doi.org/10.3847/1538-4357/adf204
• Institut d’Astrophysique de Paris (IAP). (2025, September). An Exceptional Einstein Cross Reveals Hidden Dark Matter. https://www.iap.fr/actualites/laune/2025/EinsteinCross/EinsteinCross-en.html
• ALMA Observatory. (2025, September 16). An Exceptional Einstein Cross Reveals Hidden Dark Matter (Press release). https://www.almaobservatory.org/en/press-releases/an-exceptional-einstein-cross-reveals-hidden-dark-matter/
• Cox, P., et al. (2025). HerS-3: An Exceptional Einstein Cross Reveals a Massive Dark Matter Halo (arXiv preprint). https://arxiv.org/abs/2509.08657

Créditos y uso de imágenes: cada figura mantiene su crédito original. Si re-subes imágenes a Blogger, conserva los créditos en la leyenda como parte de la buena práctica científica.

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