En las noticias con frecuencia hablamos de los logros del Telescopio Espacial James Webb (James Webb Space Telescope, JWST), un ambicioso proyecto internacional en astronomía. Su rasgo principal es la capacidad de «ver» en un amplio rango infrarrojo, lo que permite investigar las primeras estrellas y galaxias formadas apenas unos cientos de millones de años después del Big Bang, así como realizar un análisis más detallado de nebulosas polvorientas y sistemas de exoplanetas. Cientos, y a veces miles, de equipos científicos hacen cola y esperan meses o incluso años para usarlo y contribuir a la ciencia. Pero ¿cómo se organiza todo ese proceso? Y, probablemente, no todos saben cómo es la estructura, cómo funciona y dónde se encuentra. Así que expliquemos todo por orden.
Cómo empezó todo: del concepto al lanzamiento
Antecedentes y planes iniciales
El éxito del Hubble en los años 90 impulsó a los astrónomos a plantearse metas aún más ambiciosas. Quedó claro que, aunque Hubble captura magníficamente objetos en luz visible y ultravioleta, sus capacidades en infrarrojo son limitadas. Sin embargo, las observaciones en infrarrojo permiten «ver» a través de nubes de polvo en regiones de formación estelar activa y registrar la luz de galaxias muy distantes, desplazada hacia el rojo por la expansión cosmológica del universo. A finales de los años 80 y principios de los 90, la NASA comenzó a contemplar la idea de un telescopio espacial de «siguiente generación» (Next Generation Space Telescope, NGST). La Agencia Espacial Europea (ESA) y la Agencia Espacial Canadiense (CSA) asumieron el papel de socios activos en el proyecto.
La base del proyecto fue el influyente informe «HST & Beyond» («Hubble y más allá»), publicado en 1996 por un grupo de trabajo dirigido por Alan Dressler. Ese documento señalaba la necesidad de construir un gran telescopio infrarrojo para investigar las «edades oscuras» del universo, el periodo entre el Big Bang y la formación de las primeras galaxias. En 1997 la NASA estableció los requisitos técnicos principales: un diámetro de espejo de al menos 4 metros y una temperatura de funcionamiento por debajo de los 50 kelvin.
Oficialmente el proyecto obtuvo luz verde a principios de los años 2000, cuando quedó evidente que la comunidad necesitaba un gran telescopio infrarrojo fuera de la atmósfera terrestre para captar fuentes extremadamente tenues. La idea se renombró: NGST pasó a llamarse Telescopio James Webb en honor al segundo administrador de la NASA, que dirigió la agencia durante iniciativas clave de la era Apolo. El 12 de septiembre de 2002 se celebró la ceremonia de cambio de nombre. En ese momento se estimaba que la misión se lanzaría en 2010 y costaría alrededor de 2.500 millones de dólares.
Decisiones técnicas complejas y retrasos
La idea fue realmente ambiciosa: un espejo principal de cerca de 6,5 m de diámetro (más del doble que el de Hubble), funcionamiento a temperaturas extremadamente bajas en torno a 40 K, y una enorme pantalla de cinco capas para proteger del calor solar. Todo ello requería nuevas tecnologías: un espejo segmentado de berilio recubierto con una fina capa de oro, mecanismos con bisagras que permitieran plegar grandes componentes dentro de la cofia del lanzador y complejos sistemas de refrigeración para los instrumentos. El presupuesto creció constantemente y el lanzamiento se fue retrasando. No obstante, el equipo de ingenieros y científicos trabajó con tenacidad para garantizar que cada detalle funcionara en el espacio sin posibilidad de reparación.
Entre 2010 y 2011 el proyecto estuvo en riesgo de cancelación. El Congreso de Estados Unidos exigió una auditoría independiente que reveló que la causa principal del sobrecoste no eran las dificultades técnicas, sino la subestimación del alcance del trabajo desde el inicio. Una comisión especial planteó un ultimátum: o la NASA presentaba un plan realista para concluir el proyecto, o se suspendería la financiación. En defensa del telescopio se pronunciaron destacados científicos, incluidos laureados con el Nobel, que subrayaron su importancia revolucionaria para la ciencia.
Hacia la segunda mitad de la década de 2010 el coste total del proyecto rondó los 10.000 millones de dólares. Muchos criticaron a la NASA y a la ESA por la ambición excesiva y los sobrecostes, pero los especialistas señalaron que un telescopio infrarrojo tan potente supondría un avance para la comprensión de la evolución del universo. El lanzamiento finalmente tuvo lugar el 25 de diciembre de 2021 en un cohete Ariane 5 desde el puerto espacial de Kourou. Todo el mundo siguió ese despegue con atención, porque la estructura debía desplegarse con precisión en el espacio y cualquier error podría haber condenado la misión.
El lanzamiento y el posterior despliegue se desarrollaron sin problemas, incluso mejor de lo previsto. El lanzador funcionó con tanta exactitud que se ahorró combustible, lo que aumentó la vida útil prevista de la misión. El 24 de enero de 2022 el observatorio alcanzó su posición operativa: el punto de Lagrange L2 del sistema Sol–Tierra. El 12 de julio de 2022 la NASA presentó las primeras imágenes en color completas, que confirmaron que años de espera y miles de millones de dólares no se habían desperdiciado.
Por qué se necesita un telescopio infrarrojo
Desde la superficie de la Tierra las observaciones en infrarrojo son muy difíciles: la atmósfera absorbe la mayoría de las ondas infrarrojas y la propia emisión térmica del planeta genera ruido. La envoltura gaseosa de la Tierra actúa como un filtro natural: vapor de agua, CO2 y otros gases bloquean gran parte de esta región, dejando solo pequeñas «ventanas atmosféricas». Incluso los observatorios situados en mesetas a gran altitud (4–5 km sobre el nivel del mar) solo captan fragmentos del infrarrojo.
Hubble, aunque está fuera de la atmósfera en una órbita terrestre baja, está equipado principalmente para trabajar en luz visible y ultravioleta. Sus capacidades en el infrarrojo cercano (hasta 2,5 micrómetros) son limitadas porque su óptica no está optimizada para esas longitudes de onda y su temperatura impide eliminar el ruido térmico. Mientras tanto, muchos objetos del cosmos emiten activamente en la región infrarroja:
- Galaxias muy antiguas con desplazamiento al rojo extremo (z > 10). La expansión del universo hace que la radiación originalmente emitida en ultravioleta y visible se estire hacia el infrarrojo. Para z = 10 la longitud de onda aumenta aproximadamente once veces: así, la luz verde (0,5 µm) se observa ya en 5,5 µm, en la región del infrarrojo medio.
- Guarderías estelares ocultas bajo coberturas de polvo. Las partículas microscópicas de polvo cósmico (0,1–1 µm) dispersan y bloquean eficazmente la luz visible, pero son prácticamente transparentes para rayos infrarrojos de mayor longitud. Esta propiedad permite explorar el interior de la famosa nebulosa de Orión y el núcleo de la Vía Láctea, regiones donde actualmente se forman nuevas estrellas.
- Objetos de baja temperatura superficial: enanas marrones, gigantes gaseosas y nubes moleculares masivas. Según la ley de Wien, cuerpos con temperaturas entre 70–1000 K emiten predominantemente en el infrarrojo. Sin esta parte del espectro es imposible detectar y estudiar eficazmente grandes exoplanetas, objetos subestelares y discos protoplanetarios.
Una ventaja crucial de las observaciones infrarrojas es la capacidad de determinar la composición química de objetos lejanos. Muchas moléculas presentan rasgos espectrales característicos en el infrarrojo: H2O tiene líneas de absorción en longitudes de onda alrededor de 2,7 y 6,3 micrómetros, el metano aparece en 3,3 y 7,7 µm, y el dióxido de carbono cerca de 4,3 y 15 µm. Cuando la luz de una estrella distante atraviesa la atmósfera de un exoplaneta, las moléculas dejan «autógrafos» en el espectro que permiten a los científicos inferir la composición de mundos fuera del Sistema Solar.
Llevar una potente observatorio infrarrojo fuera de la atmósfera terrestre abre posibilidades nuevas para la astronomía. No se trata solo de una visión alternativa de objetos celestes conocidos, sino de la oportunidad de descubrir fenómenos inaccesibles en otras regiones del espectro electromagnético, lo que permite construir una imagen completa de los procesos cósmicos en toda su diversidad.
Cómo está construido el JWST
En el sitio web de la NASA se puede ver un video y manipular un modelo 3D exacto. Y ahora hablemos un poco más sobre sus características.Espejo principal y materiales
El espejo del JWST está formado por 18 segmentos hexagonales fabricados en berilio. Este metal se eligió por su ligereza y estabilidad a temperaturas criogénicas. Cada segmento está recubierto con oro de apenas unas centenas de nanómetros, ya que el oro refleja muy eficazmente la radiación infrarroja. En vuelo el espejo fue plegado para caber dentro de la cofia del lanzador y, tras alcanzar el espacio, los segmentos se desplegaron y se ajustaron con precisión usando láseres y referencias estelares. Microactuadores especiales cambian la posición de los segmentos con precisión nanométrica para formar una superficie óptica casi perfecta.
Protección solar y refrigeración
Los detectores infrarrojos son muy sensibles a cualquier calor, incluida la propia emisión del observatorio. Para minimizarla, el JWST cuenta con una pantalla solar de cinco capas (de tamaño comparable a una pista de tenis). Cada capa está hecha de material metalizado extremadamente fino (Kapton) que refleja la radiación solar y disipa la energía térmica. Tras esas capas, en la «sombra» del telescopio, la temperatura desciende hasta alrededor de 40 K, y para el rango medio del infrarrojo (instrumento MIRI) se emplea una máquina criógena adicional que reduce la temperatura hasta aproximadamente 7 K.
Sistema complejo de despliegue
Durante el lanzamiento el JWST estuvo en estado «compacto». Primero se desplegaron las membranas solares, luego los paneles laterales del espejo y, a continuación, se realizaron operaciones precisas para tensar cada capa de la pantalla y calibrar la óptica. Las fases incluyeron decenas de piezas móviles (bisagras, cables, varillas, actuadores) que debían activarse en la secuencia correcta. Cualquier retraso o fallo mecánico podría haber provocado el desastre, pero afortunadamente la misión completó estas tareas sin incidentes graves.
Instrumentos científicos principales
A bordo del JWST hay cuatro instrumentos clave, cada uno contribuye de forma distinta a la investigación astronómica:
- NIRCam (Near Infrared Camera)
Es una cámara de campo amplio para el infrarrojo cercano (aproximadamente de 0,6 a 5 µm). Genera imágenes de alta resolución: busca galaxias lejanas, detecta estrellas jóvenes en nebulosas y puede capturar discos protoplanetarios. En NIRCam están integrados sensores responsables del ajuste fino del espejo principal: identifican mínimas aberraciones a partir de puntos estelares y calibran los segmentos del espejo. - NIRSpec (Near Infrared Spectrograph)
Espectrógrafo que opera en un rango similar del infrarrojo cercano (0,6–5 µm). Puede dispersar la luz de cientos de galaxias o estrellas a la vez mediante matrices de microobturadores (microshutter arrays), que permiten «abrir» ranuras individuales para cada objeto. Esto posibilita estudiar la composición química, la temperatura y la dinámica de numerosos fuentes en una sola sesión. - MIRI (Mid-Infrared Instrument)
Instrumento para el infrarrojo medio (5–28 µm). Es especialmente importante para estudiar nebulosas con polvo, enanas marrones y componentes fríos de sistemas planetarios. Debido a las longitudes de onda más «largas», MIRI debe refrigerarse hasta ~7 K mediante un sistema criogénico adicional. Sus detectores y óptica ofrecen información sobre estructuras polvorientas que suelen estar ocultas en luz visible. - FGS/NIRISS (Fine Guidance Sensor / Near Infrared Imager and Slitless Spectrograph)
El módulo de guiado fino (FGS) ayuda al telescopio a mantener el objetivo con extraordinaria estabilidad, lo cual es crucial en exposiciones prolongadas. Parte de NIRISS puede funcionar como espectrógrafo sin rendija (slitless), útil para estudiar tránsitos de exoplanetas (cuando un planeta pasa por delante de su estrella). Con este método se detecta la presencia de agua, dióxido de carbono o incluso moléculas complejas en las atmósferas de mundos distantes.
Ubicación en el punto de Lagrange L2
El JWST orbita alrededor del punto de Lagrange L2 en el sistema Sol–Tierra, situado a unos 1,5 millones de km «detrás» de nuestro planeta visto desde el Sol. Los puntos de Lagrange son regiones en el espacio donde la atracción gravitatoria de dos cuerpos masivos (aquí el Sol y la Tierra) equilibra la fuerza centrífuga que actúa sobre un tercer cuerpo mucho menos masivo. Hay cinco de esos puntos en el sistema de dos cuerpos, y cada uno tiene características propias.
L2 se eligió para la observación por varias razones. Principalmente, en esta configuración la Tierra, el telescopio y el Sol permanecen prácticamente alineados, lo que permite que la pantalla solar bloquee constantemente la radiación térmica tanto del Sol como de la Tierra y la Luna. Esto facilita mantener una temperatura estable y muy baja en los instrumentos, necesaria para observaciones infrarrojas sensibles.
En lugar de una órbita circular clásica alrededor de la Tierra, la nave sigue una trayectoria compleja alrededor de L2, formando la llamada órbita halo. Su diámetro es de alrededor de 800.000 km y su periodo de rotación es de aproximadamente medio año. Esta configuración tiene la ventaja clave de que el observatorio no entra en la sombra de la Tierra, lo que garantiza alimentación continua mediante paneles solares. Además, evita la luz parasitaria procedente de nuestro planeta y su satélite en las imágenes.
Entre otras ventajas, la órbita alrededor de L2 requiere un gasto mínimo de energía para mantenimiento. Las fuerzas gravitatorias del Sol y la Tierra, junto con la fuerza centrífuga debida a la rotación del sistema, se equilibran casi totalmente. Como resultado, la nave solo necesita realizar pequeñas maniobras correctivas de vez en cuando, normalmente cada tres semanas. Esto hace que el consumo de combustible sea muy eficiente — del orden de 2–4 m/s por año.
Desde esa posición se puede observar hasta el 40% de la esfera celeste en cualquier momento sin interferencias del brillo de la Tierra, la Luna o el Sol. En seis meses, al completar una vuelta alrededor de L2, el telescopio puede cubrir prácticamente todo el cielo.
Cómo se asigna el tiempo de observación
Dado que el JWST es una colaboración entre la NASA, la ESA y la CSA, el acceso al telescopio se regula mediante normas específicas. El tiempo se distribuye proporcionalmente según la contribución de cada agencia: la NASA obtiene el 80%, la ESA el 15% y la CSA el 5%. Investigadores de distintos países presentan propuestas en las que describen qué y por qué desean observar: desde la búsqueda de supernovas lejanas hasta la medición de la composición de exoplanetas. En las solicitudes hay que justificar el valor científico, proporcionar coordenadas de los objetos y calcular el tiempo de exposición.
Comités de expertos realizan una evaluación en dos fases: primero se examina la viabilidad técnica y después la importancia científica. La competencia es extremadamente alta y solo el 10–20% de las propuestas recibe aprobación. Las solicitudes aceptadas se convierten en «slots» de tiempo, periodos durante los cuales el telescopio apunta a un lugar concreto del cielo. Los operadores optimizan la planificación para usar los recursos de la forma más eficiente posible.
Tras las observaciones, los datos se transmiten a la Tierra y están disponibles para los autores de la propuesta. Los investigadores disponen de un periodo exclusivo (habitualmente 12 meses) para analizar y publicar los resultados. Después, la información pasa a un archivo público accesible a toda la comunidad científica. Esta división estimula la actividad investigadora y evita conflictos por los recursos.
Qué estudia el JWST y qué ya hemos aprendido
Galaxias lejanas en el universo temprano
Como se indicó antes, uno de los objetivos principales es encontrar y caracterizar objetos formados en los primeros cientos de millones de años tras el Big Bang. Cuanto más distante está una galaxia, mayor es su desplazamiento al rojo y más valiosas son las capacidades infrarrojas del JWST. Los científicos ya han detectado galaxias con desplazamientos al rojo extremadamente altos (z > 10–12) que parecen más masivas y ricas en estrellas de lo que predecían modelos anteriores. Especialmente intrigante es el candidato JADES-GS-z13-0, una galaxia con un desplazamiento al rojo estimado de z ≈ 13, lo que correspondería a una edad del universo de apenas unos 300 millones de años. Estos hallazgos empujan a revisar teorías de formación estelar temprana y plantean preguntas sobre mecanismos de formación rápida de estructuras galácticas masivas.
Atmósferas de exoplanetas
El universo de planetas fuera del Sistema Solar se ha acercado a la comprensión. Los instrumentos NIRSpec y NIRISS detectan la luz estelar que atraviesa la atmósfera de un planeta y revelan líneas moleculares de agua, CO2 y metano. El estudio de la atmósfera del gigante gaseoso WASP-96b aportó la primera detección clara de vapor de agua en una exoplaneta, y observaciones del sistema TRAPPIST-1 permiten evaluar la habitabilidad potencial de algunos de sus siete planetas rocosos. Ciertos sistemas muestran perfiles químicos inesperadamente complejos, incluidas concentraciones sorprendentes de elementos pesados. Estos descubrimientos pueden orientar búsquedas más dirigidas de biofirmas en mundos potencialmente habitables.
Guarderías estelares
En regiones donde nacen estrellas (por ejemplo, en las nebulosas de Carina, Orión y otras), las envolturas de polvo pueden ocultar el proceso de formación a Hubble. Los detectores infrarrojos del JWST penetran en estas nubes oscuras y observan protoestrellas en formación, sus discos y chorros de materia. Entre las imágenes más impresionantes está la de la joven estrella HH 211 con chorros bipolares que expulsan material a velocidades de cientos de kilómetros por segundo. Las observaciones muestran estructuras inesperadas en discos protoplanetarios —anillos concéntricos y brazos espirales— que pueden señalar la formación de planetas. Estos datos ofrecen una visión extraordinariamente detallada de cómo ocurre la acreción de gas y cómo puede formarse un sistema planetario alrededor de una estrella.
Procesos en el Sistema Solar
Aunque los esfuerzos principales se dirigen a objetos distantes, el JWST también estudia cuerpos cercanos: cometas, objetos transneptunianos y satélites helados. Observaciones de Júpiter han revelado flujos atmosféricos antes invisibles y nuevos detalles en la estructura de sus anillos. Imágenes de Neptuno han mostrado sus anillos con una nitidez sin precedentes, y la espectroscopía de Titán, la mayor luna de Saturno, ha permitido identificar compuestos orgánicos complejos en su densa atmósfera. El infrarrojo medio ayuda a entender la distribución de hielos y moléculas orgánicas, lo que aporta pistas sobre la evolución temprana del Sol y de los planetas.
Mes a mes la lista de hallazgos crece: gran parte de los datos está disponible en archivos públicos, por lo que equipos científicos de todo el mundo realizan investigaciones propias y publican trabajos que a veces proponen hipótesis audaces sobre formación estelar rápida o tipos de estructura galáctica hasta entonces desconocidos. El telescopio ya ha contribuido a más de 1.000 publicaciones científicas, y el ritmo de descubrimientos sigue acelerándose.
