Los Mundos de Brana

Ayer, 6 de octubre de 2026, Francis Halzen recibió el Premio Nobel de Física por sus contribuciones decisivas al Observatorio de Neutrinos IceCube y por el descubrimiento de neutrinos de alta energía de origen astrofísico.

La noticia me hizo viajar trece años atrás.

En 2013 escribí sobre un extraño telescopio que no miraba al cielo. Sus ojos estaban enterrados a más de un kilómetro bajo el hielo de la Antártida y aquello que trataba de observar era una de las partículas más esquivas de la naturaleza: el neutrino.

Por aquel entonces IceCube acababa de detectar dos sucesos extraordinariamente energéticos y empezaba a vislumbrarse la posibilidad de que aquel enorme detector pudiera hacer algo que durante mucho tiempo había parecido poco menos que una quimera: observar el Universo utilizando neutrinos.

Trece años después, muchas de las cosas que entonces escribía en futuro ya pueden escribirse en pasado.

IceCube ha demostrado que existen neutrinos de altísima energía procedentes de fuera del Sistema Solar. Ha comenzado a identificar algunos de los lugares en los que se producen, ha participado en el nacimiento de una nueva astronomía en la que diferentes mensajeros observan conjuntamente un mismo fenómeno y, en 2023, consiguió incluso mostrarnos nuestra propia galaxia a través de neutrinos.

Pero para entender por qué todo esto merece un Nobel hay que retroceder bastante más. Hasta una época en la que los neutrinos no servían para observar el Universo por una sencilla razón: todavía no los conocíamos.

Una partícula inventada para salvar una ley de la física

A principios del siglo XX, la desintegración beta, proceso mediante el cual el núcleo busca un mayor grado de estabilidad, estaba planteando un problema un pelín incómodo: la aparente violación de los principios de conservación de energía y momento.

Cuando un núcleo radiactivo emitía una partícula beta (un electrón, en la desintegración beta negativa), los físicos esperaban que la energía apareciera repartida de una forma bien determinada entre el núcleo resultante de la desintegración y la partícula beta. Sin embargo, los electrones salían con un amplio espectro de energías. Parecía que una parte de la energía desaparecía durante el proceso.

Y, ya sabéis que la energía no debería desaparecer.

Niels Bohr llegó a considerar la posibilidad de que su conservación no fuese estricta a escala subatómica. Pero Wolfgang Pauli prefirió buscar otra salida. En diciembre de 1930 escribió su célebre carta a los «queridos señores y señoras radiactivos» y propuso una partícula eléctricamente neutra, muy ligera y enormemente difícil de detectar que se llevaría la energía que parecía faltar. Es decir, la energía que no se llevaba el núcleo resultante se repartiría entre la partícula beta y la nueva partícula al rescate.

Era, según sus propias palabras, un remedio desesperado.

Pauli la llamó inicialmente «neutrón». Aunque el verdadero neutrón, mucho más pesado, fue descubierto poco después por James Chadwick, y Enrico Fermi adoptó para la nueva partícula el diminutivo italiano neutrino: el pequeño neutro. Fermi incorporó la idea a su teoría de la desintegración beta y convirtió aquella partícula imaginada para salvar la conservación de la energía en una entidad física con propiedades que podían estudiarse.

El problema era encontrarla.

Los neutrinos no tienen carga eléctrica (no están sometidos a la interacción electromagnética) y no experimentan la interacción fuerte. La física que los describe es la de la interacción débil. Interaccionan fundamentalmente mediante la interacción débil que, como su propio nombre sugiere, es una interacción extraordinariamente poco probable. Esto permite hacerse una idea de la dificultad de detectarlos.

El Sol produce neutrinos continuamente en las reacciones nucleares de su interior. Decenas de miles de millones atraviesan cada segundo cada centímetro cuadrado de nuestro cuerpo. La inmensa mayoría cruza la Tierra entera sin dejar ninguna señal.

No los sentimos. No los vemos. Casi nunca chocan con nada.

Hubo que esperar hasta 1956 para que Clyde Cowan y Frederick Reines consiguieran detectarlos de forma inequívoca utilizando el enorme flujo de antineutrinos producido por un reactor nuclear. Habían transcurrido más de veinticinco años desde la «salida desesperada» de Pauli.

Y aquello solo era el principio.

Pronto se descubrió que no existía un único neutrino. Conocemos tres sabores, asociados respectivamente al electrón, al muón y al leptón tau: neutrino electrónico, neutrino muónico y neutrino tauónico.

La palabra sabor puede resultar extraña, pero simplemente etiqueta la forma en que el neutrino participa en la interacción débil. Los tres figuran en la tabla del modelo estándar de las partículas.

Pues todo bien, hay tres.

Pues no, con los neutrinos nada es tan sencillo. Todo es apasionante.

Un neutrino puede comenzar su viaje con un sabor y terminarlo mostrando otro. Agarraos que vienen curvas.

Neutrinos que cambian sin dejar de ser ellos mismos

Durante mucho tiempo se creyó que los neutrinos carecían de masa. Era además la forma más sencilla de incorporarlos al Modelo Estándar de partículas.

Pero Bruno Pontecorvo había propuesto ya en los años cincuenta del siglo pasado una posibilidad mucho más inquietante: que los neutrinos pudieran oscilar.

Las oscilaciones de neutrinos suelen explicarse diciendo que un neutrino electrónico puede convertirse durante su viaje en uno muónico o tauónico. La imagen sirve para empezar a entender el fenómeno, aunque la realidad cuántica es algo más sutil. Y de esa realidad cuántica se deriva la necesidad de que los neutrinos tengan masa.

[Para quienes os estáis enamorando de los neutrinos:

Un neutrino con un determinado sabor no es una partícula con una masa perfectamente definida. El estado de sabor es una combinación cuántica de distintos estados de masa. Esos componentes se propagan de forma ligeramente diferente y sus fases relativas cambian con la distancia recorrida. Como consecuencia, varía la probabilidad de que, al interactuar de nuevo, el neutrino aparezca como electrónico, muónico o tauónico.

No es tanto que una pequeña bola salga siendo una cosa y, en algún punto del camino, decida convertirse en otra. Es la superposición cuántica la que evoluciona.

Y hay una consecuencia inevitable: si los neutrinos oscilan, sus estados de masa no pueden tener todos la misma masa. Al menos dos deben tener masas diferentes y, por tanto, al menos algunos neutrinos tienen masa].

Los experimentos Super-Kamiokande, en Japón, y Sudbury Neutrino Observatory, en Canadá, proporcionaron las pruebas decisivas de las oscilaciones. Takaaki Kajita y Arthur McDonald recibieron por ello el Nobel de Física de 2015.

Sabemos, por tanto, que los neutrinos tienen masa.

Y aquí aparece una paradoja curiosa: sabemos con enorme precisión algunas diferencias entre los cuadrados de sus masas, pero todavía no conocemos con la misma precisión las masas individuales. Las oscilaciones nos informan de las diferencias, no de la escala absoluta.

Tampoco sabemos todavía cuál es exactamente la naturaleza de esa masa.

Y eso nos lleva a una de las preguntas más extrañas que quedan abiertas en la física de neutrinos.

¿Es el neutrino su propia antipartícula?

Los electrones y los positrones son partículas diferentes. Tienen la misma masa, pero cargas opuestas. En el lenguaje de la física de partículas son fermiones de Dirac: partícula y antipartícula constituyen estados distintos.

El neutrino no posee carga eléctrica. Eso abre una posibilidad que Ettore Majorana planteó en 1937: que el neutrino y el antineutrino sean, en realidad, dos manifestaciones de una misma partícula.

Si los neutrinos son partículas de Dirac, neutrino y antineutrino son diferentes, aunque su neutralidad eléctrica haga que la diferencia resulte menos visible que en el caso del electrón y el positrón.

Si son partículas de Majorana, el neutrino sería su propia antipartícula.

No se trata de una cuestión puramente terminológica. Una naturaleza de Majorana implicaría que el número leptónico puede no conservarse y podría estar vinculada a mecanismos capaces de explicar por qué las masas de los neutrinos son tan diminutas comparadas con las del resto de fermiones. Incluso podría conectar, a través de determinados modelos, con una pregunta todavía mayor: por qué nuestro Universo contiene mucha más materia que antimateria.

Una de las vías más importantes para resolverlo es buscar la llamada doble desintegración beta sin neutrinos. En la doble desintegración beta ordinaria un núcleo emite dos electrones y dos antineutrinos. En la variante que se busca, los dos neutrinos virtualmente implicados se cancelarían de una forma que solo es posible si existe violación del número leptónico y los neutrinos masivos poseen naturaleza de Majorana. (Recordemos que cuando un electrón y su antipartícula el positrón se encuentran, se produce una aniquilación, lo que significa que desaparecen como materia y toda su masa se convierte en energía pura en forma de fotones).

Hasta ahora nadie ha observado de manera confirmada esta desintegración.

Así que, después de casi un siglo estudiando estas partículas, seguimos sin saber si un neutrino es distinto de su antipartícula.

No está mal para una partícula inventada para resolver un pequeño problema de contabilidad energética. A los físicos de partículas les queda mucha aventura por delante.

Los mensajeros que casi nunca se detienen

La misma propiedad que hace tan difícil estudiar un neutrino es precisamente la que lo convierte en un mensajero extraordinario.

Durante siglos nuestra información sobre el cielo llegó casi exclusivamente mediante la luz. Con el tiempo ampliamos el espectro electromagnético y aprendimos a observar ondas de radio, infrarrojo, ultravioleta, rayos X o rayos gamma. Después se añadieron otros mensajeros: rayos cósmicos, neutrinos y, más recientemente, ondas gravitacionales.

Cada uno cuenta una parte diferente de la historia.

Los rayos cósmicos son principalmente protones y núcleos atómicos que alcanzan energías extraordinarias. Algunos llegan a la Tierra con energías millones de veces superiores a las que podemos conseguir en nuestros aceleradores.

Pero tienen un inconveniente: poseen carga eléctrica.

Los campos magnéticos de nuestra galaxia y del espacio intergaláctico van curvando sus trayectorias. Cuando uno de esos rayos cósmicos alcanza la Tierra, normalmente no podemos seguir una línea hacia atrás y señalar el objeto que lo lanzó.

Los fotones sí conservan la dirección, pero pueden ser absorbidos o dispersados. En algunos de los entornos más violentos del Universo, los rayos gamma de alta energía pueden tener enormes dificultades para escapar.

Los neutrinos reúnen dos propiedades muy interesantes: carecen de carga y apenas interaccionan con la materia.

Viajan prácticamente en línea recta desde el lugar donde se produjeron y pueden atravesar regiones de las que la luz de alta energía no consigue salir.

Son magníficos espías del cosmos.

Además, los neutrinos de alta energía pueden revelarnos algo especialmente importante sobre los aceleradores cósmicos.

Cuando protones u otros núcleos acelerados a enormes energías chocan con materia o con campos de radiación en torno a una fuente astrofísica, pueden producir piones. Los piones neutros generan rayos gamma al desintegrarse; los cargados producen, entre otras partículas, neutrinos.

Por eso detectar neutrinos de muy alta energía procedentes de una fuente constituye una pista especialmente valiosa de que allí están ocurriendo procesos hadrónicos: protones o núcleos están siendo acelerados.

Y aquí aparece uno de los grandes misterios de la astrofísica moderna.

Sabemos desde los vuelos en globo de Victor Hess, hace más de un siglo, que continuamente llegan rayos cósmicos a nuestro planeta.

Pero ¿qué objetos naturales son capaces de acelerar partículas hasta energías tan descomunales?

Para averiguarlo necesitamos mensajeros que puedan salir del acelerador y conservar la dirección.

Necesitamos neutrinos.

Y entonces surge un problema maravilloso: precisamente porque casi nunca chocan con nada, para detectar unos pocos necesitamos ofrecerles una cantidad de materia gigantesca con la que tengan alguna posibilidad de interaccionar.

No se podía construir un detector convencional suficientemente grande.

Había que convertir un pedazo de naturaleza en detector.

Del océano al hielo: una idea que necesitó décadas

La idea esencial es bastante anterior a IceCube y también anterior a Francis Halzen.

En 1960, el físico soviético Moisey Markov propuso instalar detectores en las profundidades de un lago o del mar y utilizar la radiación Cherenkov de las partículas cargadas producidas por las interacciones de los neutrinos para reconstruir su dirección.

La radiación Cherenkov es un pequeño destello de luz, normalmente azulado, que aparece cuando una partícula con carga eléctrica atraviesa un medio transparente, como el agua o el hielo, a una velocidad superior a la que la luz puede propagarse por ese medio. El fenómeno se parece bastante a lo que ocurre cuando un avión supera la velocidad del sonido.

Sigamos.

La propuesta de Moisey Markov tenía una elegancia extraordinaria. En vez de fabricar millones de toneladas de material detector, se podía utilizar el agua que la naturaleza ya había colocado allí.

Durante la década de 1970 aquella idea cristalizó en DUMAND, Deep Underwater Muon and Neutrino Detector. Investigadores entre los que se encontraban Frederick Reines y John Learned estudiaron la posibilidad de construir un gigantesco telescopio submarino frente a Hawái.

DUMAND nunca llegó a funcionar como el gran observatorio que imaginaban sus promotores. Las dificultades técnicas de desplegar y mantener instrumentación a casi cinco kilómetros bajo el océano resultaron enormes y el proyecto terminó cancelándose en 1995.

Pero calificarlo simplemente como un fracaso sería injusto.

DUMAND desarrolló tecnologías, creó una comunidad científica y, sobre todo, demostró que la idea de Markov podía transformarse en un proyecto experimental real. Otros telescopios de neutrinos continuarían utilizando agua, desde el lago Baikal hasta los posteriores detectores del Mediterráneo.

Mientras tanto, un grupo de investigadores comenzó a preguntarse si existía otro medio transparente, oscuro y enorme que pudiera servir para lo mismo.

Hielo.

Francis Halzen llevaba trabajando en esta posibilidad desde finales de los años ochenta. Pero tampoco ésta fue la intuición solitaria de un único científico. AMANDA (Antarctic Muon And Neutrino Detector Array) nació de una colaboración en la que participaron físicos e ingenieros de diferentes instituciones.

En 1991, Halzen, Robert Morse, Buford Price y otros colaboradores publicaron en Nature los resultados de una prueba realizada en el hielo de Groenlandia. Habían introducido fotomultiplicadores en el hielo y habían detectado luz Cherenkov producida por muones.

El trabajo terminaba con una conclusión enormemente ambiciosa: un detector de neutrinos a gran escala en el hielo antártico parecía técnicamente posible.

AMANDA se trasladó al Polo Sur.

Y allí apareció un problema.

Los primeros sensores, instalados a profundidades de entre aproximadamente 800 y 1000 metros, encontraron un hielo lleno de pequeñas burbujas de aire. La luz se dispersaba continuamente y resultaba muy difícil reconstruir la trayectoria de una partícula.

Podría haber sido el final de la idea.

Pero perforaron a más profundidad.

Por debajo de unos 1500 metros, la presión ejercida durante miles de años había eliminado prácticamente aquellas burbujas. El hielo resultó ser extraordinariamente transparente. No solo servía: ofrecía ese volumen enorme, oscuro y estable que necesitaba un telescopio de neutrinos.

AMANDA siguió creciendo. En 2001 publicó un mapa del cielo elaborado a partir de 263 neutrinos de alta energía observados durante 138 días de datos. Eran fundamentalmente neutrinos atmosféricos, no todavía los mensajeros cósmicos que buscaban, pero habían demostrado algo esencial.

Un telescopio de neutrinos podía construirse dentro del hielo.

La cuestión era de escala.

Si querían detectar el diminuto flujo esperado de neutrinos astrofísicos, AMANDA seguía siendo demasiado pequeño.

Necesitaban aproximadamente un kilómetro cúbico.

En noviembre de 1999 se presentó a la National Science Foundation la propuesta de construir un observatorio de esa escala en el Polo Sur. La Universidad de Wisconsin–Madison figuraba como institución principal. Francis Halzen era el investigador principal.

Ahí se encuentra, en buena medida, la aportación histórica que acaba de reconocer el Nobel.

Halzen no inventó la astronomía de neutrinos. No inventó el principio de detección mediante luz Cherenkov ni fue el primero en imaginar un enorme detector natural.

Su papel fue el de una de las figuras científicas decisivas que consiguió convertir décadas de ideas, ensayos y fracasos en un observatorio viable: apostar por el hielo, demostrar con AMANDA que podía funcionar, defender que había que multiplicar enormemente la escala y liderar científicamente el proyecto que acabaría convirtiéndose en IceCube.

Un telescopio de un kilómetro cúbico que no mira al cielo

La construcción de IceCube comenzó durante el verano austral de 2004-2005.

El procedimiento tenía algo de ingeniería imposible. Había que perforar el hielo mediante agua caliente hasta unos 2450 metros de profundidad, introducir rápidamente largas cadenas de sensores ópticos y dejar que el agua volviera a congelarse a su alrededor.

Una vez atrapados allí, los detectores no podrían repararse ni sustituirse.

Cuando el último módulo fue introducido en el hielo, el 18 de diciembre de 2010, el observatorio estaba formado por 86 cadenas y 5160 módulos ópticos digitales distribuidos aproximadamente entre 1450 y 2450 metros de profundidad. En conjunto instrumentaban alrededor de un kilómetro cúbico de hielo.

Pero IceCube no «ve» directamente un neutrino.

Un neutrino atraviesa el detector hasta que, muy ocasionalmente, interacciona con un núcleo del hielo. Esa interacción produce partículas cargadas. Si una de ellas se mueve por el hielo más deprisa que la luz puede propagarse en ese medio, emite radiación Cherenkov. Una onda de luz azulada se propaga por el hielo y alcanza distintos sensores en momentos diferentes. Midiendo cuándo llega y cuánta luz recoge cada módulo puede reconstruirse el suceso original.

La forma de esa luz también proporciona información.

Cuando un neutrino muónico interacciona mediante corriente cargada puede producir un muón que recorre una gran distancia dejando una larga estela de luz. Son los sucesos denominados tracks o trazas. Su geometría permite reconstruir especialmente bien la dirección y, por tanto, buscar el lugar del cielo del que procedía el neutrino.

En otros casos la interacción produce una cascada compacta de partículas. Estos sucesos, denominados cascades, permiten estimar muy bien la energía depositada, aunque tradicionalmente ofrecen una dirección menos precisa.

Los neutrinos tau pueden generar firmas todavía más peculiares. A energías suficientes, el tau producido en una primera interacción recorre cierta distancia antes de desintegrarse, generando una segunda cascada. Es la famosa topología de «doble cascada», heredera del llamado double bang imaginado teóricamente décadas antes.

La Tierra también forma parte del detector.

Los muones creados por los rayos cósmicos en la atmósfera constituyen un enorme fondo. Pero un muón no puede atravesar el planeta. Un neutrino sí puede hacerlo, de modo que durante mucho tiempo observar sucesos que llegan al detector desde abajo fue una manera muy eficaz de seleccionar neutrinos.

Hay, sin embargo, una ironía más. Cuando la energía aumenta mucho, también aumenta la probabilidad de interacción del neutrino. A energías suficientemente elevadas, la Tierra deja de ser completamente transparente para ellos.

Hasta su extraordinaria capacidad de atravesar materia tiene límites.

Bert y Ernie: las primeras cartas sobre la mesa

Cuando escribí sobre IceCube en 2013, dos sucesos estaban empezando a llamar especialmente la atención.

Habían sido detectados en agosto de 2011 y enero de 2012 y poseían energías cercanas al petaelectronvoltio (PeV). Recibieron unos nombres bastante menos solemnes que sus energías, pero muy entrañables: Bert y Ernie.

El electronvoltio (eV) es la unidad que suele utilizarse para expresar la energía de las partículas subatómicas. Corresponde a la energía que adquiere un electrón al atravesar una diferencia de potencial de un voltio y es una cantidad diminuta: unos 1,6 × 10⁻¹⁹ julios. Pero un petaelectronvoltio (PeV) equivale a 10¹⁵ electronvoltios, es decir, mil billones de electronvoltios. Puede seguir pareciendo poca energía a nuestra escala (aproximadamente 0,00016 julios), pero concentrada en una única partícula resulta extraordinaria.

Por sí solos, Bert y Ernie no bastaban para afirmar que IceCube había descubierto neutrinos astrofísicos. La significación estadística todavía era insuficiente.

Pero eran una pista.

Entonces llegó el análisis que cambió la historia.

En mayo de aquel mismo 2013, la colaboración había elegido como portavoz a la física sueca Olga Botner, de la Universidad de Uppsala. Unos meses después, en noviembre, IceCube publicó en Science 28 sucesos de alta energía, incluidos Bert y Ernie. Botner se encontraba así al frente de la colaboración precisamente cuando el experimento dio el salto que llevaba años persiguiendo.

La distribución de energías, sabores y direcciones de aquellos sucesos no podía explicarse razonablemente solo mediante los neutrinos y muones producidos por los rayos cósmicos en nuestra atmósfera.

Había una componente adicional.

Neutrinos procedentes del cosmos.

IceCube había conseguido aquello para lo que había sido diseñado.

Botner, que permanecería durante cuatro años como portavoz, describía entonces el resultado con la cautela que suele acompañar a los buenos descubrimientos: habían pasado de indicios anteriores a una señal significativa, pero quedaban dos preguntas enormes por responder. ¿Qué significaba exactamente aquella señal? ¿Y de dónde procedían los neutrinos?

Porque descubrir que recibimos neutrinos astrofísicos no resolvía inmediatamente la pregunta más interesante. Sabíamos que alguien enviaba las cartas.

Pero seguíamos sin conocer al remitente.

Un neutrino llama a todos los telescopios

El 22 de septiembre de 2017, IceCube detectó un neutrino de alta energía que recibió el nombre poco poético de IceCube-170922 (¿Dónde estaba el que puso los nombres de Bert y Ernie?).

Esta vez ocurrió algo nuevo.

IceCube disponía ya de un sistema de alertas en tiempo real. Cuando aparecía un neutrino particularmente interesante podía comunicar rápidamente su dirección aproximada a observatorios de todo el mundo.

Los telescopios giraron hacia aquella región del cielo.

Y allí encontraron un blázar denominado TXS 0506+056 (lo sé, lo de poner nombres lo hacen regulín) que se encontraba en un estado de intensa actividad en rayos gamma.

Un blázar es una galaxia activa cuyo agujero negro supermasivo central alimenta potentes chorros relativistas, uno de los cuales apunta aproximadamente hacia nosotros. Son algunos de los objetos más energéticos del Universo.

La coincidencia espacial y temporal entre el neutrino y la actividad del blázar era enormemente sugerente.

Pero la historia mejoró cuando IceCube regresó a sus datos antiguos. Entre 2014 y 2015 encontró un exceso de neutrinos procedentes de aquella misma dirección, independiente del episodio de 2017.

En 2018, dos trabajos publicados en Science presentaron la evidencia que asociaba TXS 0506+056 con emisión de neutrinos de alta energía.

Era un hito, pero merece conservar cierta prudencia en el lenguaje. No significa que hayamos demostrado que todos los neutrinos cósmicos provengan de blázares, ni que conozcamos ya con detalle qué ocurre dentro de TXS 0506+056, que ya nos gustaría.

Significa que, por primera vez, se pudo relacionar convincentemente una fuente astrofísica conocida con neutrinos de alta energía.

Y ocurrió algo igual de importante desde el punto de vista de cómo hacemos ciencia.

IceCube había lanzado una alerta y observatorios de rayos gamma, rayos X, luz visible y radio habían acudido a mirar.

El neutrino dejó de ser un mensajero aislado.

Habíamos entrado de lleno en la astronomía multimensajero.

NGC 1068 y aquello que la luz no consigue contarnos

La siguiente historia resultó todavía más interesante.

NGC 1068, también conocida como Messier 77, es una galaxia relativamente cercana que alberga un núcleo galáctico activo alimentado por un agujero negro supermasivo.

En 2022, IceCube publicó evidencias de que NGC 1068 emitía neutrinos de alta energía. En una década de observaciones se había detectado un exceso estimado de unos 80 neutrinos procedentes de su dirección, con una significación estadística de 4,2 sigma. Esta cifra expresa hasta qué punto resulta improbable que el resultado se deba simplemente al azar. En este caso, incluso teniendo en cuenta que se habían examinado 110 posibles fuentes, la probabilidad de encontrar por casualidad una señal tan llamativa era de aproximadamente una entre 100.000. No constituía una certeza absoluta, pero sí una evidencia extraordinariamente sólida.

Uno de los grupos que tuvieron un papel central en aquel análisis estaba dirigido desde la Universidad Técnica de Múnich por la física italiana Elisa Resconi, especialista en neutrinos cósmicos y miembro desde hace años de la colaboración IceCube. El equipo internacional liderado desde la TUM participó en la identificación de NGC 1068 como la fuente puntual de neutrinos de alta energía más significativa encontrada hasta entonces por IceCube.

NGC 1068 presenta una diferencia importante respecto a la imagen clásica de un blázar.

Su región central está fuertemente oscurecida.

Y eso devuelve el protagonismo a la característica que hacía de los neutrinos unos mensajeros tan prometedores desde el principio. Los fotones de rayos gamma pueden ser absorbidos en las densas regiones que rodean al agujero negro. Los neutrinos pueden escapar.

Para Resconi y otros investigadores, ahí reside precisamente una de las promesas más sugerentes de la astronomía de neutrinos: poder observar indirectamente procesos que ocurren en regiones del Universo de las que la radiación electromagnética de alta energía no consigue salir con facilidad.

Por eso NGC 1068 podría estar permitiéndonos asomarnos a lugares en los que se aceleran partículas pero que permanecen ocultos para parte de la radiación electromagnética.

No estamos simplemente contemplando el mismo Universo con otra clase de cámara.

Estamos obteniendo información que quizá no podríamos obtener mediante la luz.

Los resultados posteriores están reforzando esta posibilidad. En 2025 aparecieron indicios de emisión asociada a una población de galaxias activas brillantes en rayos X y, en marzo de 2026, un análisis de galaxias Seyfert del cielo austral encontró un exceso colectivo con una significación de 3 sigma.

No es todavía una respuesta definitiva sobre el origen de todo el flujo de neutrinos astrofísicos.

Pero el dibujo empieza a adquirir forma: los entornos densos alrededor de algunos agujeros negros supermasivos parecen estar entre las fábricas de neutrinos cósmicos.

Fotografiar la Vía Láctea sin luz

En la entrada que escribí hace trece años decía que los neutrinos eran los fotógrafos de IceCube.

Entonces era una imagen literaria.

En 2023 dejó de serlo un poco menos.

Ese año, la colaboración IceCube publicó la primera evidencia de emisión de neutrinos de alta energía procedente del plano de la Vía Láctea. El resultado alcanzaba una significación de 4,5 sigma y permitió elaborar una representación de nuestra galaxia vista mediante neutrinos.

Detrás de aquella imagen había también años de trabajo para conseguir utilizar mejor un tipo de suceso que inicialmente parecía poco apropiado para hacer astronomía.

La física Naoko Kurahashi Neilson, de la Universidad de Drexel, llevaba desde 2015 defendiendo que los sucesos en cascada podían contener mucha más información sobre el cielo de la que se estaba aprovechando. Las trazas de los muones permiten reconstruir mucho mejor la dirección de llegada, mientras que las cascadas dejan una señal mucho más compacta y, por ello, históricamente resultaban bastante más difíciles de localizar.

Kurahashi Neilson y su grupo desarrollaron nuevas estrategias para utilizar esas cascadas en las búsquedas de fuentes, particularmente en el cielo austral, donde se encuentra gran parte del plano de nuestra galaxia. Paralelamente, investigadores de TU Dortmund desarrollaron métodos de aprendizaje automático que mejoraron de manera sustancial la identificación de las cascadas y la reconstrucción de su energía y dirección.

La combinación permitió conservar más de un orden de magnitud más de sucesos neutrínicos y consiguió que el análisis fuese aproximadamente tres veces más sensible que las búsquedas anteriores.

Tras varios intentos y diez años de datos, apareció finalmente la señal.

No es, claro, una fotografía como las que obtenemos mediante un telescopio óptico. Es un mapa estadístico construido a partir de la distribución de decenas de miles de sucesos en cascada y comparado con modelos de la emisión esperada.

Pero conceptualmente la diferencia es pequeña y enorme a la vez.

Estamos mirando nuestra galaxia con un mensajero completamente distinto de la luz.

Los rayos cósmicos que recorren la Vía Láctea chocan con el gas y el polvo interestelar. Esas interacciones producen piones y, con ellos, rayos gamma y neutrinos. Durante años habíamos observado la correspondiente emisión gamma del plano galáctico. Finalmente apareció también la señal neutrínica.

Kurahashi Neilson describió aquel resultado recordando algo muy sencillo: durante toda la historia de la humanidad hemos mirado la Vía Láctea con nuestros ojos o mediante telescopios, pero nunca antes la habíamos contemplado de aquella forma.

IceCube estima que esa contribución galáctica es minoritaria frente al flujo extragaláctico que observa, aproximadamente del orden del diez por ciento.

La mayor parte de los neutrinos astrofísicos que detecta sigue viniendo de fuera de nuestra galaxia.

Y todavía no sabemos exactamente quién produce todos ellos.

Lo que IceCube nos ha enseñado y todo lo que todavía calla

A veces los grandes descubrimientos se cuentan a través de las preguntas que responden.

En realidad, suelen hacer algo más interesante: sustituyen una gran pregunta por muchas preguntas mejores.

Antes de IceCube podíamos preguntarnos si sería posible detectar una población de neutrinos astrofísicos de muy alta energía.

Ahora sabemos que existe.

Podíamos preguntarnos si algún día conseguiríamos señalar una fuente concreta.

Ahora tenemos asociaciones muy sólidas con algunos núcleos galácticos activos, aunque todavía debemos comprender cuál es su contribución global y cuáles son las demás poblaciones responsables.

Podíamos preguntarnos si los neutrinos servirían realmente para una astronomía multimensajero.

Ahora un neutrino de interés puede generar una alerta para que observatorios de medio mundo miren simultáneamente en su dirección.

Y hemos confirmado algo fundamental: los neutrinos permiten estudiar los lugares donde protones y núcleos son acelerados a energías extremas.

Sin embargo, el viejo misterio de los rayos cósmicos sigue lejos de estar completamente resuelto. Sabemos que determinados objetos son capaces de acelerar partículas y producir neutrinos, pero todavía discutimos qué familias de fuentes dominan a diferentes energías y mediante qué mecanismos exactos.

IceCube también es un laboratorio de física de partículas.

Los neutrinos atmosféricos que atraviesan diferentes distancias dentro de la Tierra permiten estudiar sus oscilaciones. DeepCore, la región más densamente instrumentada del observatorio, reduce el umbral energético y permite medir parámetros de mezcla que solemos asociar a experimentos muy distintos.

La propia Tierra puede convertirse en parte del experimento de otra manera. La materia modifica las oscilaciones neutrínicas, por lo que, con suficiente precisión, los neutrinos atmosféricos pueden proporcionar información sobre la densidad del interior terrestre.

El detector busca asimismo señales de neutrinos estériles, posibles desviaciones de las interacciones respecto al Modelo Estándar, materia oscura y fenómenos todavía más exóticos.

Y hay algo que IceCube espera desde hace años pero que la naturaleza todavía no le ha concedido: una supernova suficientemente cercana en nuestra galaxia.

En ese caso no tendría que reconstruir individualmente miles de neutrinos de pocos MeV. La enorme avalancha produciría un aumento colectivo y simultáneo de las tasas de los módulos ópticos.

Durante unos segundos, todo el kilómetro cúbico de hielo se iluminaría estadísticamente.

IceCube vuelve a crecer

Quince años después de que se instalara la última cadena del detector original, IceCube acaba de experimentar su primera gran ampliación.

Durante las campañas antárticas desarrolladas entre 2023 y 2026 se ha completado el IceCube Upgrade.

Cinco nuevas cadenas, mucho más densamente instrumentadas, han sido introducidas en la región central del detector. Incorporan más de 600 nuevos sensores ópticos e instrumentos de calibración, con diseños que permiten observar la luz desde más direcciones que los DOM originales.

La ampliación tiene varios objetivos.

Uno de los más importantes es comprender todavía mejor el propio hielo.

Puede parecer un detalle instrumental, pero no lo es. IceCube no observa las partículas directamente; reconstruye sus propiedades a partir de cómo se propaga la luz Cherenkov a través de un glaciar real, con capas formadas en distintas épocas y concentraciones diferentes de polvo.

Cuanto mejor conozcamos la absorción y dispersión de esa luz, mejor podremos reconstruir la dirección y energía de los sucesos.

La consecuencia es especialmente atractiva: los nuevos sistemas de calibración no solo mejorarán los datos futuros. Permitirán volver sobre unos quince años de datos ya almacenados y analizarlos con un conocimiento más preciso del detector.

En ciencia, construir un instrumento nuevo suele permitir observar mejor el futuro.

En este caso también puede permitir observar mejor el pasado.

La mayor densidad de sensores reducirá además el umbral energético y mejorará los estudios de oscilaciones, composición de rayos cósmicos y neutrinos procedentes de supernovas.

Y IceCube tampoco pretende terminar ahí.

El proyecto IceCube-Gen2 plantea ampliar enormemente el volumen efectivo del observatorio, con una matriz óptica que abarcaría un volumen varias veces superior al actual y sistemas de detección mediante ondas de radio para alcanzar energías extremas.

Si el IceCube original permitió demostrar que existe una astronomía de neutrinos, la siguiente generación deberá convertirla en una astronomía mucho más precisa.

El Nobel y una historia mucho más grande que un solo nombre

El Premio Nobel tiene una peculiaridad inevitable: pone uno, dos o tres nombres sobre descubrimientos que, en la ciencia contemporánea, suelen ser obra de centenares de personas.

IceCube es probablemente uno de los ejemplos más claros.

Su construcción necesitó físicos, ingenieros, técnicos, glaciólogos, especialistas en electrónica, informática y perforación; personas capaces de diseñar sensores y personas capaces de hacerlos descender dos kilómetros y medio dentro del hielo sin posibilidad de volver a tocarlos jamás. La colaboración científica reúne hoy investigadores de numerosos países e instituciones.

Y la idea misma tiene muchas raíces.

Está Markov imaginando en 1960 un detector sumergido.

Está DUMAND intentando hacerlo realidad bajo el Pacífico.

Están los proyectos en el lago Baikal y en el Mediterráneo.

Están los investigadores de AMANDA descubriendo que el hielo superficial dispersaba demasiado la luz y que había que seguir perforando.

Están quienes diseñaron el sistema de agua caliente capaz de abrir un agujero de más de dos kilómetros antes de que empezara a cerrarse de nuevo.

Están investigadores como Olga Botner, Elisa Resconi o Naoko Kurahashi Neilson, que aparecen en etapas distintas de esta historia porque los grandes observatorios no permanecen científicamente inmóviles después de construirse: cambian las preguntas, cambian los métodos y también cambian las personas que lideran cada descubrimiento.

Y está Francis Halzen.

Su papel no fue el del científico solitario que una mañana imaginó IceCube completo.

Fue quizá algo más representativo de cómo se hacen los grandes proyectos científicos: reconocer una posibilidad, mantenerla durante años cuando todavía parecía improbable, reunir a las personas capaces de demostrarla, aprender de los fracasos y defender que, si queríamos encontrar neutrinos cósmicos, había que atreverse a construir algo muchísimo mayor.

Halzen participó en la etapa pionera de AMANDA y fue uno de los autores del trabajo de 1991 que demostraba experimentalmente la viabilidad del hielo como medio detector. Fue investigador principal de la propuesta de IceCube presentada en 1999 y ha continuado ocupando ese papel durante el desarrollo científico del observatorio.

El 6 de octubre de 2026, la Real Academia Sueca de Ciencias le concedió el Premio Nobel de Física «por contribuciones decisivas al Observatorio de Neutrinos IceCube y el descubrimiento de neutrinos de alta energía de origen astrofísico».

La formulación me parece especialmente acertada.

No premia simplemente haber construido un detector.

Ni simplemente haber observado una partícula que ya conocíamos desde 1956.

Reconoce algo más profundo: haber contribuido decisivamente a transformar una partícula casi imposible de detectar en una herramienta para mirar el Universo.

Trece años después

Cuando escribí sobre IceCube en 2013, terminé aquella entrada diciendo que era probable que los neutrinos revelaran misterios que ni siquiera contemplábamos.

No sabía, claro, cuáles serían.

Al volver ahora a aquella frase me sorprende menos haber acertado que comprobar cuánto ha cambiado la pregunta.

Entonces todavía podíamos preguntarnos si aquel extraño telescopio enterrado bajo el hielo sería capaz de mostrarnos realmente un Universo nuevo.

Hoy sabemos que sí.

Hemos descubierto una población de neutrinos de altísima energía procedente del cosmos. Hemos empezado a localizar algunos de los lugares donde se producen. Los hemos utilizado para asomarnos a las regiones escondidas que rodean agujeros negros supermasivos. Hemos aprendido a avisar a otros telescopios cuando uno de esos mensajeros llega hasta nosotros. Y hemos conseguido contemplar nuestra propia galaxia mediante partículas que pueden atravesarla casi sin dejarse molestar.

Al mismo tiempo seguimos sin saber cuál es el origen de buena parte de ese flujo cósmico. No conocemos la masa absoluta de cada neutrino. No sabemos si son partículas de Dirac o de Majorana. No sabemos si detrás de sus pequeñas masas se esconde una física más profunda ni qué otras sorpresas pueden aparecer cuando dispongamos de detectores todavía mayores.

IceCube acaba de crecer.

IceCube-Gen2 espera su turno.

Y los neutrinos continúan cruzando el hielo.

El Nobel concedido a Francis Halzen no parece, por tanto, el final de esta historia.

Se parece mucho más al reconocimiento de que una nueva forma de mirar el Universo acaba de empezar.

Bibliografía y recursos consultados

Nobel Prize Outreach AB; IceCube Collaboration; Particle Data Group; Technical University of Munich; American Physical Society. Entre las fuentes principales consultadas figuran las notas oficiales del Premio Nobel de Física de 2015 y 2026, la cronología y los comunicados científicos de IceCube sobre el descubrimiento de neutrinos astrofísicos, TXS 0506+056, NGC 1068, la Vía Láctea en neutrinos y el IceCube Upgrade, así como la revisión del Particle Data Group sobre masas, mezcla y oscilaciones de neutrinos. Para las imágenes se han consultado principalmente la galería oficial de IceCube y los materiales divulgativos de Nobel Prize. Las composiciones e ilustraciones elaboradas específicamente para este artículo se basan en dichos materiales.

Durante más de un siglo hemos aprendido a controlar cada vez mejor la radiación utilizada para tratar el cáncer. Hemos aprendido a producirla, cuantificarla, dirigirla desde distintos ángulos, calcular cómo se distribuye en los tejidos y concentrar la dosis sobre un tumor mientras intentamos proteger los órganos que lo rodean.

La radioterapia moderna puede decidir con enorme precisión dónde, cuánto y cómo irradiar. Pero un grupo de investigadores sevillanos está estudiando una cuarta pregunta mucho menos evidente:

¿y cuándo?

El equipo dirigido por Pablo Huertas, catedrático de la Universidad de Sevilla e investigador del Centro Andaluz de Biología Molecular y Medicina Regenerativa (CABIMER), estudia la relación entre nuestro reloj circadiano, los mecanismos con los que las células reparan su ADN y su respuesta a la radioterapia. Sus resultados muestran que algunos de esos mecanismos de reparación no funcionan exactamente igual durante todo el día y sugieren que, al menos en determinados tipos de cáncer, esta variación podría influir en la respuesta a la irradiación.

La idea resulta especialmente sugerente porque, si finalmente se demuestra que tiene relevancia clínica, no exigiría necesariamente imaginar una máquina nueva ni descubrir otro tipo de radiación. En algunos tratamientos podría bastar con aprovechar mejor algo que todos llevamos incorporado: nuestro reloj biológico.

Pero para comprender por qué la hora a la que se administra un tratamiento podría llegar a importar, tendremos que retroceder un poco. Bueno, más de un siglo, en realidad.

Una historia que comenzó casi al mismo tiempo que los rayos X

La historia de la radioterapia es prácticamente inseparable de la historia de la física moderna.

En noviembre de 1895, Wilhelm Conrad Röntgen descubrió los rayos X. Apenas unos meses después ya se estaban explorando sus posibles aplicaciones terapéuticas. Resulta difícil imaginar hoy la velocidad con la que aquella nueva radiación saltó del laboratorio a la medicina, sobre todo si tenemos en cuenta que todavía se conocía muy poco sobre sus efectos biológicos y muchísimo menos sobre sus riesgos.

Tres años después, Marie y Pierre Curie anunciaron el descubrimiento del radio y se abrió una posibilidad diferente. La radiación ya no tenía por qué proceder únicamente de un aparato situado fuera del cuerpo, una fuente radiactiva podía colocarse en contacto con una lesión o introducirse cerca de ella.

Estaban apareciendo, todavía de forma rudimentaria, las dos grandes estrategias que siguen presentes en la radioterapia actual: dirigir la radiación desde el exterior o colocar la fuente muy cerca, o incluso dentro, del lugar que queremos tratar.

Naturalmente, aquellos primeros tratamientos tenían poco que ver con los actuales. No existían tomografías computarizadas capaces de mostrarnos la anatomía del paciente en tres dimensiones, ni ordenadores que calcularan complejas distribuciones de dosis, ni los sistemas de dosimetría y control de calidad que hoy resultan indispensables. Y se aprendió, a veces de una forma dolorosa, que no bastaba con saber producir radiación: había que aprender también a medirla y a comprender sus efectos sobre los tejidos.

Otro paso decisivo consistió en descubrir que la dosis no tenía necesariamente que administrarse de una sola vez. Dividir el tratamiento en diferentes sesiones, lo que conocemos como fraccionamiento, permitía aprovechar, entre otros factores, las diferencias en la respuesta y recuperación del tumor y de los tejidos sanos.

Después llegó la era de las altas energías. En los años cincuenta comenzaron a utilizarse las unidades de cobalto-60 y aparecieron los primeros aceleradores lineales médicos, que acabarían convirtiéndose en uno de los grandes protagonistas de la radioterapia moderna.

Pero conseguir radiaciones más energéticas era solo una parte de la revolución que estaba por llegar.

De ver el tumor a dibujar la dosis

La tomografía computarizada nos permitió contemplar el interior del paciente en tres dimensiones. Los ordenadores hicieron posible calcular cómo se distribuiría la radiación en ese volumen y, poco a poco, los haces pudieron adaptarse mejor a la forma del tumor, combinarse desde múltiples direcciones y modificar su intensidad durante la irradiación.

La incorporación de sistemas de imagen a los propios equipos añadió una nueva capa de precisión: ya no solo podíamos planificar dónde queríamos administrar la dosis, sino comprobar la posición del paciente y del volumen que íbamos a tratar inmediatamente antes de hacerlo y, en determinadas técnicas, incluso durante la irradiación.

Toda esa evolución persigue en el fondo una misma idea: administrar la dosis necesaria allí donde queremos tratar y, al mismo tiempo, reducir todo lo posible la irradiación de los tejidos sanos.

Porque la radioterapia no consiste simplemente en lanzar radiación contra un tumor.

El tumor está dentro de una persona.

Y alrededor, delante y detrás de él hay tejidos y órganos que también pueden interaccionar con esa radiación.

¿Qué hace realmente la radioterapia?

La radioterapia utiliza radiaciones ionizantes para producir daños en las células tumorales que pueden provocar su muerte o, de manera especialmente importante, impedir que sigan dividiéndose y formando nuevas células.

Las llamamos ionizantes porque poseen energía suficiente para producir ionizaciones y alterar las moléculas de la materia que atraviesan. Cuando interaccionan con una célula pueden desencadenar numerosos cambios químicos y moleculares, pero existe una diana especialmente importante cuando hablamos del tratamiento del cáncer: el ADN.

El daño puede producirse mediante una interacción directa de la radiación con esa molécula o de manera indirecta, a través de las especies químicas reactivas que se generan cuando la radiación interacciona con otras moléculas del medio celular, muy especialmente con el agua.

Las lesiones resultantes pueden ser de muchos tipos. Pueden alterarse las bases que forman el ADN o romperse una de sus cadenas. Entre los daños más importantes se encuentran las roturas de doble cadena, en las que las dos hebras de la molécula se rompen simultáneamente.

Si el daño es suficiente y la célula no consigue repararlo adecuadamente, puede perder definitivamente su capacidad para dividirse o morir.

Pero aquí aparece una dificultad fundamental: nuestras células sanas también contienen ADN. El verdadero desafío de la radioterapia consiste, por tanto, en conseguir una distribución de dosis que permita tratar el tumor mientras limita, en la medida de lo posible, la dosis recibida por los tejidos que queremos preservar.

Y en esa búsqueda la física desempeña un papel esencial.

Desde fuera o desde dentro

La forma más habitual de administrar radioterapia consiste en generar la radiación en un equipo situado fuera del paciente y dirigirla hacia el volumen que queremos tratar. Es lo que llamamos radioterapia externa.

Uno de sus grandes protagonistas es el acelerador lineal de electrones. Como su nombre indica, estos equipos aceleran electrones hasta energías elevadas. Los electrones pueden utilizarse directamente como haces terapéuticos y son especialmente útiles para determinadas lesiones superficiales, ya que tienen un alcance limitado en los tejidos. Pero también pueden hacerse incidir sobre un blanco metálico y producir rayos X de alta energía —fotones—, mucho más penetrantes y utilizados habitualmente para tratar tumores situados a mayor profundidad.

Cuando se emplean fotones, el cabezal del acelerador puede girar alrededor del paciente y administrar la radiación desde diferentes direcciones. Así, los tejidos que se encuentran en el camino de cada haz no reciben siempre toda la dosis desde una única entrada, mientras que la contribución conjunta de los distintos haces permite alcanzar la dosis prescrita en el volumen que queremos tratar.

Las técnicas actuales llevan esta idea mucho más lejos. Podemos modificar la forma de los campos y variar su intensidad para adaptar las distribuciones de dosis a geometrías complejas. Los sistemas de imagen incorporados al propio acelerador permiten además comprobar que el paciente y el volumen de tratamiento se encuentran donde esperamos antes de comenzar.

A los tratamientos con fotones y electrones se suma otra modalidad de radioterapia externa que ha adquirido una presencia creciente en los últimos años: la protonterapia.

En lugar de electrones, estos equipos aceleran protones. La diferencia no reside únicamente en el tipo de partícula, sino en la manera en la que deposita su energía al atravesar los tejidos. Los protones presentan un incremento muy acusado de la deposición de energía al final de su recorrido, el conocido pico de Bragg, y después de alcanzar su rango la dosis cae bruscamente.

En un tratamiento real no se utiliza un único pico: se combinan protones de diferentes energías para conseguir que la región de alta dosis abarque el espesor necesario del tumor.

Esto no significa que los protones atraviesen los tejidos anteriores al tumor sin depositar energía ni, mucho menos, que sean automáticamente la mejor opción para cualquier paciente. Su ventaja aparece cuando sus características físicas permiten reducir de forma significativa la dosis recibida por determinados tejidos sanos, especialmente por las estructuras situadas más allá del volumen tratado.

En España, la protonterapia comenzó a implantarse en dos centros privados de Madrid y actualmente está en marcha una importante extensión de esta tecnología al Sistema Nacional de Salud. El plan estatal contempla diez equipos distribuidos entre siete comunidades autónomas, a los que se suman otros proyectos de incorporación de esta tecnología.

Pero existe otra forma completamente diferente de acercar la radiación a su objetivo: la braquiterapia.

Aquí la fuente radiactiva no permanece fuera del paciente. Se coloca dentro del organismo o muy próxima al volumen que queremos tratar mediante diferentes aplicadores o catéteres, dependiendo de la localización y del tipo de tratamiento.

Radioterapia externa y braquiterapia siguen estrategias muy distintas, pero ambas intentan resolver el mismo problema: conseguir que la dosis llegue allí donde tiene que llegar y limitarla donde no queremos que llegue.

Antes de irradiar hay que construir un mapa

Buena parte de la sofisticación de la radioterapia moderna ocurre antes de administrar la primera sesión.

El tratamiento comienza con un proceso de simulación, habitualmente mediante tomografía computarizada. El paciente se coloca en las mismas condiciones en las que posteriormente será tratado y esa posición debe poder reproducirse con gran precisión cada día. Dependiendo de la región anatómica pueden utilizarse máscaras, apoyos y diferentes dispositivos de inmovilización.

Sobre las imágenes obtenidas se dibujan las estructuras que van a guiar el tratamiento. Por un lado está aquello que queremos tratar: el tumor y, cuando corresponde, las regiones en las que puede existir enfermedad microscópica. Por otro se encuentran los llamados órganos de riesgo, tejidos sanos para los que deben establecerse límites de dosis.

A partir de ahí comienza la planificación. Los sistemas de cálculo permiten predecir cómo se distribuirá la radiación dentro del paciente y diseñar el tratamiento de acuerdo con los objetivos establecidos. Y antes de aplicarlo, todo ese proceso debe verificarse y someterse a controles de calidad.

La radioterapia ha alcanzado así una extraordinaria precisión espacial. Sabemos cada vez mejor dónde queremos depositar la dosis.

Pero un tumor no es solamente un volumen dibujado sobre una imagen.

Está formado por células.

La radioterapia ha alcanzado así una extraordinaria precisión espacial. Sabemos cada vez mejor dónde queremos depositar la dosis.

Y las células cambian.

Las células también reparan el daño

Nuestras células están expuestas continuamente a situaciones capaces de producir lesiones en el ADN. Si cada pequeña rotura quedara sin reparar, nuestra información genética tendría una vida bastante breve. Por eso disponemos de una compleja maquinaria molecular capaz de detectar el daño, señalizarlo y poner en marcha diferentes mecanismos para intentar repararlo.

Las roturas de doble cadena pueden resolverse mediante varias vías. Una de ellas es la unión de extremos no homólogos, que vuelve a unir los extremos rotos con relativamente poco procesamiento. Otra es la reparación dirigida por homología, que puede recurrir a una secuencia intacta como molde.

La célula no elige entre esas posibilidades al azar. La decisión está estrictamente regulada y en ella interviene uno de los procesos estudiados por el grupo de Pablo Huertas: la resección de los extremos del ADN.

Cuando comienza la resección, los extremos de la molécula rota son procesados y se genera ADN de cadena sencilla. Puede parecer un detalle muy específico de biología molecular, pero tiene consecuencias importantes: ese procesamiento condiciona qué mecanismos de reparación podrán utilizarse después.

Y aquí es donde la historia empieza a encontrarse con el reloj.

Los investigadores observaron que la eficiencia de esa resección no permanece constante durante todo el ciclo circadiano. Oscila.

También tenemos relojes dentro de las células

Cuando hablamos de nuestro reloj biológico solemos pensar inmediatamente en el sueño. En la hora a la que nos entra sueño por la noche, en el despertar, en el jet lag o en esa sensación tan poco científica pero tan real de que el lunes por la mañana llega demasiado pronto.

Sin embargo, los ritmos circadianos regulan mucho más que dormir y despertarnos.

Numerosos procesos fisiológicos y celulares presentan oscilaciones próximas a las veinticuatro horas. Existe un reloj central que ayuda a sincronizar nuestro organismo con los ciclos de luz y oscuridad, pero las propias células cuentan también con una maquinaria molecular capaz de generar y mantener estos ritmos.

En ella participan proteínas con nombres como CLOCK, BMAL1, PER o CRY. Y precisamente una de estas últimas, CRY1, desempeña un papel protagonista en el trabajo desarrollado en CABIMER.

Los investigadores sincronizaron células humanas cultivadas en el laboratorio para poder estudiar qué ocurría en distintos momentos equivalentes del ciclo circadiano. Comprobaron que la resección de los extremos del ADN también oscilaba: era más eficiente en el momento correspondiente a las primeras horas de la mañana y disminuía progresivamente después.

El mecanismo lleva hasta otras dos proteínas, CCAR2 y CtIP. Esta última resulta fundamental para iniciar la resección, mientras que CRY1 puede reforzar el efecto inhibidor que ejerce CCAR2 sobre ella. Cuando cambian los niveles de CRY1 a lo largo del ciclo circadiano, cambia también ese equilibrio molecular.

Los nombres pueden resultar intimidantes, pero la consecuencia es bastante más sencilla que la maquinaria que la produce: una célula no afronta necesariamente de la misma manera una rotura de su ADN a todas las horas del día.

Y si una de las principales consecuencias de la radioterapia consiste precisamente en producir daños en el ADN de las células tumorales, la siguiente pregunta resulta casi inevitable.

¿Puede influir la hora en la respuesta a la radioterapia?

Después de estudiar este mecanismo en células, el equipo quiso saber si podía encontrarse algún indicio de su relevancia en pacientes que ya habían recibido radioterapia.

Para ello analizaron retrospectivamente los datos de pacientes tratados en el Hospital Universitario Virgen Macarena de Sevilla entre mayo de 2018 y octubre de 2023. Los agruparon según hubieran recibido habitualmente su tratamiento entre las ocho de la mañana y las dos de la tarde o entre las dos y las ocho. El análisis mostró diferencias relacionadas con el momento de la irradiación.

Y aquí hay que detenerse, porque aparece uno de los aspectos más importantes del trabajo.

El efecto no parece ser igual para todos los tumores.

No podemos, por tanto, extraer el titular fácil de que exista una hora universalmente mejor para recibir radioterapia. No la conocemos. La importancia de los ritmos circadianos puede depender del tipo de tumor, de sus características moleculares y de hasta qué punto conserve —o haya alterado— los mecanismos que forman parte de su reloj celular.

Además, estos datos clínicos proceden de un análisis retrospectivo. Son una pista, no una receta para reorganizar mañana las agendas de los servicios de radioterapia. El propio estudio plantea la necesidad de seguir investigando antes de trasladar estas observaciones a la práctica clínica.

Esta cautela no resta interés al resultado. Al contrario. Nos indica cuál es la siguiente pregunta que hay que intentar responder.

Del cultivo celular a pequeños modelos de tejido

La Asociación Española Contra el Cáncer ha concedido al grupo dirigido por Pablo Huertas una ayuda de 300.000 euros para investigar con mayor profundidad la relación entre el momento de la irradiación y la respuesta al tratamiento. Y para acercarse un poco más a lo que ocurre en un organismo real utilizarán organoides.

Un organoide es una estructura tridimensional cultivada en el laboratorio que reproduce algunas características y parte de la organización del tejido del que procede. No es un órgano en miniatura perfecto, pero ofrece un escenario bastante más complejo que una capa de células creciendo sobre una placa.

El proyecto estudiará qué sucede cuando se irradian en diferentes momentos organoides de tejido sano, de tejido tumoral y modelos en los que se combinan ambos. El objetivo es especialmente interesante porque nos devuelve al problema que ha acompañado a la radioterapia prácticamente desde sus orígenes: encontrar una ventana que permita aumentar el efecto sobre el tumor y, al mismo tiempo, limitar el daño sobre el tejido sano.

No se trata, por tanto, simplemente de irradiar más.

Se trata de irradiar mejor.

De «dónde» y «cuánto» a «cuándo»

Desde aquellos primeros tubos de rayos X de finales del siglo XIX hasta los actuales aceleradores lineales y sistemas de protonterapia, la radioterapia ha cambiado casi por completo. Primero descubrimos que la radiación podía utilizarse para tratar tumores; después aprendimos a medirla y a repartir la dosis entre diferentes sesiones. La llegada de radiaciones de mayor energía permitió alcanzar tumores situados a mayor profundidad y las técnicas de imagen nos enseñaron a conocer en tres dimensiones aquello que queríamos tratar.

Los ordenadores hicieron posible calcular distribuciones de dosis cada vez más complejas. Los colimadores multiláminas y la modulación de intensidad permitieron adaptarlas mejor a la geometría de los volúmenes de tratamiento, mientras que los sistemas de imagen incorporados a los propios equipos nos dieron la posibilidad de verificar dónde se encuentra nuestro blanco antes de irradiarlo. La protonterapia ha abierto, además, nuevas posibilidades físicas para distribuir esa dosis y reducirla en determinados tejidos sanos.

Buena parte de esta evolución puede entenderse como una búsqueda cada vez más refinada de precisión espacial: saber cuánto irradiar, cómo hacerlo y, sobre todo, dónde queremos depositar la dosis.

La investigación sobre los ritmos circadianos introduce ahora una dimensión diferente. Si las células no responden exactamente igual al daño producido por la radiación durante todas las horas del día, quizá la precisión no dependa únicamente del espacio.

Quizá exista también una precisión temporal.

Todavía estamos lejos de convertir esta idea en un horario de tratamiento individualizado. Precisamente de eso trata la investigación que continúa ahora en Sevilla: de averiguar cuánto de este mecanismo biológico puede llegar algún día a tener una verdadera utilidad clínica.

Pero, si finalmente la tiene, poseería una característica especialmente sugerente. No necesariamente exigiría descubrir otra radiación, fabricar una máquina distinta o administrar un nuevo medicamento. Para determinados pacientes podría significar algo aparentemente mucho más sencillo: elegir mejor el momento en el que utilizamos una herramienta que ya tenemos.

Más de 130 años después del descubrimiento de los rayos X, quizá todavía quede una variable por incorporar a nuestra forma de dirigir la radiación contra el cáncer.

No solo cuánta, dónde y cómo.

También cuándo.

Bibliografía

Romero-Franco, A. et al. (2025). Circadian regulation of homologous recombination by cryptochrome1-mediated dampening of DNA end resection. Nature Communications, 16, 10802.

Asociación Española Contra el Cáncer. Mejorando la radioterapia en función de la hora de tratamiento. Proyecto dirigido por Pablo Huertas Sánchez. Ficha del proyecto

Ministerio de Sanidad. Plan de implantación de diez equipos de protonterapia en el Sistema Nacional de Salud. Ministerio de Sanidad

Ministerio de Sanidad. Actualización de las indicaciones de protonterapia en la cartera común de servicios del Sistema Nacional de Salud. Resolución sobre protonterapia, 2025

International Atomic Energy Agency. Radiation Oncology Physics: A Handbook for Teachers and Students.

Sociedad Española de Física Médica. Fundamentos de Física Médica. Volumen 3. Radioterapia externa I: bases físicas, equipos, determinación de la dosis absorbida y programa de garantía de calidad.

Sociedad Española de Física Médica. Fundamentos de Física Médica. Volumen 4. Radioterapia externa II: dosimetría clínica, algoritmos de cálculo, sistemas de planificación y control de calidad.

Sociedad Española de Física Médica. Fundamentos de Física Médica. Volumen 5. Braquiterapia: bases físicas, equipos y control de calidad.

Consejo de Seguridad Nuclear. El uso de radiaciones en medicina.

Un eclipse parece, a primera vista, un relato sobre la desaparición. La Luna avanza, cubre el disco solar y durante unos minutos tiñe el día de una luz extraña. Sin embargo, para la ciencia, esa oscuridad nunca ha sido un vacío. Ha servido para calcular, comprobar, fotografiar, enseñar y descubrir. Al ocultar la parte más brillante del Sol, la Luna deja visible lo que normalmente permanece deslumbrado por ella: la corona, esa atmósfera tenue y cambiante que se extiende hacia el espacio.

También la historia de las mujeres en la astronomía está hecha de presencias que durante mucho tiempo quedaron veladas. No porque no estuvieran allí, sino porque sus nombres aparecieron detrás de los de sus colegas, bajo categorías laborales menores, en libros anónimos o en noticias que las trataban como una curiosidad. Reunir a Elizabeth Brown, Shadia Habbal, Nicole-Reine Lepaute, Annie Russell Maunder, Maria Mitchell y Wang Zhenyi no significa afirmar que hicieron lo mismo. Cada una se relacionó con los eclipses de una forma distinta. Una persiguió la sombra; otra estudia lo que la sombra revela; otra calculó por dónde pasaría; otra la fotografió; otra la convirtió en una expedición colectiva; y otra explicó su geometría mediante imágenes y razonamiento.

Ordenadas alfabéticamente por apellido, forman una historia que atraviesa continentes y siglos. No es una línea recta de progreso. Es, más bien, una constelación: seis puntos separados que, al unirlos, muestran una figura.

Elizabeth Brown: perseguir una sombra

Elizabeth Brown nació en 1830 en Cirencester, Inglaterra, y desarrolló una intensa labor como observadora solar. Su entrada pública en la vida astronómica fue relativamente tardía. En 1883 asumió la dirección de la sección solar de la Liverpool Astronomical Society y, años después, desempeñó un papel importante en la creación de la British Astronomical Association, fundada en 1890 y abierta desde el principio a la participación de mujeres. Brown dirigió también su sección solar hasta su muerte, en 1899. Sus observaciones sistemáticas de las manchas solares, acompañadas de dibujos minuciosos, fueron una parte central de su trabajo.

Pero hay un título que parece escrito para enlazar todas estas biografías: In Pursuit of a Shadow, En busca de una sombra. Así llamó Brown al relato de su viaje a Rusia para observar el eclipse total de 1887. No fue su única expedición. Su obituario en la British Astronomical Association recuerda tres viajes: Rusia en 1887, las Antillas en el invierno de 1889-1890 y Noruega en 1896. Solo el segundo tuvo éxito meteorológico. Los eclipses, entonces como ahora, podían exigir meses de preparación y largos desplazamientos para terminar ocultos detrás de una nube.

La expresión «perseguir una sombra» contiene la paradoja del trabajo de campo con eclipses. La sombra lunar se desplaza sobre la superficie terrestre y obliga a las personas que desean estudiarla a anticiparse, viajar y preparar sus instrumentos en una franja estrecha del planeta. Brown lo hizo en una época en la que una mujer que viajaba con fines científicos todavía era observada casi tanto como el fenómeno que pretendía estudiar. Sus dos relatos de viaje, In Pursuit of a Shadow y Caught in the Tropics, se publicaron originalmente sin que su nombre figurase como autora.

Su legado no depende de un descubrimiento espectacular producido en unos minutos de totalidad. Reside también en la continuidad: observar el Sol día tras día, registrar sus cambios y ayudar a construir espacios colectivos para quienes quedaban fuera de las instituciones más cerradas. Brown persiguió eclipses, pero su trabajo cotidiano se ocupó de aquello que regresaba cada mañana. En ella comienza nuestro recorrido porque entendió que una sombra fugaz solo adquiere sentido cuando se integra en una observación paciente.

Shadia Habbal: estudiar lo que la oscuridad deja ver

Más de un siglo después, Shadia Rifai Habbal sigue viajando allí donde la totalidad permite abrir una ventana excepcional a la corona solar. Investigadora del Institute for Astronomy de la Universidad de Hawái, dirige el grupo internacional conocido como Solar Wind Sherpas. El nombre resume bien la naturaleza de estas campañas: transportar instrumentos, escoger emplazamientos, anticipar las condiciones meteorológicas y coordinar equipos capaces de trabajar con precisión durante unos pocos minutos.

La corona puede observarse con coronógrafos, instrumentos que bloquean artificialmente el disco solar, y también desde el espacio. Aun así, los eclipses totales ofrecen una combinación singular: permiten registrar con gran resolución estructuras que se extienden desde muy cerca del borde del Sol hasta varias veces su radio. Las observaciones en luz visible y en el infrarrojo cercano proporcionan información sobre la temperatura, la densidad, la composición y el movimiento del plasma coronal, precisamente en una región decisiva para comprender la expansión del campo magnético y la aceleración del viento solar.

El trabajo de Habbal transforma el eclipse en un laboratorio itinerante. Las expediciones ya no consisten únicamente en obtener una imagen detallada de la corona. Utilizan cámaras, espectrómetros, filtros de banda estrecha y observaciones coordinadas desde varios puntos para distinguir líneas de emisión correspondientes a diferentes estados de ionización del hierro. Esas señales funcionan como trazadores de las condiciones físicas del plasma.

A partir de eclipses observados entre 2006 y 2020, el equipo de Habbal relacionó estructuras coronales con distintas corrientes de viento solar. Sus resultados indicaron que las fuentes del flujo solar continuo compartían una temperatura electrónica característica, pese a que la velocidad del viento medido en el espacio variaba considerablemente. Las observaciones durante la totalidad permitieron conectar las propiedades de la corona con las partículas detectadas posteriormente por la misión ACE de la NASA.

En 2026, un estudio dirigido por Habbal combinó más de una década de imágenes obtenidas durante eclipses con observaciones del instrumento WISPR de la sonda Parker Solar Probe. El equipo identificó estructuras turbulentas, entre ellas formas semejantes a anillos vorticiales, originadas cerca de las prominencias solares y encontró pruebas de que podían mantenerse mientras eran transportadas hacia el espacio por el viento solar. La sombra de la Luna permitió registrar formas demasiado débiles para apreciarse junto al disco solar; las imágenes espaciales ayudaron después a seguir su evolución a distancias mayores.

Habbal enlaza a las pioneras históricas con la física solar contemporánea. Brown viajaba para alcanzar la sombra; Habbal organiza redes de observación para multiplicar científicamente esos minutos. En ambos casos hay una lucha contra el tiempo y las nubes. La diferencia está en las preguntas y en la capacidad instrumental. Allí donde antes se dibujaba o fotografiaba una forma, ahora se estiman temperaturas, abundancias y velocidades. Pero la operación esencial sigue siendo la misma: dejar que la Luna apague una luz para poder estudiar otra.

Nicole-Reine Lepaute: calcular el camino de la noche

Antes de perseguir una sombra hay que saber por dónde pasará. Nicole-Reine Lepaute, nacida en París en 1723, fue una de las grandes calculadoras astronómicas del siglo XVIII. Trabajó durante años con Jérôme Lalande en efemérides del Sol, la Luna y los planetas y participó en los complejos cálculos relacionados con el regreso del cometa Halley. Su contribución a la historia de los eclipses se concentra de manera especial en el eclipse solar central y anular del 1 de abril de 1764.

Lepaute calculó sus circunstancias y preparó un mapa que mostraba el paso de la sombra lunar por Europa. La representación permitía reconocer las regiones donde el eclipse sería central o anular y seguir su progresión temporal. La Bibliothèque nationale de France ha subrayado, además, que aquel mapa fue una obra femenina colectiva: a los cálculos de Lepaute se sumaron el trabajo cartográfico de Marie Lattré y el grabado de Elisabeth-Claire Tardieu.

Un mapa de eclipse es una forma de escribir el futuro sobre la Tierra. Antes de que la luz cambie, antes de que nadie levante la vista, las matemáticas trazan una línea sobre ciudades, campos y costas. En el siglo XVIII, cuando cada operación debía realizarse a mano y los errores podían acumularse a lo largo de páginas de cifras, predecir la visibilidad de un eclipse requería una enorme disciplina de cálculo.

Lepaute no necesitó situarse bajo la totalidad para estar vinculada al fenómeno. Su lugar estaba en las tablas, los números y la cartografía. Si Brown representa el viaje hacia la sombra, Lepaute representa el conocimiento que hace posible ese viaje. La una se mueve por el mapa; la otra crea el mapa.

Hay también una segunda sombra en su historia: la que cubrió con frecuencia el trabajo de las llamadas calculadoras astronómicas. Sus resultados podían integrarse en obras firmadas por otros científicos o presentarse como tareas auxiliares, aunque exigieran competencias matemáticas avanzadas. Los estudios sobre las colaboradoras de Lalande muestran que Lepaute y otras mujeres asumieron cálculos muy especializados y participaron activamente en la organización material de la producción astronómica.

La recuperación del mapa de 1764 permite mirar el objeto completo: no solo una predicción astronómica, sino una cadena de conocimientos producida por varias mujeres, desde el cálculo hasta la impresión.

Annie Russell Maunder: fotografiar lo invisible

Annie Russell Maunder nació en 1868 en Strabane, en la actual Irlanda del Norte. Estudió matemáticas en Girton College, Cambridge, y superó los exámenes correspondientes al Mathematical Tripos, aunque la universidad no concedía entonces títulos completos a las mujeres. En 1891 ingresó en el Royal Observatory de Greenwich como una de las llamadas «computadoras». El término puede sugerir una labor puramente numérica, pero Maunder fue destinada al departamento solar, donde utilizó un fotoheliógrafo y tomó imágenes del Sol para registrar la posición y la evolución de las manchas solares.

Tras casarse con el astrónomo Edward Walter Maunder en 1895, dejó su puesto remunerado, pero continuó investigando y participando en la British Astronomical Association. Esa vía le permitió intervenir en expediciones de eclipses y acceder a instrumentos con los que desarrollar su trabajo fotográfico. Annie y Walter Maunder participaron en campañas realizadas en lugares como Noruega, Argelia, Canadá y la India.

El 22 de enero de 1898, durante un eclipse total observado desde la India, utilizó una cámara de gran angular que había adaptado para fotografiar la corona. En una de las placas quedó registrada una gran estructura en forma de rayo, hoy descrita como un streamer o penacho coronal. La fotografía no era un recuerdo del acontecimiento: era un documento científico capaz de conservar detalles que el ojo solo podía observar durante unos instantes.

Maunder ocupa un punto decisivo en esta historia. Lepaute había transformado el eclipse en líneas sobre un mapa; Maunder convirtió la luz coronal en una huella sobre una placa. Entre ambas operaciones existe una continuidad profunda. Calcular permite estar en el lugar adecuado. Fotografiar permite que el instante sobreviva.

Sus imágenes formaron parte de una investigación más amplia sobre la actividad solar. Annie y Walter Maunder trabajaron con largas series de observaciones de manchas solares y contribuyeron al conocido diagrama de mariposa, que representa cómo las latitudes en las que aparecen las manchas cambian a lo largo del ciclo solar. Annie fue también autora y divulgadora. El libro The Heavens and Their Story, publicado en 1908 con la firma de ambos, fue descrito por Walter en el prefacio como una obra casi enteramente realizada por ella.

La fotografía de un eclipse nace de una preparación larga y se juega en segundos. Hay que elegir la óptica, la exposición y el encuadre antes de que el cielo se oscurezca. Maunder consiguió que aquella brevedad dejara memoria. Su trabajo nos recuerda que ver no es suficiente: la ciencia necesita instrumentos que conviertan una aparición en evidencia.

Maria Mitchell: observar juntas

Maria Mitchell nació en Nantucket en 1818 y alcanzó reconocimiento internacional tras descubrir un cometa en 1847. En 1865 se incorporó al recién creado Vassar College como profesora de astronomía. Allí desarrolló una enseñanza basada en la observación y llevó a sus estudiantes fuera del aula para estudiar el cielo.

Mitchell dirigió expediciones de Vassar para observar eclipses solares en Iowa, en 1869, y en Denver, Colorado, en 1878. La segunda se convirtió en un acontecimiento público. Ella y un grupo de antiguas alumnas recorrieron cerca de dos mil millas para situarse en la franja de totalidad del eclipse del 29 de julio. La prensa las llamó «Vassar girls», una expresión que presentaba como muchachas a mujeres que estaban participando en una empresa científica organizada.

La importancia de aquella expedición no reside en atribuirle un descubrimiento que no produjo. Su fuerza histórica está en la escena misma: un grupo de mujeres instalando telescopios, distribuyendo tareas y realizando observaciones en un espacio científico que muchos consideraban masculino. El eclipse hizo visible la corona, pero también hizo visible a una comunidad de mujeres formadas para investigar.

Mitchell comprendió que enseñar astronomía no era solo transmitir resultados. Era ofrecer acceso a la experiencia de producir conocimiento. El viaje, los instrumentos y la observación compartida permitían que sus alumnas se reconocieran como participantes legítimas en la ciencia. Por eso su historia enlaza especialmente bien con la de Brown, que ayudó a fundar una asociación abierta a las mujeres. Ambas entendieron que las instituciones y las redes importan tanto como el talento individual.

En Mitchell, la sombra deja de ser únicamente un objeto astronómico y se convierte en un lugar de reunión. Sus estudiantes no fueron acompañantes decorativas. Formaban parte del trabajo. Bajo un Sol oculto, la astronomía se volvió una práctica colectiva y una afirmación pública: ellas también estaban allí para medir, anotar y comprender.

Wang Zhenyi: llevar el cielo a una página

Wang Zhenyi nació en China en 1768, durante la dinastía Qing, y murió en 1797, antes de cumplir treinta años. Fue matemática, astrónoma y poeta. Gran parte de su obra se perdió, pero se conserva una colección que incluye textos sobre astronomía y matemáticas. Entre ellos figura Explicación de los eclipses lunares, en el que utilizó diagramas propios para mostrar las fases de la Luna y la geometría del eclipse.

Diversas reconstrucciones contemporáneas de su trabajo describen también un modelo realizado con objetos cotidianos: una mesa redonda, una lámpara suspendida y un espejo, dispuestos para representar las posiciones relativas del Sol, la Tierra y la Luna. Lo esencial es su método: reducir un fenómeno celeste de enorme escala a una disposición que pudiera observarse, razonarse y explicarse.

Wang no persiguió un eclipse por el mundo ni necesitó una cámara. Hizo el movimiento inverso: llevó el cielo a un espacio manejable. En vez de viajar hacia la sombra, construyó una sombra que podía repetirse. Así convertía el eclipse en un problema de posiciones, luz y cuerpos opacos.

Su figura cierra esta serie alfabética, pero también completa el círculo. Brown narró una persecución; Habbal analiza el plasma revelado durante la totalidad; Lepaute predijo la trayectoria; Maunder fijó la corona en una placa; Mitchell reunió a mujeres para observar; Wang explicó el mecanismo con diagramas y modelos. Viajar, medir, calcular, fotografiar, enseñar, representar: seis verbos para un mismo deseo de comprender.

Lo que revela una sombra

Los eclipses no pertenecen a una sola disciplina ni a una sola época. Son problemas de mecánica celeste cuando se calcula su trayectoria; de óptica y tecnología cuando se registran; de física del plasma cuando se estudia la corona; de pedagogía cuando se reproducen sus causas; y de historia social cuando preguntamos quién tuvo derecho a observar, publicar o dirigir una expedición.

Estas seis científicas tampoco forman una genealogía sencilla. No todas se conocieron ni pudieron leer el trabajo de las demás. Vivieron bajo sistemas políticos, culturales e institucionales muy distintos. Unirlas no consiste en borrar esas diferencias, sino en reconocer una resonancia: cada una encontró una manera de trabajar con una ausencia temporal de luz.

En un eclipse, el Sol no se apaga. La Luna solo se interpone entre su luz y una parte de la Tierra. Tal vez por eso la imagen resulta tan adecuada para hablar de mujeres cuya obra quedó oscurecida sin dejar de existir. Recuperarlas no exige inventar heroísmos ni atribuirles descubrimientos que no hicieron. Basta con observar con cuidado: leer los mapas, las placas, los diarios de viaje, los artículos y los registros institucionales.

Entonces la sombra cambia de sentido. Ya no es aquello que borra, sino aquello que permite ver.

Bibliografía

Elizabeth Brown: obituario y documentación histórica de la British Astronomical Association; estudio sobre la participación infravalorada de las mujeres en las expediciones británicas de eclipses; Corinium Museum.

Shadia Habbal: Institute for Astronomy de la Universidad de Hawái; NASA; artículos científicos sobre el viento solar y las estructuras turbulentas observadas durante eclipses.

Nicole-Reine Lepaute: Bibliothèque nationale de France; Observatoire de Paris; American Philosophical Society; investigación sobre las colaboradoras astronómicas de Lalande.

Annie Russell Maunder: Royal Museums Greenwich y archivo histórico del Royal Observatory Greenwich.

Maria Mitchell: Smithsonian Institution, National Museum of American History y archivos digitales de Vassar College.

Wang Zhenyi: Hong Kong Space Museum, Universidad de Edimburgo y Wellesley College.

Desde hace años, un pequeño batallón de asnos trabaja en el entorno de Doñana reduciendo la vegetación que alimenta los incendios. Detrás hay animales rescatados, mujeres voluntarias, jornadas agotadoras y una falta de apoyo institucional que ahora puede acabar en una marcha hasta Sevilla.

Conocí a Ainhoa antes de comprender del todo la importancia de su trabajo. Ella participaba en el taller de cepillado de las actividades de divulgación que organiza la Asociación El Burrito Feliz.

Era la primera vez que asistía y me quedé prendada de Ainhoa. Esa burra pequeña, de pelo oscuro, perteneciente a la raza de las Encartaciones. Una raza originaria del País Vasco, de tamaño reducido, fuerte y adaptada a terrenos difíciles. Ainhoa es tranquila. Muy tranquila. Y quizá por eso resulta difícil imaginarla como parte de una unidad dedicada a combatir uno de los grandes problemas ambientales de nuestro tiempo.

Pero Ainhoa es una burra bombera.

No apaga incendios. Hace algo mucho menos espectacular y, precisamente por eso, demasiado invisible: trabaja para que el fuego encuentre menos combustible cuando llegue.

Ainhoa forma parte de la Unidad de Burros Bomberos de Doñana, vinculada a la Asociación El Burrito Feliz y al colectivo Mujeres por Doñana. Desde hace años, estos animales realizan labores de desbroce preventivo en el entorno de Hinojos, junto a uno de los espacios naturales más valiosos y frágiles de Europa.

La idea parece sencilla. Allí donde la hierba seca y el matorral se acumulan, el fuego encuentra combustible. Los burros comen esa vegetación y reducen la carga disponible para las llamas. Pero detrás de esa frase, «los burros desbrozan», existe una logística mucho más compleja de lo que parece.

Un cortafuegos que come

La jornada puede comenzar alrededor de las ocho de la mañana. Primero hay que seleccionar el terreno y delimitar la zona de trabajo. En algunos lugares se utilizan vallas móviles; en otros, sistemas de pastor eléctrico. Los recintos pueden alcanzar aproximadamente los veinte por cincuenta metros.

Después llegan los burros.

No se trata de soltarlos sin más en el bosque. Los animales trabajan en áreas seleccionadas y son supervisados. Permanecen allí durante horas, con una jornada que puede rondar las siete horas, aunque el calor obliga a adaptar los tiempos porque su bienestar debe estar por delante de cualquier objetivo de desbroce.

Mientras comen, ocurre algo importante: desaparece parte de la vegetación que, seca, podría favorecer la propagación de un incendio. En cambio, permanece la vegetación verde. Porque los burros seleccionan y empiezan por el pasto seco.

No es una ocurrencia pintoresca. El pastoreo puede contribuir a reducir la carga de combustible vegetal y forma parte de las herramientas de gestión del territorio frente al riesgo de incendios. El propio proyecto de Doñana ha despertado atención nacional e internacional. En marzo de 2026, National Geographic dedicó un amplio reportaje a los burros bomberos españoles y presentó la experiencia de Doñana como uno de los ejemplos destacados de esta recuperación del pastoreo para la prevención.

Y, sin embargo, conviene no convertir a los burros en personajes de cuento ni atribuirles poderes que no tienen. Ellos no son «la solución» a los incendios forestales. Ningún animal puede sustituir la planificación territorial, la gestión forestal, los medios de prevención, la vigilancia o unas políticas adecuadas frente al cambio climático y el abandono rural.

El pastoreo preventivo es una herramienta.

Una herramienta antigua frente a un problema cada vez más grave.

El trabajo invisible detrás de los burros

La imagen de un grupo de burros comiendo tranquilamente entre la vegetación puede resultar amable. La realidad humana que sostiene esa escena lo es bastante menos.

Hay que trasladar animales. Montar y mover cerramientos. Vigilar. Organizar las parcelas. Adaptarse al calor. Atender su alimentación, sus cuidados y sus gastos veterinarios.

Y hay que llevar agua.

Este detalle quizá explique mejor que ningún otro lo que significa mantener el proyecto. Según ha relatado Cristina Mariño, coordinadora de la Unidad de Burros Bomberos de Doñana y presidenta de Mujeres por Doñana, si trabajan diez burros y cada uno necesita veinte litros, son doscientos litros de agua. Cuando los vehículos no pueden acceder al lugar, esa agua debe transportarse a mano o en carretilla.

Doscientos litros.

Al día siguiente, otra vez.

Y al siguiente.

El proyecto se mantiene gracias al esfuerzo de la asociación, de sus colaboradoras y de las voluntarias de Mujeres por Doñana. Sus responsables denuncian que llevan años solicitando apoyo institucional sin obtener los medios que necesitan.

Y aquí aparece una de las contradicciones más difíciles de comprender.

Mientras el proyecto recibe atención mediática y reconocimiento fuera de su entorno inmediato, quienes lo sostienen afirman seguir trabajando «a pulmón».

Ni siquiera aseguran estar reclamando grandes subvenciones. Entre sus peticiones hay cosas tan concretas como vallas para delimitar las zonas de desbroce o algún sistema que permita transportar agua. La necesidad se volvió especialmente grave después de sufrir el robo del material utilizado en los cortafuegos.

No piden una tecnología futurista.

Piden poder llevar agua a los burros.

Ainhoa no es una máquina desbrozadora

Hay algo que considero esencial cuando hablamos de estos proyectos: los animales no pueden reducirse a herramientas ambientales.

Ainhoa no es una máquina de cuatro patas.

Los burros tienen necesidades, memoria, preferencias, vínculos y comportamientos individuales. No todos sirven para las mismas tareas. Las personas responsables del proyecto seleccionan animales adecuados por su temperamento y características. En el caso de Ainhoa, su serenidad no es un detalle menor. Para trabajar durante horas en recintos delimitados, un animal excesivamente nervioso podría ponerse en riesgo a sí mismo o a los demás. Por eso, según explican las responsables de la unidad, el carácter de cada individuo importa.

También merece la pena desmontar uno de los prejuicios más persistentes sobre estos animales: la supuesta terquedad del burro.

La literatura especializada en comportamiento asinino insiste en que muchas conductas interpretadas por los humanos como obstinación tienen una explicación. Los burros evalúan situaciones, aprenden de la experiencia, recuerdan y pueden evitar aquello que perciben como peligroso, doloroso o incomprensible.

Quizá el problema nunca fue que el burro fuera demasiado terco.

Quizá fuimos nosotros quienes tuvimos demasiada prisa por entenderlo.

Diez años trabajando. Y todavía pidiendo ayuda

En julio de 2026, la situación ha dado un nuevo giro.

Mujeres por Doñana ha denunciado públicamente la falta de respuesta efectiva a sus solicitudes de apoyo. Según la información publicada, el colectivo había dirigido escritos a la Consejería de Medio Ambiente de la Junta de Andalucía y a representantes políticos, sin obtener una solución concreta para las necesidades de la unidad.

Tras años de trabajo y de reclamaciones, estudian ahora una acción difícil de ignorar: una marcha con burritos bomberos desde Doñana hasta la sede del Gobierno andaluz en Sevilla.

La propuesta tiene incluso un lema:

«Juanma, mira a los ojos de estos Burritos Bomberos».

La frase alude de forma explícita a la polémica por una ayuda pública concedida al cantante José Manuel Soto y convierte la marcha en algo más que una petición de material. Es una denuncia política sobre qué proyectos reciben atención, cuáles permanecen invisibles y quién consigue ser escuchado por las instituciones.

Las impulsoras plantean una marcha femenina y reivindicativa. Según las informaciones publicadas, la iniciativa ha despertado incluso simpatías entre colectivos ecologistas de Suiza y podría ir acompañada de acciones en Zúrich relacionadas con la Unión Internacional para la Conservación de la Naturaleza.

Caminar para que alguien escuche

Intento imaginar esa marcha.

Mujeres y burros avanzando desde Doñana hacia Sevilla. Despacio, necesariamente. Sin la velocidad de los coches oficiales, sin el ritmo de las agendas políticas, sin la espectacularidad de los grandes dispositivos de extinción.

Paso a paso.

Quizá haya algo profundamente coherente en esa imagen.

Porque también así trabajan los burros bomberos.

No aparecen cuando las llamas ocupan las portadas. No sobrevuelan el incendio. No lanzan agua desde el aire. No protagonizan imágenes dramáticas.

Comen.

Caminan.

Reducen vegetación.

Y al día siguiente vuelven a hacerlo.

La prevención tiene ese problema: cuando funciona, lo que produce es un acontecimiento que no sucede. Un fuego que no avanza. Una llama que encuentra menos combustible. Un incendio que quizá nunca llega a existir.

Es difícil fotografiar una catástrofe evitada.

Todo empezó para mí con Ainhoa

Por eso vuelvo a ella.

A Ainhoa.

A aquella pequeña burra oscura que conocí antes de entender la dimensión de todo lo que había detrás: los cortafuegos, las vallas, las carretillas, los litros de agua, las mujeres trabajando, los animales rescatados, el abandono rural, el matorral que crece, los incendios que regresan y unas instituciones a las que, según denuncian quienes sostienen el proyecto, llevan demasiado tiempo pidiendo ayuda.

A veces imaginamos que proteger un territorio exige siempre grandes innovaciones.

Y, sin embargo, una parte de la respuesta puede tener cuatro patas, dos orejas enormes y miles de años de historia compartida con nosotros.

La pregunta ya no es si los burros pueden seguir siendo útiles.

La pregunta es cuánto tiempo más vamos a permitir que quienes demuestran su utilidad tengan que sostener solos el peso de demostrarlo.

Llevaba tiempo con ganas de volver a la radio. Mucho tiempo. Y mi reciente incorporación al Secretariado de Divulgación Científica y Cultural de la Universidad de Sevilla como técnica de apoyo me ha permitido empezar a colaborar en el programa mensual de RadiUS (Universidad de Sevilla), en formato podcast, Ciencia Clandestina.

Ciencia Clandestina, presentado por el citado Secretariado, se construye en torno a temas monográficos de ciencia e investigación y se articula con entrevistas a personal investigador y secciones que conectan la ciencia con historia, arte y pensamiento.

Mi sección es fija: en cada entrega elijo un libro de divulgación vinculado al tema del episodio, como puerta de entrada (o de salida) para seguir explorando el asunto con calma y con placer lector. En esta entrada iré publicando los diferentes episodios completos (porque todo el programa es fantástico) especificando el título y autoría del libro recomendado.

• Ciencia Clandestina. Episodio 9×02. Cuando la regla no te acompaña. Mujeres invisibles para la medicina, Carme Valls (Capitán Swing)
• Ciencia Clandestina. Episodio 9×03. ‘Sembrando bajo el paraguas’.  Esto no estaba en mi libro de botánica, Rosa Porcel (Guadalmazán)
• Ciencia Clandestina. Episodio 9×04. ‘Cómo piensan los que no piensan’. A través de una ventana: treinta años estudiando a los chimpancés, Jane Godall (Alianza editorial)

En la historia de la física moderna, pocas metas han capturado tanto la imaginación científica y pública como la fusión nuclear: la posibilidad de reproducir en la Tierra el proceso que alimenta las estrellas para generar energía limpia e ilimitada. Entre quienes trabajan en este desafío, una figura destaca por su combinación de rigor científico, liderazgo internacional y comunicación clara: Eleonora Viezzer, física de plasmas, profesora en la Universidad de Sevilla y pionera en el estudio de la física de la fusión nuclear. Su trayectoria, sus logros y su visión nos cuentan no solo la historia de una investigadora brillante, sino también cómo la física fundamental sigue siendo una herramienta para responder a las grandes preguntas de nuestra era.

Una niña curiosa frente al Universo

Nacida en Viena en 1986, hija de una familia europea multicultural, Eleonora se interesó desde muy joven por las grandes preguntas de la naturaleza. Sus profesores de física y matemáticas en el instituto reconocieron en ella una mezcla rara de curiosidad, perseverancia y claridad conceptual, cualidades que la impulsaron a estudiar física y matemáticas en la Universidad Leopold‑Franzens de Innsbruck (Austria) y luego en la Universidad Ludwig‑Maximilian de Múnich (Alemania). Allí, en un entorno científico vibrante, Eleonora abrazó un reto que pocos escogen: entender la materia en sus condiciones más extremas, donde las leyes del electromagnetismo y la termodinámica se entrelazan en formas complejas y hermosas. Tras licenciarse con honores, se embarcó en un doctorado conjunto entre la Universidad de Múnich y el prestigioso Instituto Max Planck de Física del Plasma, donde en 2013 defendió su tesis con mención magna cum laude. Era solo el principio de un camino que la llevaría a liderar investigaciones en los laboratorios y tokamaks más avanzados del mundo.

Pero, antes de seguir con la carrera de nuestra protagonista, hagamos una parada en boxes para repasar la física que nos ocupa.

¿Qué es la fusión nuclear y cuál es su importancia?

Para comprender el impacto del trabajo de Viezzer, primero hay que entender qué es la fusión nuclear y por qué la física del plasma es su piedra angular.

La fusión nuclear es el proceso mediante el cual dos núcleos atómicos ligeros se combinan para formar uno más pesado, liberando energía. Este fenómeno es el motor de las estrellas: en el corazón del Sol, el hidrógeno se fusiona para formar helio, liberando la energía que ha sustentado la vida en la Tierra durante miles de millones de años.

Para ir a su descubrimiento, debemos retroceder al siglo XX y conocer la contribución de diferentes gigantes y gigantas (aunque muchos nombres de ellas nunca los conoceremos). A principios del siglo XX, Jean Perrin y Ernest Rutherford identificaron las estructuras del átomo y plantearon que podría haber procesos internos capaces de liberar enormes cantidades de energía. En 1920 Arthur Eddington fue uno de los primeros en sugerir que las estrellas, incluido el Sol, obtienen su energía a través de la fusión de núcleos de hidrógeno. Fue una hipótesis revolucionaria para explicar la energía estelar. Y, en 1925, la astrónoma y astrofísica Cecilia Payne-Gaposchkin (1900–1979), en su tesis doctoral, demostró que el Sol y las estrellas están compuestos principalmente de hidrógeno, lo que fue fundamental para ratificar que la fusión del hidrógeno es la fuente de energía estelar. Además, su descubrimiento fue clave para que teorías como la de Hans Bethe sobre la fusión en el interior de las estrellas tuvieran fundamento empírico. Bethe describió matemáticamente el ciclo del carbono-nitrógine-oxígeno (CNO) y la cadena protón-protón, por lo que recibiría el Premio Nobel de Física en 1967.

Por lo que al trabajo experimental se refiere, Harold Urey (1931) y Mark Oliphant (1934) descubrieron el deuterio (un isótopo del hidrógeno) y demostraron experimentalmente que podía fusionarse con tritio para formar helio, un proceso que libera energía. También fue Mark Oliphant quien llevó a cabo la primera reacción de fusión inducida artificialmente en 1934, logrando fusionar deuterio y observar la liberación de energía.

La fusión controlada en laboratorio se intentó durante la segunda mitad del siglo XX. El mayor hito técnico, como veremos más adelante, fue la creación del tokamak en la URSS en los años 50 y el desarrollo posterior de reactores experimentales como JET, ITER y SMART.

Por tanto, Hans Bethe es considerado el “padre” del modelo teórico de la fusión estelar, mientras que Mark Oliphant contribuyó decisivamente a demostrarla experimentalmente en la Tierra.

La promesa de la fusión en la Tierra es enorme debido a las siguientes características:

• Abundancia: el combustible, isótopos del hidrógenos como el deuterio, está disponible incluso en el agua de mar.
• Limpieza: no genera residuos radiactivos de larga duración como la fisión nuclear.
• Seguridad: no hay riesgo de “derretimiento” porque el proceso se detiene si las condiciones se alteran.

Y todo este potencial ha llevado a la fusión a ser descrita como el “Santo Grial” de las fuentes de energía del futuro: limpia, segura, prácticamente inagotable y capaz de satisfacer la demanda mundial sin emisiones de carbono significativas.

Sin embargo, y aquí vienen las malas noticias, lograr la fusión en un reactor en la Tierra no es trivial en absoluto: para que los núcleos se fusionen hay que alcanzar temperaturas de cientos de millones de grados, creando un estado de la materia extremadamente caliente y energético llamado plasma.

Plasma: El cuarto estado de la materia

Si la física clásica nos enseñó tres estados de la materia: sólido, líquido y gas, el plasma es un cuarto estado que domina el universo visible. Cuando un gas se calienta tanto que los átomos se separan en electrones y núcleos, obtenemos un conjunto de partículas cargadas eléctricamente que responden de forma compleja a campos magnéticos y eléctricos. Ese es el plasma: un mar de partículas que parecen tener vida propia.

En la fusión nuclear, el plasma es el “combustible vivo”. Su comportamiento determina si un reactor puede sostener las condiciones necesarias para que ocurra la fusión. Pero dominar un fuego tan extremo es como intentar domesticar una tormenta: las partículas pueden moverse, fluctuar y generar turbulencias que afectan la estabilidad global del sistema.

Los tokamaks: jaulas magnéticas para atrapar estrellas

Uno de los diseños más estudiados para contener plasma caliente es el tokamak: un reactor en forma de toroide (parecido a un donut) rodeado por potentes campos magnéticos. Estos campos actúan como una jaula invisible que impide que el plasma, a temperaturas superiores a la superficie del Sol, toque las paredes del reactor y se enfríe o destruya los materiales.

El concepto fue desarrollado en la Unión Soviética en la década de 1950 y desde entonces ha evolucionado hasta convertirse en la base de los principales experimentos de fusión del mundo, incluido el enorme proyecto internacional ITER, que busca producir plasma de fusión sostenible.

La física del plasma: más allá de la teoría

La física del plasma es una mezcla fascinante de teoría, simulación y experimentación. No basta con calentar el gas: hay que controlarlo, comprender cómo las partículas interactúan con los campos magnéticos, cómo se generan las turbulencias y cómo esas turbulencias transportan energía y partículas fuera de la región central donde debería producirse la fusión. Estos problemas están en el corazón del trabajo de Eleonora Viezzer.

Su investigación se ha centrado en entender estos mecanismos complejos, especialmente cómo las fluctuaciones internas del plasma interactúan con las ondas electromagnéticas y las partículas individuales, afectando la estabilidad global del sistema. Estos fenómenos son cruciales para diseñar reactores que no solo generen plasma caliente, sino que lo mantengan en condiciones óptimas durante el tiempo suficiente para producir energía neta.

Un recorrido entre becas, laboratorios y colaboraciones internacionales

Tras completar su doctorado, Viezzer obtuvo la prestigiosa EUROfusion Research Fellowship, que la llevó a realizar un contrato postdoctoral en el Instituto Max Planck, donde ampliaría su experiencia en física de plasmas y experimentos con tokamaks.

Su carrera científica en España comenzó con otros reconocimientos competitivos, como la beca Juan de la Cierva y la Marie Sklodowska‑Curie, que le permitieron establecerse en la Universidad de Sevilla. Allí se incorporó al Departamento de Física Atómica, Molecular y Nuclear, logrando en 2020 una plaza de profesora titular y codirigiendo el laboratorio Plasma Science and Fusion Technology (PSFT).

En Sevilla, Viezzer ha construido un equipo internacional fuerte, colaborando con instituciones como el Massachusetts Institute of Technology (MIT), el Princeton Plasma Physics Laboratory, el Instituto Max Planck de Física del Plasma, la Universidad de Oxford y el CIEMAT en Madrid, entre otros.

Premios e hitos científicos

La trayectoria de Viezzer ha estado jalonada por reconocimientos relevantes:

• ERC Starting Grant (2018), una de las becas europeas más competitivas para investigadores emergentes.
• Premio Young Scientist Prize de la International Union of Pure and Applied Physics (2018).
• Premio Fundación Princesa de Girona en Investigación Científica (2022).
• ERC Consolidator Grant (2023), consolidando su línea de investigación.

Estos galardones no solo reconocen la excelencia de sus aportaciones, sino que también reflejan la importancia estratégica de su trabajo en un campo científico de enorme impacto potencial.

2025: un año histórico — TURBO4ENERGY y la tercera ERC

El 9 de diciembre de 2025 marcó un nuevo hito en la trayectoria de Eleonora Viezzer: obtuvo su tercer proyecto financiado por el Consejo Europeo de Investigación (ERC), siendo seleccionada nuevamente para una ERC Consolidator Grant, esta vez para desarrollar un ambicioso proyecto denominado TURBO4ENERGY.

Este logro la convierte en la primera investigadora de fusión en Europa con tres subvenciones ERC (dos Consolidator y una Starting) y evidencia su posición como líder científica en la física de plasmas y la energía de fusión.

La subvención, dotada con 2,4 millones de euros para cinco años, financiará un programa de investigación centrado en un desafío fundamental: la interacción onda‑partícula en plasmas magnetizados, un fenómeno que influye de manera decisiva en la estabilidad del plasma y en la eficiencia de los futuros reactores de fusión.

TURBO4ENERGY: un proyecto para domesticar la turbulencia

El nombre del proyecto TURBO4ENERGY (Turbulence Optimization in Magnetized Plasmas) expresa su propósito: mejorar la comprensión y control de la turbulencia en plasmas confinados magnéticamente.

¿Por qué la turbulencia importa?

En un reactor de fusión, la turbulencia es uno de los mayores obstáculos para mantener el plasma estable. Las fluctuaciones internas pueden transportar partículas y energía hacia afuera, enfriando el plasma y reduciendo la eficacia del confinamiento. Comprender cómo estas turbulencias se generan y cómo interactúan con las partículas individuales y las ondas electromagnéticas es esencial para diseñar reactores más eficientes.

¿Qué propone TURBO4ENERGY?

El proyecto pretende desarrollar técnicas de imagen avanzadas capaces de medir simultáneamente el comportamiento de iones y electrones en el plasma con una precisión espacio‑temporal sin precedentes. Estas mediciones permitirán observar directamente cómo se originan y evolucionan las turbulencias y cómo interactúan con las ondas internas del plasma.

Al capturar esta dinámica compleja, los investigadores aspiran a:

• Mejorar la predicción de turbulencias en reactores de fusión.
• Optimizar el diseño de campos magnéticos para reducir pérdidas de energía.
• Diseñar reactores de fusión más compactos y eficientes, acercando la fusión a la viabilidad comercial.
• Aportar datos que puedan ser útiles incluso fuera de la fusión, como en la predicción de fenómenos solares y sus efectos sobre la Tierra.

En cierto sentido, TURBO4ENERGY es un proyecto que va al corazón mismo de uno de los problemas clásicos de la física: cómo describir y controlar sistemas complejos lejos del equilibrio. En el caso de un plasma de fusión, esta complejidad es tanto una barrera como una fuente de nueva física por descubrir.

Más allá del laboratorio: comunicación, enseñanza y futuro

Además de sus investigaciones técnicas, Viezzer ha sabido comunicar estos conceptos complejos con sencillez y claridad. En entrevistas y charlas públicas, suele explicar la fusión nuclear como la aspiración de “traer el Sol a la Tierra”, haciendo accesibles fenómenos que, de otra manera, parecerían exclusivos de especialistas.

Como profesora, también se dedica a formar a la siguiente generación de físicos, transmitiendo no solo conocimientos, sino también la pasión por una ciencia que podría cambiar radicalmente el futuro energético del planeta.

Hacia un futuro con energía de fusión

En los últimos años, la física de la fusión ha avanzado como nunca antes. Proyectos como ITER, junto con iniciativas privadas y experimentos nacionales, están empezando a mover la fusión del laboratorio hacia prototipos de generación de energía neta. Incluso en España, proyectos como SMART, un tokamak compacto liderado también por equipos de la Universidad de Sevilla, han entrado en etapas avanzadas de desarrollo tecnológico y podrían operar como prototipos en la próxima década.

En este contexto, trabajos como los de Eleonora Viezzer no solo contribuyen a un conocimiento más profundo de la física de plasmas, sino que también ayudan a trazar el camino tecnológico que, ojalá en las próximas décadas, conduzca a reactores de fusión eficientes, seguros y comercialmente viables.

Conclusión: una física con alma de Sol

La historia de Eleonora Viezzer es una de esas narrativas que combina rigor científico, curiosidad intelectual y una dimensión profundamente humana: la búsqueda de soluciones para los retos colectivos de la humanidad. Desde sus primeros pasos como estudiante hasta convertirse en una referencia internacional en la física del plasma y la fusión nuclear, su trayectoria refleja cómo la investigación fundamental puede, al mismo tiempo, abrir ventanas hacia un futuro sostenible.

Con TURBO4ENERGY, Viezzer no solo aborda uno de los problemas más difíciles de la física contemporánea, sino que también impulsa una visión estética de la ciencia: comprender los sistemas más dinámicos del cosmos para domarlos, con el fin de iluminar el futuro energético de la Tierra.

En esa búsqueda, quienes estudian la fusión nuclear nos recuerdan que la historia de la física no es solo una colección de ecuaciones y experimentos, sino una narrativa humana que, generación tras generación, sigue expandiendo los límites de lo posible.

Bibliografía

1. Fundación BBVA. “Eleonora Viezzer”. fbbva.es, 2022.
2. Viezzer, Eleonora. “La investigadora Eleonora Viezzer logra una ERC Consolidator Grant para avanzar hacia el reactor de fusión del futuro”. Universidad de Sevilla – us.es, 2025.
3. Mateo, Ana. “Eleonora Viezzer, física: ‘En una década, con un vaso de agua se abastecerá de energía a una familia durante 80 años’”. El País, 2022.
4. FECYT. “Eleonora Viezzer”. cientificasinnovadoras.fecyt.es, 2023.
5. Red Leonardo – Fundación BBVA. “Eleonora Viezzer, 3,5 millones de euros para investigar energía de fusión”. redleonardo.es, 2023.
6. Buscamos Científicas. “Eleonora Viezzer, física de fusión”. buscamoscientificas.com, 2022.
7. Horizon Europe España. “26 investigadores e investigadoras en España consolidan su liderazgo científico con las ERC Consolidator Grants”. horizonteeuropa.es, 2025.
8. La Voz de Galicia / XLSemanal. “Eleonora Viezzer: Anatomía de una fusión nuclear”. lavozdegalicia.es, 2022.
9. Wikipedia. “Eleonora Viezzer”. es.wikipedia.org, última consulta diciembre de 2025.

Next Door cierra.

Duele escribir estas palabras.

También fue muy duro tener que decirle adiós. Lo más duro. Pero sabía que era el último intento para salvarla.

Quería escribir un post sobre mi despedida, pero era demasiado reciente. Es demasiado reciente. Escuece todavía.

Pero Next Door se acaba y tengo cosas pendientes. Necesito decir todo lo que me ha aportado esta editorial que he querido como si fuera “mi niña”.  No arriesgué mi dinero, pero puse mucho corazón y desde ahí es desde donde voy a escribir. Desde el corazón, desde las entrañas.

Porque la niña me dio algunas penas y muchísimas alegrías. Momentos que me llevo para siempre.

El honor de editar a personas sabias y fascinantes. Personas que admiro. Personas de las que he aprendido a través de sus textos y su forma de comportarse. Gracias Maestras y Maestros.

El orgullo de publicar libros capaces de modificar vidas. Libros espectaculares que volvería a publicar. Libros que enriquecen la cultura científica y todo el mundo debería leer. Libros que no tuvieron las ventas que merecían dada su calidad. Y diréis, “qué vas a decir, tú”, pues lo digo desde fuera de Next Door porque SIEMPRE me sentiré orgullosa de cada uno de los libros y ojalá se vendan este marzo porque, repito, TODO EL MUNDO DEBERÍA LEERLOS.

El placer de conversar con libreras y libreros y ver los libros en sus librerías. Nunca olvidaré aquellas librerías que nos apoyaron, pese a ser pequeños, que apostaron por Next Door. Gracias.

La alegría de acompañar a autoras y autores a firmar en Sant Jordi y estar “al otro lado”. Gracias librería Alibri por hacerlo posible.

El sueño de publicar un libro de homenaje a las Gigantas de la ciencia (A hombros de gigantas) y de poder hacerlo con tres Gigantas como madrina (Marta Macho), editora (Estíbaliz Espinosa) y diseñadora (Itziar Goñi).

La felicidad de compartir el camino, el proyecto, con grandes personas…

El equipo. Un recuerdo especial para Xavi, Itziar, Núria, Camila y Mamen.

Argi, la colaboradora.

Las autoras y autores.

Las lectoras y lectores.

Y, sobre todo, el papá de la criatura. Gracias Oihan por confiar en mí, por todo el apoyo en los momentos malos, por las risas en tantos momentos buenos, por luchar tanto por Next Door hasta el final.

Si volviera a estar en ese bar de la Central, volvería a decirte que sí.

Hasta siempre Next Door, la experiencia laboral más especial de mi vida.