El modelo cosmológico estándar, conocido como ΛCDM (materia oscura fría con constante cosmológica), funciona muy bien a gran escala: explica cómo se distribuyen los cúmulos y filamentos de galaxias por el universo. Cuando se baja a la escala de una sola galaxia o de sus satélites, el encaje es menos claro, y los autores hablan de tensiones que «posiblemente persisten». Para comprobar si esas tensiones son reales, el laboratorio más cercano que tenemos es nuestro propio vecindario, es decir, la Vía Láctea y el resto del Grupo Local.

Esa es la idea de partida de un trabajo publicado el 4 de noviembre de 2026 en el repositorio arXiv. Lo firman Hai-Feng Wang, Guan-Yu Wang, Peng Yang, Guo-Jun Cheng, Francois Hammer, Martin López-Corredoira y otros cinco investigadores. Sus autores presentan los casos científicos de SHARP, un espectrógrafo de infrarrojo cercano que está en fase de propuesta y que se diseña para los llamados telescopios extremadamente grandes, los de espejos de decenas de metros. Según la propia ficha del artículo, el proyecto lo lidera el Observatorio de Brera, en Milán. Este texto es un resumen propio del trabajo y no una traducción.

Qué proponen y por qué el infrarrojo

Para reconstruir cómo se formó una galaxia hay que medir muchas estrellas, una por una. Interesa su posición, su velocidad y su composición química, y el conjunto de esas medidas se conoce como estudio quimiodinámico. La composición química actúa como una especie de partida de nacimiento de cada estrella, mientras que el movimiento conserva el rastro de los choques y las fusiones que ha sufrido la galaxia.

En la Vía Láctea esto choca con dos problemas. Las regiones centrales, como el bulbo galáctico, están tapadas por nubes de polvo que bloquean buena parte de la luz visible. Además, hay zonas tan pobladas que las estrellas se solapan en la imagen. El infrarrojo cercano atraviesa mejor el polvo y, si se combina con una resolución angular muy alta, permite separar estrellas que de otro modo se verían como una mancha.

SHARP cubriría de una sola vez el intervalo entre 0,95 y 2,45 micras. Así se podrían registrar en una misma exposición las huellas espectrales de estrellas y de gas que suelen exigir varias observaciones. El trabajo describe dos modos principales:

• NEXUS: espectroscopia de muchos objetos a la vez con ayuda de óptica adaptativa, la técnica que corrige en tiempo real el emborronamiento que causa la atmósfera. Abarcaría un campo de 1,2 × 1,2 minutos de arco con una resolución espectral de hasta unos 17.000, suficiente para medir con precisión cómo se mueven el gas y las estrellas.
• VESPER: un modo con varias unidades de campo integral. En lugar de tomar el espectro de un único punto, obtiene un espectro por cada píxel de una pequeña zona, algo útil en regiones abarrotadas y a escalas inferiores al segundo de arco.

Las preguntas que quieren responder

Los casos científicos van desde el centro de nuestra galaxia hasta sus vecinas más cercanas, como las Nubes de Magallanes. Entre los objetivos que enumera el artículo están estos:

• Cómo se ensambló el disco de la Vía Láctea y por qué sus estrellas se fueron «calentando», es decir, por qué sus órbitas se vuelven más desordenadas con el tiempo.
• La llamada galactosismología, que estudia las ondulaciones y oscilaciones del disco galáctico como si fueran temblores provocados por el paso de galaxias satélite.
• Estructuras como la barra central, los brazos espirales, el alabeo del disco y su ensanchamiento en las afueras.
• Las corrientes estelares, restos alargados de pequeñas galaxias que la Vía Láctea ha ido absorbiendo.
• La subestructura de materia oscura, es decir, si existen los pequeños grumos que predice ΛCDM.

La propuesta no es que SHARP lo haga todo solo. Los autores lo plantean como complemento de grandes cartografiados ya existentes o previstos, como Gaia, APOGEE, LAMOST, LSST, 4MOST o el instrumento MOSAIC del ELT. Juntos permitirían componer mapas en seis dimensiones, con tres coordenadas de posición y tres de velocidad, de las estrellas del disco y del bulbo. Con esos mapas se pondría a prueba el modelo cosmológico, en palabras de los autores, en «las escalas más pequeñas accesibles».

Limitaciones: un plan, no un resultado

Conviene leer este trabajo como lo que es. No presenta observaciones ni descubrimientos, sino una relación de lo que se podría investigar si el instrumento llega a construirse y a instalarse. Es una preimpresión de 12 páginas y 5 figuras que no ha pasado revisión por pares como artículo independiente. Su ficha indica que el documento técnico del proyecto sobre el universo local se ha publicado en la revista New Astronomy, y los propios autores advierten de que los casos se exponen de forma general y que aún faltan pruebas y trabajo con la comunidad. Las prestaciones que se citan, como el campo, la resolución o el rango de longitudes de onda, son especificaciones de diseño y no medidas de un aparato en funcionamiento.

Fuente: Hai-Feng Wang et al., «Unveiling the Origins of Local Group Galaxies with ELT-SHARP: An Overview of Science Cases», arXiv (astro-ph.IM), 2026. DOI: 10.48550/arXiv.2611.06963. Licencia CC BY 4.0.

Por qué importa

Gran parte de lo que sabemos sobre la materia oscura y la formación de galaxias procede de simulaciones y de observaciones lejanas. Nuestra galaxia es el único lugar donde se puede seguir estrella a estrella cómo se ha construido una galaxia, y el polvo y la aglomeración de estrellas han dejado sin ver justo las regiones más reveladoras. Si instrumentos como SHARP llegan a funcionar en los telescopios gigantes, la duda de si ΛCDM falla a pequeña escala podría resolverse con datos de nuestro propio vecindario cósmico y no solo con modelos.