La estrella de Barnard es una de las estrellas más populares debido a su cercanía y a su elevada velocidad con respecto al sistema solar. Y seguirá siendo famosa porque ahora sabemos que posee el que por el momento es el segundo planeta extrasolar más próximo. Descubierta oficialmente por el astrónomo estadounidense Edward Barnard en 1916, se halla a tan solo 5,96 años luz, un dato que la convierte en la cuarta estrella más cercana al Sol después de Proxima Centauri y el sistema doble de Alfa Centauri. Se trata de una enana roja de tipo espectral M4, así que, incluso estando tan cerca, es invisible a simple vista (su magnitud es de 9,5). Estas características han convertido la estrella de Barnard en objeto de multitud de obras de ciencia ficción —así, a bote pronto, recuerdo las novelas Hyperion de Dan Simmons o Rocheworld de Robert Forward—, pero también de observaciones científicas en busca de planetas. En los años 60 el astrónomo Peter van de Kamp se hizo famoso por el supuesto descubrimiento de uno o varios gigantes gaseosos a su alrededor mediante la técnica de astrometría usando un telescopio refractor de 61 centímetros.

Recreación de Estrella de Barnard b (o Barnard b) (ESO).

El descubrimiento de van de Kamp se demostró un espejismo y contribuyó a que la comunidad científica se tomase con mucho escepticismo la búsqueda de exoplanetas durante los años 70 y 80. A partir de 1995, cuando ya era evidente que existían exoplanetas alrededor de estrellas de la secuencia principal, varios equipos de investigadores buscaron planetas alrededor de la estrella de Barnard mediante el método de la velocidad radial, el método del tránsito y mediante visión directa. Sin éxito. Recordemos que los dos primeros métodos, los más fructíferos con diferencia, favorecen la detección de mundos muy grandes situados cerca de su estrella. Si la estrella de Barnard tenía planetas, estos debían estar lejos o ser muy pequeños. Pero los astrónomos no han cejado en su empeño y, por fin, la búsqueda ha dado sus frutos.

Movimiento de la estrella de Barnard medido por van de Kamp a partir del cual predijo —erróneamente— la presencia de un planeta en los años 60 (Wikipedia).

Un equipo liderado por el español Ignasi Ribas, del Institut de Ciències de l’Espai (ICE, CSIC) de Barcelona, ha analizado cerca de veinte años de medidas de velocidad radial —unas 771 observaciones— tomadas por siete instrumentos distintos, incluyendo los espectrómetros CARMENES (Calar Alto, España), HARPS (Chile) y HARPS-N (Canarias, España). ¿El resultado? Que el equipo de investigadores está convencido de haber detectado una supertierra alrededor de la estrella de Barnard. Barnard b —o GJ 699 b— es un mundo con una masa mínima igual a 3,2 veces la de nuestro planeta y con un periodo de 233 días. Si su órbita es circular esto significa que se encuentra a 60 millones de kilómetros de su estrella. A esta distancia, en nuestro sistema solar Barnard b estaría demasiado caliente para ser habitable, pero como la estrella de Barnard es tan pequeña y fría, la temperatura de esta supertierra debe rondar los -170 ºC. O sea, está fuera de la zona habitable y en la frontera de la denominada línea de congelación. Tampoco puede descartarse que Barnard b no sea un minineptuno, aunque lo más probable es que sea una supertierra con una superficie rocosa.

¡La señal del planeta es de solo 1,2 m/s! (Ribas et al.).

La búsqueda de planetas alrededor de enanas rojas mediante el método de la velocidad radial no es una tarea sencilla por culpa de la elevada variabilidad de este tipo de estrellas, así que resulta esencial determinar primero el periodo de rotación de la estrella y su ruido lumínico de fondo. El equipo de Ribas ha concluido que la estrella de Barnard gira sobre su eje una vez cada 140 días, aunque con un error de unos diez días. Y es que la presencia de Barnard b provoca una velocidad de apenas 1,2 m/s en su estrella (!), así que no es de extrañar que haya tardado tanto en ser descubierto. Por eso sus descubridores hablan de «planeta candidato», ya que todavía no se puede confirmar al 100% que es real. La razón es que uno de los métodos empleados para filtrar la señal de velocidad radial del planeta del ruido procedente de la actividad estelar ha restado significancia estadística al descubrimiento. Pero, en todo caso, la probabilidad de que la señal se origine por la actividad estelar es de solo el 0,8%, así que sí que podemos estar seguros de que el planeta existe en un 99%.

Recreación artística de la superficie de Barnard b (ESO).

Naturalmente, cabe la posibilidad de que existan más planetas en el sistema. La velocidad radial de la estrella de Barnard muestra un patrón a largo plazo que podría evidenciar un exoplaneta adicional más lejano… o bien podría deberse a la actividad estelar. Es posible que Barnard b sea una decepción para algunos porque no es un mundo habitable, pero hubiese sido mucha casualidad que, después de Proxima b, la naturaleza nos hubiese regalado otro planeta potencialmente habitable tan cerca del sistema solar. Por otro lado, también es cierto que se trata del mundo más cercano alrededor de una estrella que no forma parte de ningún sistema múltiple (Proxima y Alfa Centauri forman un sistema triple).

Nuestro sistema solar y el de la estrella de Barnard a escala (Nature).

Lo realmente interesante de este y otros exoplanetas cercanos no es que podamos viajar hasta ellos —eso queda fuera del alcance de la tecnología de la que disfrutaremos en nuestras vidas— sino que seremos capaces de estudiarlos en detalle con instrumentos avanzados en un futuro. En el caso de Barnard b, los descubridores han calculado que su brillo es una milmillonésima parte del de la estrella, una proporción de contraste que queda fuera de los instrumentos actuales, pero que, debido a la elevada separación angular del planeta —220 milisegundos de arco— permitirá que pueda verse directamente con los telescopios de nueva generación, lo que hará posible estudiar su hipotética atmósfera. De hecho, Barnard b será unas cinco veces más fácil de ver de forma directa que Proxima b. También es posible que pueda ser estudiado mediante astrometría —el método empleado por van de Kamp— a partir de los datos de la misión europea Gaia. En definitiva, Barnard b puede que no sea potencialmente habitable, pero tiene muchas papeletas para convertirse dentro de unos años en el exoplaneta más cercano que podremos ver directamente. Y, por otro lado, no puedo dejar de pensar que Peter van de Kamp estaría muy feliz de saber que, efectivamente, la estrella de Barnard tiene planetas a su alrededor. ¿No creen que Van de Kamp sería un buen nombre para este mundo?

El 26 de noviembre a las 19:44:52 UTC la sonda de la NASA InSight se convertía en la octava nave espacial que aterrizaba con éxito en Marte y lograba enviar datos e imágenes a la Tierra. Previamente, InSight se había separado de su etapa de crucero a las 19:31 UTC a 1.100 kilómetros de distancia del planeta rojo. La etapa EDL (entrada, descenso y aterrizaje), más conocida como «los x minutos de terror» (x = 7 para InSight), dio comienzo a las 19:38 UTC a 128 kilómetros de altura. El paracaídas se desplegó a 12 kilómetros de altura a las 19:42 UTC y el escudo térmico se separó a las 19:42 UTC a 9 kilómetros de altura. La nave se separó a las 19:44 UTC y comenzó su descenso propulsado evitando chocar con el backshell y el paracaídas. Finalmente aterrizó sin problemas en Elysium Planitia. La NASA ha logrado otra vez hacer que parezca fácil aterrizar en Marte.

La cubierta de instrumentos de InSight vista por la cámara del brazo robot (NASA).

Contra todo pronóstico, los dos cubesats MarCO lanzados junto a InSight continuaron funcionando durante el descenso de la sonda y sobrevolaron Marte a unos 1.700 kilómetros de distancia y lograron transmitir telemetría del evento, lo que valida su uso para futuras misiones. Los datos de InSight se han transmitido a la Tierra usando los orbitadores Mars Odyssey y MRO. Las primeras imágenes revelan que la zona de aterrizaje es tan plana como se esperaba y libre de rocas grandes. Ahora InSight deberá desplegar sus instrumentos principales, el sismómetro francés SEIS y el taladro para medir la temperatura alemán HP3, frente a la sonda usando el brazo robot en una serie de operaciones muy delicadas. No olvidemos que el objetivo de la misión es determinar la estructura interna de Marte. En cualquier caso, lo importante es que volvemos a estar en Marte.

La primera imagen de InSight desde la cámara del fuselaje. Los puntos negros son el polvo que se ha pegado a la cubierta protectora de la cámara, cubierta que se soltará en los próximos días (NASA).

Para España en concreto esta misión supone un éxito porque uno de los instrumentos, la estación meteorológica TWINS, ha sido diseñado en nuestro país. España pasa a tener dos estaciones meteorológicas funcionando al mismo tiempo en Marte (junto a REMS de Curiosity). La sonda InSight usa el mismo diseño que la Mars Polar Lander y la Phoenix, así que podemos decir que se trata de un sistema de aterrizaje más que maduro que podrá seguir usándose en misiones de relativo bajo coste en el futuro. Por otro lado, el diseño de la etapa de crucero y el escudo térmico se han usado en cinco misiones (además de las mencionadas, los MER y Mars Pathfinder). No está nada mal.

Vista de Marte por el cubesat MarCO B (NASA).

En 2013 ocurrió algo maravilloso: el telescopio espacial Hubble (HST) descubrió pruebas de lo que parecían ser géiseres de agua saliendo de la superficie de Europa, la luna de Júpiter. El descubrimiento fue una revelación porque situaba a Europa al mismo nivel que Encélado, la pequeña luna de Saturno famosa por sus espectaculares géiseres del hemisferio sur. Desde el punto de vista científico el descubrimiento fue un regalo por dos motivos, primero, porque implica que Europa es un mundo más activo de lo esperado. Segundo, y más importante, porque si los géiseres provienen del hipotético de océano de agua que se cree existe bajo la corteza de hielo, podremos analizar directamente su composición sin necesidad de aterrizar sobre la superficie.

Representación artística de los posibles géiseres de Europa (NASA, ESA, and G. Bacon (STScI)).

La comunidad científica estaba extasiada con los resultados y el diseño de la misión Europa Clipper fue modificado para poder adaptarse al estudio de los géiseres. Pero, lamentablemente, los resultados no eran concluyentes. Para colmo, el telescopio Hubble no volvió a detectar ningún géiser proveniente de Europa durante los años siguientes. Poco a poco muchos comenzaron a sospechar si no habría sido un espejismo o un episodio anecdótico que, aunque interesante desde el punto de vista de la actividad interna de Europa, no tendría impacto alguno en la futura exploración de este fascinante satélite. Pero hoy podemos estar un poquito más tranquilos, porque el equipo del telescopio Hubble ha vuelto a observar lo que parecen ser géiseres intermitentes en Europa (aunque en esta ocasión han sido mucho más prudentes por motivos obvios).

Imagen compuesta donde se aprecian los posibles géiseres detectados por el instrumento STIS del Hubble (NASA/ESA/STScI).

Posible mecanismo de actividad interna para explicar los géiseres europanos (NASA).

Durante quince meses seguidos el telescopio Hubble ha observado Europa al pasar frente al disco de Júpiter en diez ocasiones con el fin de estudiar la tenue atmósfera que rodea el satélite y, de paso, verificar la presencia de géiseres. Esta fina atmósfera está formada principalmente por iones de hidrógeno y oxígeno provenientes de la corteza de hielo y la interacción con el potente campo magnético de Júpiter genera auroras que son visibles en el ulravioleta lejano, una longitud de onda vedada para los instrumentos situados en tierra (por eso el Hubble ha sido el único instrumento que ha estudiado los chorros de Europa y no otro). Esta técnica es ideal para estudiar concentraciones de iones alrededor de Europa y verificar así la presencia de géiseres. Y, efectivamente, en tres de los diez tránsitos el espectrógrafo STIS (Space Telescope Imaging Spectrograph) del Hubble detectó algo en el ultravioleta que bloqueaba la luz de Júpiter y que es consistente con los chorros de 2012.

Las tres observaciones en las que el instrumento STIS detectó posibles géiseres en Europa. Huelga decir que la imagen no es gran cosa. Atención al ruido presente (NASA/ESA/STScI).

A diferencia de los chorros de Encélado, que se extienden más allá de la superficie del satélite hasta el espacio para formar el anillo E de Saturno, los géiseres de Europa, de existir, son claramente intermitentes y alcanzarían una altura de unos 200 kilómetros antes de volver a caer sobre la superficie por culpa de la mayor gravedad. O sea, morfológicamente se parecerían más a los volcanes de Ío que a los chorros de Encélado. La mayoría de géiseres parecen estar situados en el hemisferio sur, pero no justo en el polo sur como en el caso de Encélado. No obstante, uno de los chorros candidatos parece estar localizado en latitudes cercanas al ecuador. La situación y altura de los géiseres coincide —dentro del margen de error— con los descubiertos en 2012.

Zonas de origen de los candidatos a geíser en Europa (NASA/ESA/STScI).

Diferencias entre Encélado y Europa (NASA).

Y aquí comienzan los problemas. Primero, los modelos teóricos predicen géiseres de unos 100 kilómetros de altura. Para que los chorros alcancen los 200 kilómetros de altura sería necesario que la temperatura de las supuestas grietas por donde sale el vapor de agua fuese de -43º C (la temperatura superficial de Europa es de -100º C) y que la velocidad de salida rondase los 700 m/s. Unas cifras excesivas según los modelos actuales, aunque no imposibles. Por comparación, la velocidad de escape de los géiseres de Encélado es de 300-500 m/s. El segundo problema, y quizás el más importante, es que la significación estadística del descubrimiento es increíblemente baja. De hecho, si somos estrictos no podemos decir que el Hubble haya descubierto nada. Solo el descubrimiento de 2012, también con una significación estadística marginal, nos permite decir que puede que haya algo.

La sonda a Europa EMFM (Multi-Flyby Mission) o Europa Clipper de la NASA (NASA).

Entonces, ¿afecta este ‘medio descubrimiento’ a la futura misión de la NASA a Europa? Sí y no. Por un lado, vuelve a poner a Europa en el candelero mediático, lo cual siempre es bueno estando tan cerca de unas elecciones que podrían suponer el fin de esta misión, un hecho que la NASA tiene muy en cuenta. Pero por otro lado seguimos sin tener la prueba definitiva, esa smoking gun de la que hablan los anglosajones, que permita asegurar que los géiseres son reales y van a revolucionar el estudio de Europa. En todo caso, no olvidemos que los resultados de 2012 obligaron a modificar parcialmente el diseño de la misión EMFM(Europa Multi-Flyby Mission), todavía conocida de forma informal como Europa Clipper, para que fuera capaz de investigar estos chorros.

Entre los instrumentos que llevará esta sonda están el espectrógrafo UVS (Ultraviolet Spectrograph/Europa), el espectrómetro de masas MASPEX (MAss SPectrometer for Planetary EXploration/Europa) y el detector de polvo SUDA (SUrface Dust Mass Analyzer). Si los géiseres son reales, MASPEX analizará la composición de los gases y SUDA las características de los granos de polvo (si los hay) presentes en los chorros. UVS es un instrumento parecido al que ha usado el Hubble para estudiar los géiseres de Europa y fue añadido por la NASA después de 2012 con el único objetivo de estudiar estos misteriosos géiseres (la sonda JUICE de la ESA también llevará un instrumento de idénticas características).

El instrumento UVS ha sido diseñado exclusivamente para estudiar los supuestos géiseres de Europa en la misión EMFM (NASA).

Por el momento no sabemos si los géiseres de Europa son reales o no, aunque hoy podemos estar un poco más seguros. Pero lo que sí sabemos es que la misión EMFM que debe estudiar esta maravillosa luna pende de un hilo y podría ser cancelada en cualquier momento, lo que supondría una auténtica vergüenza. Europa debe ser estudiada como se merece.

Por ahora lo único confirmado son los géiseres de Encélado (NASA).

La sonda Juno nos está mostrando un Júpiter completamente nuevo. A diferencia de otras misiones anteriores que visitaron el gigante joviano, Juno tiene por objetivo descubrir cómo es el interior de Júpiter. Porque si conocemos su interior estaremos más cerca de entender cómo se formó el sistema solar y por qué estamos aquí. Esta sonda de 1.100 millones de dólares fue lanzada en 2011 y llegó al gigante joviano en julio de 2016. Por culpa de un problema con su sistema de propulsión no ha podido colocarse en la órbita científica prevista, con un periodo de 14 días, y ha quedado varada en la órbita provisional de 54 días, un contratiempo que implica, entre otras cosas, que tardará mucho más en completar su misión (terminará en 2021 en vez de en 2018). Por este motivo los primeros resultados científicos han tardado en llegar un poquito más, pero no por ello son menos sorprendentes. Prepárate para conocer un Júpiter completamente nuevo.

Las bandas de Júpiter se extienden hasta los 3.000 km de profundidad (NASA/JPL/Juno).

Los últimos resultados de la misión han aparecido en cuatro artículos publicados en Nature. Antes de nada conviene recordar que hasta el momento la principal revelación de Juno ha sido descubrir que el mayor planeta del sistema solar no tiene un núcleo definido como se creía, sino que su lugar lo ocupa un «núcleo borroso» sin bordes nítidos. No obstante, este descubrimiento todavía está en cuarentena porque depende muchos parámetros que varían según los modelos del interior de Júpiter que elijamos. Pero ya tenemos solución al siguiente gran misterio del interior de Júpiter que Juno debía resolver: aclarar hasta qué profundidad se extienden las llamativas zonas y cinturones que se ven en cualquier imagen del planeta. Durante décadas los expertos han discutido si estas bandas eran una característica «superficial» limitada a la parte más externa de la atmósfera o, si por el contrario, se trataba de la punta del iceberg de unas estructuras mucho más profundas con forma de cilindros anidados.

7 febrero 8.200 km (NASA/JPL-Caltech/SwRI/MSSS/Kevin M. Gill).

El hecho de que Júpiter emita más energía de la que recibe del Sol hizo sospechar a los investigadores que estaban ante un fenómeno dirigido desde las profundidades, a diferencia de la Tierra, donde los movimientos atmosféricos están supeditados a la radiación que nos llega del Sol. Pero, en cualquier caso, no estaba nada claro hasta qué profundidad se extendían estas bandas. Observaciones recientes en microondas sugerían que las bandas son relativamente profundas, unos trescientos kilómetros, aunque mucho menos de lo que indicaban los modelos de cilindros que apostaban por una profundidad mayor. Pero ahora, cuarenta años después del paso de las Voyager por Júpiter, tenemos la respuesta: las bandas y cinturones tienen nada más y nada menos que tres mil kilómetros de profundidad (en realidad, entre 2.000 y 3.500 kilómetros según Juno). Derrota total para el bando que todavía defendía que las bandas jovianas eran poco profundas. Tres mil kilómetros puede parecer mucho, pero en un planeta como Júpiter, con un diámetro de 140.000 kilómetros, no es tanto. Y, de hecho, esta zona apenas supone el 1% de toda la masa del gigantesco planeta.

Preciosa imagen de Júpiter tomada por JunoCam el 24 de octubre de 2017 ( NASA/JPL-Caltech/SwRI/MSSS/Gerald Eichstädt/ Seán Doran).

Lo interesante del asunto es cómo hemos sido capaces de averiguar este dato, puesto que es imposible «ver» directamente el interior de Júpiter o, como hacemos en la Tierra, colocar sismógrafos en su superficie para analizar el interior del planeta (más que nada por que, obviamente, Júpiter carece de una superficie sólida). Para eso Juno dispone del experimento de gravedad, que mide las diferencias del campo gravitatorio joviano con respecto a una distribución de masas homogénea, diferencias que reciben el nombre de armónicos. Los armónicos de un planeta fluido como Júpiter se pueden separar entre aquellos que se deben a la rotación de las partes que giran como un sólido y los que se deben a las partes fluidas. En concreto, los armónicos impares (J3, J5, J7 y J9) del campo gravitatorio nos dan información sobre la parte fluida, o sea, los vientos jovianos. Los científicos de la misión contaban con esta propiedad para resolver el misterio de la profundidad de las bandas de Júpiter y Juno no ha defraudado.

Júpiter visto por la JunoCam de Juno el 2 de marzo de 2018 a 120.000 km de distancia durante el perijovio número once (NASA/JPL-Caltech/SwRI/MSSS/Gerald Eichstädt).

Cuantos más profundos sean los vientos, más se notará en los armónicos, de ahí que sea posible determinar la profundidad de los mismos. Lo que no se esperaban los investigadores es encontrar una fuerte asimetría en la intensidad de los vientos del hemisferio norte con respecto a los del hemisferio sur. En vista de estos resultados quizás deberíamos cambiar la terminología de bandas, zonas y cinturones de Júpiter y hablar de «cilindros», aunque no está nada claro que estos cilindros estén anidados como los primeros modelos de los años 80. Por debajo de los tres mil kilómetros de profundidad Júpiter gira como si fuera un sólido rígido. Bajo la zona de fuertes vientos (o, mejor dicho, corrientes, porque a estas profundidades el hidrógeno está en estado líquido) encontramos una capa formada sobre todo por hidrógeno molecular líquido, pero que es altamente conductora y, por tanto, es una fuente importante de campos magnéticos. Esta conductividad inhibe el movimiento de los fluidos en sentido contrario de la rotación del planeta, de ahí que las bandas no puedan ser más profundas. Por debajo de las capas de hidrógeno líquido con poca y elevada conductividad se encuentra la capa de hidrógeno metálico con el núcleo borroso en el centro del planeta. Justo en la frontera entre ambas capas se cree que existen «nubes de helio» que se forman al condensarse este elemento antes de que precipite hasta el núcleo (esta «lluvia» de helio es una de las causas de que Júpiter emita calor hoy en día). Hasta ahora esta capa de hidrógeno metálico se consideraba que era la única fuente de la enorme y potentísima magnetosfera de Júpiter, pero Juno ha demostrado que las capas superiores también contribuyen al campo magnético global.

Todavía no está claro si los cilindros de la atmósfera superficial de Júpiter también están presentes en Saturno, aunque teniendo en cuenta que la densidad interna de este planeta es más reducida se supone que la profundidad de los vientos será todavía mayor que en Júpiter (unas tres veces más). Afortunadamente pronto podremos salir de dudas gracias a los datos del campo gravitatorio de Saturno recogidos por Cassini, menos precisos que los de Juno en Júpiter, pero más que suficientes para salir de dudas. Del mismo modo, los vientos superficiales en las enanas marrones deben ser menos profundos que en Júpiter.

El polo norte de Júpiter visto en infrarrojo por JIRAM. Se aprecia el vórtice central y los ciclones en forma de octógino (NASA/JPL-Caltech/SwRI/ASI/INAF/JIRAM).

Junto a los resultados del interior de Júpiter estos días también se han hecho públicos nuevos datos del instrumento JIRAM de Juno. Este experimento se dedica a observar la atmósfera superior de Júpiter en infrarrojo y, aunque ya teníamos datos parecidos gracias a instrumentos situados cerca de la Tierra, nos permite ver esta parte de la atmósfera con una resolución sin precedentes, especialmente los polos, que no son visibles desde nuestro planeta. JIRAM es capaz de ver la atmósfera joviana hasta una profundidad de unos 70 kilómetros, que es justo hasta donde llegan las diferentes capas de nubes (en Júpiter hay tres capas de nubes: de amoniaco, de hidrogenosulfuro de amonio y de agua). La cámara JunoCam, que trabaja en el visible, ya nos había enseñado que en los polos de Júpiter la estructura de zonas y bandas de colores desaparece y es sustituida por un gran caos de remolinos y tormentas, una estructura, o falta de ella, que no vemos en Saturno. El gigante anillado tiene su famoso hexágono en el polo norte, mientras que Júpiter posee varias tormentas polares. Los datos de JIRAM corroboran las observaciones de JunoCam y han revelado que en el polo norte hay un octógono de tormentas rodeando a un vórtice central, mientras que en el polo sur tenemos un pentágono.

La estructura pentagonal del polo sur (NASA/JPL-Caltech/SwRI/ASI/INAF/JIRAM).

Estas tormentas son realmente ciclones, esto es, un sistema de bajas presiones, mientras que la famosa Mancha Roja es un anticiclón. El vórtice del polo norte mide 4.000 kilómetros de diámetro y el del polo sur es más pequeño. Cada uno de ellos y las tormentas que los rodean giran con un periodo de entre 27 y 60 horas. Estas estructuras son relativamente estables, ya que han permanecido iguales al menos durante los siete meses que han durado las observaciones de JIRAM.

Juno todavía tiene cerca de cuatro años para seguir recabando datos antes de que finalice su misión y nos deje haciendo «un Cassini». Es decir, se destruirá deliberadamente en la atmósfera de Júpiter para evitar que pueda contaminar Europa, Ganímedes o Calisto con microorganismos terrestres. Hasta entonces seguro que nos va a seguir sorprendiendo.