Investigación y ciencia 270 - Marzo 1999

5/28/2018 Investigacin y ciencia 270 - Marzo 1999

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EL PROBLEMA INFORMATICO DEL AO 2000

INACTIVACION DE LOS VIRUS DE LA GRIPE

INFORME ESPECIAL: LA COSMOLOGIA A DEBATE

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0 0 2 7 0 MARZO 1999800 PTA. 4,81 EURO


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INFORME ESPECIALRevolucin en la cosmologaLos cosmlogos crean que la teora de la inflacin poda explicar todoslos procesos bsicos que configuraron el universo. Pero recientesobservaciones acaban de cuestionar la verdad de una prediccin central.Los tericos se han aprestado a tejer una explicacin coherente que d sentidoa los ltimos datos: domina el universo una peculiar forma de energa o es slouna burbuja, extraamente curvada, de espacio-tiempo en un continuo infinito.

Exploracin del espacio-tiempo mediante supernovasCraig J. Hogan, Robert P. Kirshner y Nicholas B. Suntzeff

La luz de estrellas que estallaron hace 7000 millones de aossugiere que, contrariamente a lo que se pensaba, la velocidadde expansin del universo est aumentando.

Supernovas y expansin acelerada del universoPilar Ruiz-Lapuente, Alex G. Kim y Nicholas Walton

La exploracin del espacio-tiempo por medio de supernovas, adems de revelarque el cosmos acelera su expansin, puede arrojar luz sobre la naturaleza deluniverso y sus constituyentes.

Antigravedad cosmolgicaLawrence M. Krauss

La famosa constante cosmolgica de Albert Einstein podra ofrecerel empuje antigravitatorio que se necesita para explicar la aceleracinque los astrnomos ven en la expansin.

Inflacin en un universo de baja densidadMartin A. Bucher y David N. Spergel

Aun cuando no hubiera suficiente materia en el universo, podramos seguirdefendiendo la teora inflacionaria. Las condiciones que precedieron al estallidode la gran explosin pudieron haber dado al universo propiedades imprevistas.

Cuidado de la prole entre los insectosDouglas W. Tallamy

En muchas especies de insectos los progenitores no son tan frosy descuidados como uno podra pensar. Cuando las circunstanciasmedioambientales condicionan la supervivencia de la prole,los insectos velarn por sus cras, las guiarn hacia el alimento

y las resguardarn de los depredadores.

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Marzo de 1999 Nmero 270


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SECCIONES

4 HACE...

38 PERFILES

40 CIENCIAYSOCIEDAD

84 JUEGOSMATEMTICOS

Reparto sin envidia.

50 DECERCA

82 TALLERYLABORATORIO

86 IDEASAPLICADAS

88 NEXOS

90 LIBROS

Migraa.

Desarme de los virus de la gripeW. Graeme Laver, Norbert Bischofberger y Robert G. Webster

La sbita aparicin de una cepa virulenta del virus de la gripepodra matar a millones de personas antes de que se dispusierade vacunas. Pronto se contar con frmacos mejores que impedirnla multiplicacin del virus en el organismo y que sern efectivoscontra todas las variantes de virus de la gripe.

Microsatlites de ADNE. Richard Moxon y Christopher Wills

Sembradas por el material gentico de las clulas abundan brevessecuencias repetitivas. Son los microsatlites, que con notable impropiedadse les califica de ADN chatarra. Promueven mutaciones que permitena las bacterias (y tal vez a los organismos superiores) evolucionar y adaptarsemejor cuando se encuentran en un ambiente desfavorable.

El problema del ao 2000Peter de Jager

A falta de 10 meses para que el problema informtico del Ao 2000haga erupcin, slo mediante reparaciones automatizadas podremosdejar el peligro a popa. Este experto en el A2K explica por qu un meroreajuste de fechas est resultando tan diablicamente difcil y evalade forma realista el grado de caos que nos va a traer el prximomilenio por gracia de este yerro.

Edicin espaola de


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INVESTIGACION Y CIENCIA

DIRECTOR GENERALFrancisco Gracia GuillnEDICIONESJos Mara Valderas, directorADMINISTRACINPilar Bronchal, directoraPRODUCCINM.aCruz Iglesias Capn Bernat Peso InfanteSECRETARAPurificacin Mayoral MartnezEDITAPrensa Cientfica, S. A. Muntaner, 339 pral. 1.a 08021 Barcelona (Espaa) Telfono 93 414 33 44 Telefax 93 414 54 13

SCIENTIFIC AMERICAN

EDITOR IN CHIEFJohn RennieBOARD OF EDITORSMichelle Press, Managing Editor; Philip M. Yam, News Editor; Ricki L. Rusting, Timothy M. Beardsley, David A. Schneider y Gary Stix, Associate Editors; W. Wayt Gibbs, Senior Writer; Kristin Leutwyler, On-Line Editor; Mark Alpert, Carol Ezzell, Alden M. Hayashi, Madhusree Mukerjee, George Musser, Sasha Nemecek y Glenn Zorpette, Editors; Marguerite Holloway, Steve Mirsky y Paul Wallich, Contributing EditorsPRODUCTION Richard SassoCHAIRMAN AND CHIEF EXECUTIVE OFFICER John J. HanleyCO-CHAIRMAN Rolf GrisebachPRESIDENT Joachim P. Rosler

PROCEDENCIADE LAS ILUSTRACIONES

Portada: Don Dixon

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Fuente

Peter ChallisDaniels & DanielsDaniels & Daniels (izquierda);David Schneider (grficas)David Schneider, fuente: CraigJ. Hogan, Robert P. Kirshnery Nicholas B. SuntzeffP. Ruiz-LapuenteProyecto Supernovas y CosmologaObservatorio del Roque de losMuchachos (izquierda), P. Ruiz-Lapuente, J. Mendez y N. Walton(derecha)P. Ruiz-LapuenteAlfred T. KamajianArchivos de Einstein,Universidad de ZurichSteve K. Lamoreaux (fotografa),Jared Schneidman DesignDon Dixon (ilustracin),Dmitry Krasny (dibujo)George Musser y Dmitry KrasnyAlfred T. KamajianDmitry KrasnyDon Dixon, fuente: MartinA. Bucher y David N. SpergelStuart Levy y Tamara MunznerDon DixonKen Preston-MafhamKen Preston-Mafham,Douglas W. Tallamy (arriba,a la izquierda y centro)Ken Preston-MafhamC. Allan MorganBryan ChristieThomas Brock, cortesade Michael Madigan (fotografa),Bryan ChristieStuart Butterworth y W. GraemeLaverBryan Christie, fuente: R. ScottRowlandDavid Hockley (izquierda),Richard Compans (derecha)Stephen RoseCorbis-Bettmann (izquierda),Robyn Beck (derecha)Tomo NarashimaTomo Narashimay George RetseckNigel J. DennisBiophoto Associates/ScienceSource (arriba, izquierda), ParvizM. Pour (arriba, derecha), GeorgeRetseck (ilustraciones)Slim Films, Scott Camazine(colmena), Scott Smith y SandroVannini (abejas)Chip EastBryan ChristieChip East

Bryan ChristieMatt Collins

COLABORADORES DE ESTE NUMERO

Asesoramiento y traduccin:

Pilar Ruiz-Lapuente: Exploracin del espacio-tiempo mediante supernovas; Juan P. Campos:Antigravedad cosmolgica; Jaume Garriga: Inflacin en un universo de baja densidad; LuisaVilaplana: Cuidado de la prole entre los insectos ; Jos M. Valderas Martnez: Desarme de losvirus de la gripe yNexos; Esteban Santiago: Microsatlites de ADN; Luis Bou: El problemadel ao 2000 y Juegos matemticos; Angel Garcimartn: Perfiles; J. Vilardell: Hace..., Taller ylaboratorioe Ideas aplicadas.

Copyright 1999 Scientific American Inc., 415 Madison Av., New York N. Y. 10017.

Copyright 1999 Prensa Cientfica S. A. Muntaner, 339 pral. 1.a08021 Barcelona (Espaa)

Reservados todos los derechos. Prohibida la reproduccin en todo o en parte por ningn mediomecnico, fotogrfico o electrnico, as como cualquier clase de copia, reproduccin, registro otransmisin para uso pblico o privado, sin la previa autorizacin escrita del editor de la revista.El nombre y la marca comercial SCIENTIFIC AMERICAN, as como el logotipo correspondiente, sonpropiedad exclusiva de Scientific American, Inc., con cuya licencia se utilizan aqu.

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Difusin

controlada


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...cincuenta aos

EL INFLUYENTE EINSTEIN. Albert

Einstein, cuyo 70 cumpleaos se se-ala para este mes en todo el mundocivilizado, ocupa un lugar singularentre los cientficos. Dbese su famaa la relatividad, sin duda. El retratoque ofrecemos data del ao de sumayor productividad, 1905. Mientrastrabajaba de empleado en la oficinade patentes de Suiza, realiz su grancontribucin a la teora cuntica ydesarroll la teora de la relatividadrestringida.

REACCINALATENSINNERVIOSA.

La experimentacin sobre el sistemade adaptacin general ha llevado aldoctor Hans Seyle, de la Universidadde Montreal, a formular la siguientehiptesis ya admitida: Una tensinpsquica de larga duracin provocauna produccin excesiva de hormonaestimuladora de la adrenalina en lapituitaria anterior; ello obliga a lacorteza suprarrenal a una descargaintensiva de hormonas parecidas ala desoxicorticosterona, lo cual, entreotras cosas, afecta al rin haciendoque ste libere sustancias hiperten-soras. Si investigaciones ulterioresdemuestran que la tensin nerviosacrnica puede producir los mismostrastornos en el hombre que en losanimales, cabra inferir que las en-fermedades ms frecuentes y letalesde hoy se deben al cansancio yprisas de la vida moderna.

...cien aos

POLTICA Y ASTRONOMA. Losgrandes observatorios del mundo seencuentran en las proximidades degrandes ciudades o universidades

importantes (lugares elegidos pormotivos locales o polticos) dondeno resultan aptos para investi-gaciones astronmicas rigurosas.Apartarse de tal precedente suponadar un paso valiente. Ese salto loha dado una mujer, miss CatherineBruce, de Nueva York, quien don50.000 dlares al observatorio de lafacultad de Harvard. El telescopiofotogrfico Bruce est instalado enArequipa (Per), en una regininmejorable para la observacin.Con su ayuda, se han descubierto

nuevas estrellas en la Gran Nube deMagallanes que muestran una co-nexin adicional de ese objeto con

la Va Lctea.

SUMINISTRO VITAL. MonsieurGeorges Jaubert ha estado experi-mentando con el abastecimiento deaire para el consumo de un hombreencerrado en un recinto hermtico,como una campana de buceo. Planteque el 79 por ciento del nitrgenocontenido en el aire respirable perma-nece intacto tras haberse consumidoel 21 por ciento del oxgeno, y queese mismo nitrgeno mezclado conun suministro de oxgeno fresco se

hace respirable cuando se eliminanel dixido de carbono y el vaporde agua producidos por el aliento.Hall que tal hiptesis es correcta;asimismo descubri una sustanciaqumica que en contacto con la at-msfera limpia todo el aire viciadode los gases impuros generados porla respiracin.

AMIGOS, ROMANOS.En las nuevasexcavaciones del Foro Romano, unhallazgo de inigualable inters esla basa de la columna erigida enel punto donde fue incinerado elcadver de Csar. Suetonio habla de

una columna de mrmol de Numidiadedicada parenti patriaeen ese lugar.Tambin se levant all un altar, pero

fue destruido ya que el culto a Csarera ilegal. Posteriormente, Augustoconstruy all el Templo de Julio.Delante del podio del templo hay unnicho semicircular, donde, sobre unpavimento de adoquines travertinos,quedan los restos de una basa comola que cabra esperar que tuviera lacolumna. All descans su cuerpo.All Antonio excit a la plebe; yall, de las cenizas de fnix de unarepblica muerta se alz el jovenimperio.

...ciento cincuenta aos

INVENCIN DE LA INCURSIN A-REA.La Prensa, de Viena (Austria),informa de lo siguiente: Venecia vaa ser bombardeada desde globos, yaque los canales impiden el accesoa la artillera. En Treviso se estnpreparando cinco globos, de sietemetros de dimetro cada uno. Conun viento favorable sern lanzadosy dirigidos lo ms cerca posiblede Venecia, y al ser llevados a unaposicin vertical sobre la ciudad, se-rn disparados por electromagnetismomerced a un largo cable de cobre

aislado unido a una gran bateragalvnica instalada en la orilla.Cada bomba cae perpendicular-mente y estalla al llegar a tierra.[Nota de la Redaccin: Fue este elprimer bombardeo areo, y pareceque tuvo xito, ya que la revueltaveneciana se deshizo.]

LUJO. Lyon es el centro de lagran regin francesa manufacturerade seda. Su poblacin cercana a las200.000 personas se agita en casas

altas y desiguales que se hacinan yensombrecen unas calles estrechas,tortuosas y mugrientas. No haygrandes talleres similares a nues-tros telares algodoneros. Todo sehace bajo el techo familiar. La vidaes msera; la poblacin dedicada ala tejedura vive en una depravacinespantosa. Por unos pocos cntimosdiarios, esos desdichados, cansadosy hambrientos, trabajan duramentepara el adorno de quienes no creenque en el mundo exista la pobrezaextrema.

HACE...

Albert Einstein en 1905


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En un congreso celebrado en mayo de 1998 sobre L energa perdida del universo los cosmlogos tuvie ron que tomar partido. Crean en esas recienteobservaciones de estrellas que haban estallado, segn lacuales y contra todo pronstico el universo crece coceleridad creciente? Se sabe desde los aos veinte que etamao del universo aumenta y las galaxias se separan m

y ms, pero siempre se haba supuesto que la expansin smoderaba, refrenada por la fuerza atractiva de la gravedadSi el crecimiento se acelera, es que el universo est llende alguna forma de materia o de energa desconocida cuygravedad, en vez de atraer, repele. Pero la idea de una formde energa indita repugna a los fsicos. Y, sin embargo, dlos 60 all presentes, 40 aceptaron los nuevos hallazgos.

Haca ya ms de diez aos que se vena sospechando qulas cosas no acababan de encajar en la cosmologa modernaCuando se echan las cuentas de la materia ordinaria que haen el universo no nos sale la que se precisa para frenar lexpansin csmica, segn lo predicho por la teora de linflacin, modelo muy vertebrado de las primeras etapas dla gran explosin. Hasta ahora, las pruebas aducidas contresa teora no ponan en peligro sus ventajas reconocidasLas cosas han dado un vuelco. Algo falla. Como muy pocola expansin no se decelera al ritmo esperado. Si no transigen con una energa extravagante, los astrofsicos habrde abandonar o modificar la inflacin.

INVESTIGACIN Y CIENCIA presenta en este nmero tres caradel problema. En los dos primeros artculos, los dos programade investigacin sobre supernovas exponen los resultadoque han causado semejante conmocin. A continuacin, uterico explica por qu esos resultados hablan en favor dque el espacio vaco est lleno de una energa etrea. Poltimo, un par de cosmlogos ofrece otra interpretacin, quextiende la teora de la inflacin a tiempos anteriores a lgran explosin.

La redacci

INFORME ESPECIAL

REVOLUCION EN LA COSMOLOGIA

INVESTIGACIN Y CIENCIA, marzo, 1999 7


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Hace mucho tiempo (unos 5000 millones de aos), en una galaxia muy lejana (a

unos 2000 megaparsecs) explot una

estrella y su destello brill ms que miles demillones de soles juntos. Su luz se propag por elespacio, apagndose y aumentando en longitud deonda a travs de un cosmos en expansin, antesde que una brizna de ella llegara a la Tierra.En un intervalo de 10 minutos de cierta nocheoscura de 1997, unos centenares de fotones dela supernova, no ms, aterrizaron en el espejode un telescopio de Chile. En el observatorio, unordenador cre una imagen digital donde se evi-denciaba el puntito luminoso. Pese a su aparienciairrelevante, aquella dbil mota fue para nosotrosuna rfaga de luz, un faro que alumbraba nuestraexploracin del espacio y el tiempo.

En colaboracin con otros compaeros repartidospor diversos pases, hemos seguido la llegada dela luz emitida desde docenas de supernovas. Talesobservaciones nos han facultado para cartografiarla forma del universo y establecer un esbozocronolgico de su expansin. La conclusin ala que nosotros y otro equipo de astrnomoshemos arribado pone en tela de juicio postuladosaceptados desde hace decenios. Segn parece, eluniverso es mayor y est ms vaco de lo es-perado. Adems, su expansin no remite, comomuchos cosmlogos haban pronosticado, sinoque se acelera.

Curvas estelares

Alo largo de buena parte del siglo se ha man- tenido vivo el inters en torno al curso dela expansin csmica. Por un doble motivo: dacuenta de la geometra del universo y refleja lanaturaleza de sus constituyentes, es decir, de lamateria, la luz y, posiblemente, otras formas deenerga ms sutiles. La teora de la relatividadgeneral de Albert Einstein ana estas propiedadesfundamentales del universo y describe la maneraen que condicionan el movimiento de la mate-ria y la propagacin de la luz; merced a ello,puede predecir determinados fenmenos que losastrnomos someten a medicin.

Exploracin del espacio-tiempoLas explosiones de estrellas observadas a inmensas distancias

muestran que la expansin csmica podra estar acelerndose,

lo que nos lleva a pensar en la intervencin

de una nueva forma de energa, extica

Craig J. Hogan, Robert P. Kirshner y Nicholas B. Suntzeff



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Antes de que Einstein publicara su teora en 1916 yde las primeras observaciones de la expansin csmica,

acontecidas durante la dcada siguiente, se crea que eluniverso mantena inalterado su tamao. El propio Ein-stein desconfi de sus ecuaciones cuando advirti queimplicaban un universo dinmico. La situacin cambi,sin dejar lugar a la duda, con las nuevas medicionesde los movimientos de las galaxias realizadas por Ed-win P. Hubble y otros: las galaxias lejanas y dbilesse alejaban de la Tierra ms deprisa que las galaxias

cercanas y brillantes, tal como predeca la relatividadgeneral para un universo que se expande y distancia,

por ende, unas galaxias de otras. Los astrnomos encuestin midieron la velocidad de alejamiento de lasgalaxias a travs del corrimiento de lneas espectralesvisibles hacia longitudes de onda mayores (el corrimientoal rojo). Aunque suele asocirsele con el efecto Dopplerfenmeno responsable del cambio de tono del silbatode un tren que pasa o de una bocina de coche, elcorrimiento al rojo cosmolgico debe entenderse, con

mayor rigor, como el resultado de la expansindel universo; sta alarga la longitud de ondade la luz que viaja entre las galaxias. Las emi-siones procedentes de objetos remotos, al haberviajado durante ms tiempo, experimentan uncorrimiento al rojo mayor que la radiacin de

fuentes prximas.El estado de la tcnica en tiempos de Hubblelimit la comprobacin de la expansin csmicaa galaxias que estaban bastante cerca. En elintervalo temporal que invirti la luz en llegara la Tierra desde esas galaxias prximas, eluniverso slo se haba expandido una pequeafraccin de su tamao global. Con estos cambiosmodestos, el corrimiento al rojo es directamenteproporcional a la distancia; el cociente fijo de losdos se llama constante de Hubble y describe elritmo actual de expansin csmica. Desde haceaos, los astrnomos esperaban comprobar que lasgalaxias ms alejadas se apartan de esta relacinsimple entre corrimiento al rojo y distancia, yasea porque el ritmo de expansin ha cambiadoa lo largo del tiempo o porque el espacio quemedia est curvado. Medir ese efecto constituye,pues, un objetivo crucial para los cosmlogos;es un reto difcil que exige medios para acotarlas inmensas distancias a que se encuentran lasgalaxias.

Hubble y otros calcularon las distancias adiversas galaxias partiendo del supuesto de quetodas ellas tenan el mismo brillo intrnseco.De acuerdo con su razonamiento, las que lucanmucho se hallaban cerca y, lejos, las de brilloplido. Pero ese planteamiento resulta vlido sloa grandes rasgos, pues las galaxias difieren en

sus propiedades. Y falla por completo cuandohablamos de fuentes lejanas cuya luz tarda mu-

mediante supernovas

1. DONDE ESTA LA SUPERNOVA? Este par deimgenes, realizadas con el Telescopio Blanco de cuatrometros de dimetro del Observatorio Interamericanode Cerro Tololo, aportaron la primera prueba de unasupernova. En la imagen de la derecha, obtenida tressemanas ms tarde que la imagen de la izquierda,la supernova altera sutilmente la apariencia de unade las galaxias, aunque se percibe. Puede el lectorencontrarla? Algunas discrepancias se deben a lascondiciones atmosfricas cambiantes. Solucin: en lafigura siguiente.


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chsimo en alcanzar la Tierra y nos muestra el estadode esas galaxias distantes hace miles de millones deaos (de jvenes); el brillo intrnseco de esas galaxiasremotas pudo haber diferido notablemente del que emitengalaxias ms viejas que observamos en nuestra vecindad.Es difcil desentraar de los efectos de la expansintales cambios evolutivos. Por eso, los astrnomos hanvenido buscando otras candelas estndar cuyo brillointrnseco sea mejor conocido.

Para verse hoy lo que luci hace miles de millonesde aos luz, los faros emisores deben ser muy potentes.Al comienzo de los setenta, algunos se fijaron en loscusares, fuentes portadoras de inmensa energa (proba-blemente alimentadas por agujeros negros que atrapan alas estrellas y gas de su alrededor). Pero los cusaresestudiados divergan unos de otros incluso ms que lasgalaxias; resultaron, pues, de escasa utilidad.

Pero otros pensaron en las supernovas. Esas estrellasque explotan podan, quiz, servir de candelas estndarpara la exploracin cosmolgica. Se trataba de un ca-mino controvertido, pues las supernovas manifestabantambin una amplia variacin en sus propiedades. Sinembargo, la investigacin realizada, a lo largo de losltimos diez aos, por nuestro equipo ha permitidodeterminar, con exquisita precisin, el brillo intrnsecode las supernovas de tipo Ia.

Muerte estelar

En qu consiste una supernova de tipo Ia? A gran-des trazos, es el estallido final producido cuandouna estrella que ha muerto se transforma en una bombatermonuclear natural. Pese a la espectacularidad de latransformacin postrera, el comienzo de la vida del pro-genitor es el de una estrella ordinaria, una bola establede gas cuyas capas externas se mantienen por el calorde las incesantes reacciones nucleares que se desarrollanen su interior y convierten hidrgeno en helio, carbono,oxgeno, nen y otros elementos. Cuando una estrellamuere, las cenizas nucleares se mezclan en ascuas in-candescentes, comprimidas por la gravedad hasta alcanzarel tamao de la Tierra y la densidad de un milln deveces la tpica de la materia ordinaria.

Esas estrellas enanas blancas, en su mayora, se enfrany apagan, extinguindose. Ahora bien, si ocurre quese halla en rbita cerca de otra estrella, puede succio-nar materia de su compaera y adquirir una densidadcreciente, hasta que prende una ignicin termonucleardescontrolada. El cataclismo nuclear destroza por enterola estrella enana, lanzando material a unos 10.000 kil-metros por segundo. Y el brillo de esta bola de fuegoen expansin tarda unas tres semanas en alcanzar sumximo, para declinar en meses.

Aunque varan ligeramente en el brillo, estas supernovassiguen un patrn, en el que las explosiones mayores yms brillantes duran ms que las dbiles. Por tanto, siinvestigamos su duracin, podremos corregir las diferen-cias y deducir su brillo intrnseco con una precisin dehasta el 12 %. En el curso de los ltimos diez aos,el estudio de supernovas de tipo Ia con los detectoresmodernos ha convertido a tales destellos de luz en lascandelas estndar mejor conocidas de los astrnomos.

La frecuencia con que una luz de sas aparece enuna galaxia tpica se cifra en torno a una vez cada 300aos. En la Va Lctea son sucesos poco habituales. Siescudriamos algunos miles de galaxias descubriremos,casi cada mes, una supernova de tipo Ia. Hay tantasgalaxias en el universo que, cada pocos segundos, es-

tallan en el firmamento supernovas cuyo brillo nos lashace accesibles al estudio. Slo queda descubrirlas einvestigarlas. A esa tarea se ha aplicado nuestro grupo,High-Z Team (donde Z designa el smbolo de corri-miento al rojo); el equipo se organiz en 1995 bajo ladireccin de Brian P. Schmidt, de los observatorios deMount Stromlo y Siding Spring en Australia. Compiteen este campo el grupo formado en torno al programaSupernova, Supernova Cosmology Project, que em-pez en 1988 y est liderado por Saul Perlmutter, delLaboratorio Nacional Lawrence en Berkeley (vase Su-pernovas y expansin acelerada del universo, de PilarRuiz Lapuente, Alex G. Kim y Nicholas Walton en estemismo nmero).

2. UNA SUPERNOVA REMOTA, con un corrimiento al rojode z = 0,66, aparece junto a la flecha. La explosin de esta

estrella afecta slo a algunos elementos de la imagen obtenidadespus del suceso.


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Cada equipo desarrolla su propio programa. Ambos,sin embargo, sacan partido de un mismo avance funda-mental, el despliegue de grandes detectores electrnicosde luz en telescopios gigantes. Esta combinacin produceimgenes digitales de objetos dbiles sobre una superficieconsiderable de cielo. Los dos grupos han compartido,por dar un ejemplo de los nuevos medios tcnicos, laCmara de Gran Rendimiento, desarrollada por GaryM. Bernstein y J. Anthony Tyson. Cuando esta cmarase coloca en el foco del Telescopio Blanco, de cuatro

metros, del Observatorio Interamericano de Cerro Tololo,con una sola exposicin se cubre casi tanta extensincomo la luna llena y obtiene una imagen de unas 5000galaxias en 10 minutos.

Para encontrar supernovas distantes, no hay ms quetomar imgenes de la misma fraccin del firmamentocon unas pocas semanas de diferencia y buscar, en loscambios operados, explosiones de estrellas. Los detectoresdigitales cuentan el nmero de fotones en cada elementode imagen de forma precisa. Por tanto, a nosotros slonos queda sustraer la primera imagen de la segunda ycomprobar las diferencias significativas entre las dos.Puesto que se examinan miles de galaxias en cada parde imgenes, podemos estar seguros de que la bsqueda

entre numerosas parejas de imgenes terminar por hallarmuchas supernovas, siempre que el tiempo de observacinacompae. Para nuestra fortuna, la situacin del observa-torio, al pie de los Andes en la cordillera sur del desiertochileno de Atacama (uno de los lugares ms secos delmundo), asegura cielos despejados. Con la esperanza decosechar resultados, preparamos con antelacin el tiempode observacin que deba desarrollarse en una batera detelescopios dispersos por todo el mundo, para que aslas mediciones de seguimiento se acometieran antes deque se apagaran las supernovas.

La bsqueda de estrellas que explotan en los cielosdesata un terremoto de actividad frentica. Los astrnomoshan de tomar y comparar cientos de imgenes digitales

a un ritmo vertiginoso. En todas las estancias de CerroTololo hay ordenadores que ejecutan la orden impuestade alinear imgenes, corregir diferencias en transparenciaatmosfrica y tamao de la imagen y sustraer los dosregistros. En condiciones de normalidad, la mayora delas galaxias desaparecen, dejando slo un ruido enla diferencia entre dos imgenes. Las seales mayoresdenuncian un objeto nuevo o cambiante que puede seruna estrella variable, cusares, asteroides y, en contadoscasos, supernovas.

Nuestros programas informticos registran la posicin

de los nuevos objetos y se aprestan a identificar su-pernovas. Pero los tests automatizados son imperfectos.Hemos de escrutar las imgenes de forma visual paradeterminar si una supuesta supernova lo es en verdad.Puesto que de nuestros descubrimientos se ha de realizarun seguimiento inmediato en otros telescopios, se pasaal anlisis sin perder tiempo.

A continuacin, nos centramos en los mejores candi-datos de supernova. Los observamos con los mayoresinstrumentos pticos del mundo, los telescopios Keckrecin construidos en Hawai. Tales observaciones ha-brn de resolver si los objetos descubiertos son o nosupernovas de tipo Ia, calibrar con exactitud su brillointrnseco y determinar su corrimiento al rojo.


CRAIG J. HOGAN, ROBERT P. KIRSHNER y NICHO-LAS B. SUNTZEFF comparten un inters por las grandesexplosiones. Hogan, doctor por la Universidad de Cambridge,dirige el departamento de astronoma de la de Washing-ton. Kirshner se doctor en el Instituto de Tecnologa deCalifornia, estudiando una supernova de tipo Ia observadaen 1972 (la ms brillante desde 1937). Codirige el CentroSmithsoniano de Astrofsica en Harvard. Suntzeff, formadoen la Universidad de California en Santa Cruz, trabaja enel Observatorio Interamericano de Cerro Tololo.

3. LA EXPANSION COSMICA podra, en principio, seguir uno de los siguientescomportamientos bsicos: permanecer constante (izquierda), decelerarse (centro) oacelerarse (derecha). En cualquier caso, una porcin dada del universo crece entamao con el transcurso del tiempo (de abajo arriba). Ahora bien, tomando comoreferencia el caso de expansin constante, la edad del universo el tiempo pasadodesde el comienzo de la expansin es mayor para un universo que se est acele-rando y menor para un universo que se frena.


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En el lado oscuro

Mientras tanto, otros componentes del grupo, quetra- bajan con telescopios de Australia, Chile ylos EE.UU., siguen la evolucin de las supernovas paradeterminar el momento en que alcanzan el mximo debrillo y su lento desvanecimiento. Dura meses la cam-paa de observacin de una supernova. A menudo, elanlisis final tiene que esperar un ao o ms, intervaloen que ha desaparecido la luz de la estrella que haestallado y podemos obtener una buena imagen de sugalaxia husped. Nos sirve esta vista final para sustraer,de las imgenes de la supernova, el brillo constante dela galaxia. Las mejores mediciones que hemos logradoproceden del Telescopio Espacial Hubble, capacitado pararegistrar detalles sutilsimos que nos permiten separar laestrella que ha explotado de su galaxia husped.

Los dos equipos han estudiado ya ejemplos de su-pernova en alto corrimiento al rojo, que estallaron haceentre 4000 y 7000 millones de aos. Tena entonces eluniverso entre la mitad y dos tercios de su edad actual.En el curso de tales estudios, uno y otro grupo reci-bieron una misma sorpresa, mayscula: las supernovasson ms dbiles de lo esperado. La discrepancia entre

lo esperado y lo observado es leve; en promedio, lassupernovas remotas aparecen un 25 por ciento ms d-biles de lo esperado. Ahora bien, basta esa cifra paracuestionar las teoras cosmolgicas ms arraigadas.

Antes de extraer ninguna conclusin radical, los as-trnomos de ambos equipos han buscado explicacionesms llanas que justificaran la relativa debilidad de lassupernovas remotas. Se apela a la oscuridad provocadapor el polvo csmico, que apantallara parte de laluz. Pero nosotros descartamos esa posibilidad por lasencilla razn de que los granos de polvo filtraranla luz azul ms que la roja, haciendo parecer a lassupernovas ms rojas de lo que en realidad son (de lamisma forma que el polvo atmosfrico colorea el sol

poniente). No observamos ninguna alteracin de esetipo. Y, a menos que mostrara una dispersin regularpor todo el espacio, el polvo csmico tendera a in-troducir una gran variacin en las mediciones, cosaque tampoco vemos.

Se pretende justificar tambin tal palidez recurriendoal fenmeno de lente gravitatoria. As se llama la des-viacin de los rayos de luz al atravesar en su caminolas regiones externas de galaxias. El fenmeno de lalente gravitatoria acarrea un aumento ocasional delbrillo de fuentes remotas; en la mayora de los casos,sin embargo, provoca una disminucin del brillo. De esemodo podra contribuir a la debilidad de las supernovasdistantes. Sin embargo, de los clculos realizados sedesprende que este efecto slo adquiere significacincuando se trata de fuentes situadas todava ms lejosque las supernovas estudiadas. Podemos, pues, descartaresa explicacin.

No sera, pensamos, por ltimo, que las superno-vas remotas difirieran de las cercanas, quiz porquese formaron de estrellas ms jvenes que albergabanmenos elementos pesados que las tpicas de galaxiasms viejas? No descartamos esta posibilidad, aunque ennuestro anlisis procuramos ya tomar en consideracin

esas diferencias. Estos estudios dan buenos resultadoscuando se aplican a galaxias cercanas, cuya edad ymorfologa vara bastante de una a otra, as como lostipos de supernova observados en ellas.

Puesto que ninguno de estos efectos triviales explicalas observaciones, nos inclinamos, con otros muchos,a pensar que la debilidad de brillo de las supernovasremotas se debe a la estructura del cosmos. Podranhallarse involucradas dos propiedades del espacio ydel tiempo.

En primer lugar, el espacio puede tener una curvaturanegativa. Para entender semejante deformacin del espacio,sirvmonos de una analoga bidimensional. Los seres queviven en un mundo plano y de dos dimensiones (como


VELOCIDAD CAMBIO D E TAMA

DEL UNIVERSO

EXPANSION

MA

SL

ENTA

EXPANSION

MAS

RAPIDA

DISTANCIA

EXPANSION

ACELERADA

PASADO

ACTUAL

EXPA N

S

C O

EXPANSIO

DECELERA

DISTANCIA

4. EL EXPERIMENTO de la cinta els-tica muestra la relacin lineal entre ve-locidad de recesin y lejana. Se ofrecendos instantes de la cinta estirada haciaarriba a cierto ritmo. La velocidad delos puntos marcados en la goma estdada por la longitud de las flechas decolores. El punto ms cercano al origenes el que menos se mueve durante elintervalo entre los dos instantes; portanto, su velocidad es la menor (flechaamarilla). El punto ms alejado es el quems se mueve; por tanto, su velocidades la ms alta (flecha violeta). La pen-diente de la lnea resultante es el ritmode expansin (grfico de la izquierda).Si el ritmo cambia con el tiempo, lapendiente lo har tambin (grfico de laderecha). Los tiempos iniciales aparecenhacia arriba a la derecha, porque laluz de los objetos alejados tarda mstiempo en alcanzar la Tierra, el origendel dibujo. Si el ritmo era ms lento enel pasado seal de que la expansinse acelera la lnea se curvar haciaarriba (lnea roja). Si el ritmo era ms

rpido en un universo que decelera suexpansin la lnea continuar curvn-dose hacia abajo (lnea azul).


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los personajes de la novela de Edwin A.Abbott Planilandia) podran averiguar queun crculo de radio r tiene una circunferen-cia de exactamente 2r. Pero si su mundoestuviera ligeramente curvado en forma desilla de montar, tendra una curvatura le-vemente negativa (vase Inflacin en ununiverso de baja densidad, por Martin A.Bucher y David N. Spergel, en este mismonmero). Los residentes bidimensionales del

pas curvado en silla de montar podranpermanecer ignorando esa curvatura hastaque midieran un crculo grande de radiodado y descubrieran que su circunferenciaera mayor que 2r.

La mayora de los cosmlogos han dadopor supuesto, apoyados en razones tericas,que nuestro espacio tridimensional, igualque Planilandia, no est curvado. Pero siposeyera curvatura negativa, la enorme esferade radiacin arrojada por una supernova muyantigua tendra un extensin mayor que laque dispondra en un espacio geomtrica-mente plano, determinando que la fuente

apareciera extraamente debilitada.Una segunda explicacin de la inespe-rada debilidad de las supernovas remotaslo atribuye a que stas se hallaran msalejadas que lo que sus corrimientos alrojo sugieren. Con otras palabras, las su-pernovas situadas a estas enormes distanciasmostraran menos corrimiento al rojo quelo que cabra atribuirles. Para justificar ese menor co-rrimiento hacia el rojo, los cosmlogos postulan que laexpansin del universo procedi con mayor lentitud enel pasado que lo que se supone, con un consiguientemenor desplegamiento global del universo y de la luzque viaja en su seno.

La fuerza

Qu significa que la expansin csmica se frene menos deprisa de lo que se vena pensando? Siel universo consta de materia normal, la gravedad ha defrenar sin cesar la expansin. Un frenado escaso, segnsugieren las mediciones de las supernovas, nos indicalisa y llanamente que la densidad global de materiadistribuida en el universo es baja.

Por muchos supuestos tericos que socave tal con-clusin, no est ayuna de pruebas. En este contexto,algunos astrnomos afirman que ciertas estrellas pa-recen ms viejas que la edad aceptada del universo,obvia contradiccin. Pero si el cosmos se expanda

antao con mayor parsimonia, segn nos revelan ahoralas supernovas, la edad del universo debe revisarseal alza, con lo cual resolveramos el problema. Losnuevos resultados se hallan tambin en sintona conla investigacin reciente de la cuanta total de mate-ria alojada en el universo, a travs del estudio de loscmulos galcticos.

Qu aclara la nueva determinacin de la densidadde materia del universo a propsito de la curvatura delmismo? De acuerdo con los principios de la relatividadgeneral, la curvatura del universo y su deceleracin estnvinculadas. Parafraseando a John A. Wheeler, la materiale indica al espacio-tiempo cmo curvarse y ste le dicea aqulla cmo moverse. Una baja densidad de materia

implica una curvatura negativa y poco frenado. Si eluniverso est prcticamente vaco, estos dos efectos deatenuacin se hallarn cerca de su mximo terico.

Entendido eso, se explica mejor nuestra sorpresa.Las supernovas que vemos son ms dbiles que lopredicho incluso para un universo casi vaco (queadquiere mxima curvatura negativa). Tomadas por elvalor que indican, nuestras observaciones demandan quela expansin se est acelerando con el tiempo. Ahorabien, un universo compuesto de manera exclusiva pormateria ordinaria no puede crecer as, porque no de-jar a de ejercerse la fuerza de atraccin gravita toria.Sin embargo, de acuerdo con la teora de Einstein,la expansin puede acelerarse si una forma exticade energa llena el espacio. Esta extraa energa devaco queda incorporada en las ecuaciones de Einsteindentro de la constante cosmolgica. A diferencia delas formas comunes de masa y energa, la energa devaco aade una fuerza repulsiva y puede expandir eluniverso a velocidades crecientes. Una vez admitimosesta extraordinaria posibilidad, nuestras observaciones

encajan perfectamente, incluso suponiendo la geometraplana preferida por los tericos.Las pruebas de la presencia de una forma extraa

de energa, que ejerce una fuerza gravitatoria repulsiva,constituyen el resultado ms desconcertante de cuantoscaba esperar. Y lo es en tal grado, que lo tomamoscon reservada cautela. Para disipar dudas contamos conlos avances tcnicos, tales como los nuevos detectoresinfrarrojos y el Telescopio Espacial de Nueva Generacin,que pronto nos permitirn examinar nuestras conclusionescon mayor precisin y fiabilidad. Estos maravillososinstrumentos nos habrn de facilitar la percepcin defaros ms dbiles, que emitieron su destello hace muchoms tiempo en galaxias remotsimas.


5. LAS OBSERVACIONES DE SUPERNOVA realizadas por el equipoen el que participan los autores (puntos rojos) se desvan ligera, aunquesignificativamente, del comportamiento esperado: una deceleracin bastante

rpida (lnea azul) que ocurrira si el universo fuera plano y sin cons-tante cosmolgica. Pero las observaciones indican que el universo tieneslo el 20% de la materia necesaria para hacerlo plano, porque se estdecelerando con mayor lentitud que lo predicho (lnea negra). Las medi-ciones sugieren que la expansin se est acelerando, debido posiblementea una constante cosmolgica no nula (lnea roja).

0,00001

0,0001

0,001

0,01

0,1

1

INTENSIDAD

RELATIVA

DELUZ

0,01 0,1 1

CORRIMIENTO AL ROJO (z)

DISTAN

CIA

RELATIVA

LEJOS

CERCA

BAJA

ALTA

EXPANSION

ACELERADA

EXPANSION

DECELERADA


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La comunidad cientfica asisti el ao pasado a un doble descubrimiento que entraaba uncambio radical en la comprensin delcosmos. Por un lado, la aceleracinde la velocidad de expansin deluniverso y, por otro, la necesidad deque una forma extica de energa searesponsable de dicha aceleracin. Laenerga en cuestin constituira unaparte substancial del contenido delcosmos y contrarrestara la fuerzaejercida por la atraccin gravitatoriaen su globalidad.

Dos fueron los equipos de astrof-sicos implicados en el nuevo marco.Uno y otro aplicaron los mismosmtodos, por lo que no sorprendique sus conclusiones coincidieran.Cada grupo, sin embargo, trabajpor su cuenta. Sobre la labor reali-zada por el proyecto Alta-Z (High-Z Team) se han extendido en elartculo precedente Robert Kirshnery Nicholas Suntzeff, miembros delmismo. Nosotros formamos parte delProyecto Supernovas y Cosmologa(Supernova Cosmology Project), en

el que intervienen otros astrofsicos deinstitutos y universidades americanas,europeas y australianas. Desarrollamosparte de la labor en el Observatoriodel Roque de los Muchachos, en laisla de La Palma.

El mtodo idneo para explorarla evolucin dinmica del cosmosen el transcurso del tiempo consisteen desentraar su cambio de tamaodesde la gran explosin inicial (bigbang), hace miles de millones de

La exploracin del espacio-tiempo por medio de supernovas,

adems de revelar que el cosmos acelera su expansin,

puede arrojar luz sobre la naturaleza del universo y sus constituyentes

Pilar Ruiz-Lapuente, Alex G. Kim y Nicholas Walton

Supernovasy expansin acelerada

del universo


20

19

18

17

16

0,2 0,4 0,6

CORRIMIENTO AL ROJO

0,8 1,0

= 1,0 M = 0,0= 0,9 M = 0,1= 0,5 M = 0,5= 0,1 M = 0,9= 0,0 M = 1,0

5(log(DL)+log(H0/50))

1. LA OBSERVACION de supernovasa distintos z permite discernir entre losdiferentes tipos de universo. En el ejede las abscisas tenemos el corrimiento alrojo de la supernova y en el eje de lasordenadas el brillo aparente. En la teorade la relatividad general, la curvaturadel universo depende lo mismo quela evolucin del factor de escala delcontenido de masa-energa del universo.La curvatura, que influye en el brillo,vara en razn del contenido. Puede ser

positiva, negativa o nula. La curvaturanegativa del universo acta como unalupa divergente, que rebaja el brillode un objeto situado a gran distanciade nosotros. La curvatura positiva, porcontra, acta a modo de lente conver-gente, que refuerza el brillo del objetolejano. Si juntamos muchas medicionesde brillo y corrimiento al rojo de unobjeto uniforme obtenemos una idea decul es el contenido de masa-energa deluniverso, es decir, la densidad de ma-teria expresada en el valor M y cules el valor de la densidad de energade vaco .


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aos, hasta hoy. Para sondear esaevolucin de la talla del universonos servimos de la luz generadaen explosiones de supernovas. Al irrecreando la expansin del cosmosa travs de la luz de supernovasremotsimas nos hemos encontradocon que se est acelerando el ritmo.En el curso de esa misma investi-gacin aparece el inventario de las

formas de materia y energa quellenan el cosmos. Entre stas debeexistir una forma extica de energaque empuja al universo a acelerarsu expansin.

Al rojo

En su viaje por un universo en expansin, la luz se propaga conuna longitud de onda cada vez mslarga, se enrojece. A ese fenmeno sele conoce por corrimiento hacia elrojo cosmolgico y se simboliza con

la letra z. Cuando un telescopio recibeluz procedente de una supernova, serecoge una radiacin que lleva via-jando miles de millones de aos, loque significa que se ha trasladado alongitudes de onda cada vez mayores.Podemos medir el corrimiento haciael rojo de nuestra supernova a partirde la luz analizada y descompuestaen sus colores, o sea, desde su es-pectro de luz.

El corrimiento hacia el rojo adquierepleno sentido en la cosmologa deEinstein. En el marco de la teorageneral de la relatividad, el corri-miento constituye una medida delfactor de escala o tamao deluniverso en el momento en que seemiti la luz frente al alcanzado enel momento actual. Cuanto mayores el corrimiento al rojo, ms hacambiado el factor de escala desdeel momento de la emisin de la luzy ms tiempo ha transcurrido.

De la luz procedente de las super-novas lejanas no slo nos interesa elcorrimiento hacia el rojo. Nos importay mucho, el brillo aparente. Este flujoviene condicionado por la expansin

csmica. Adems de depender delcuadrado de la distancia a la que seencuentra la supernova, el brillo apa-rente viene afectado por el factor decorrimiento al rojo cosmolgico y ladilatacin del tiempo en un universoen expansin.

El inverso de la longitud de onda, ofrecuencia con que llega la radiacinal telescopio, nos da una idea de laenerga. La potencia de un pulso deluz emitido en cierto intervalo detiempo y cierta banda de frecuenciaa miles de millones de aos luz es

ms elevada que la potencia de esepulso en el momento de su recepcinen la Tierra. Ello se debe a que la

energa recibida ha decrecido, porquela longitud de onda se ha estiradoy, en consecuencia, ha disminuidosu frecuencia. A su vez, el intervalode tiempo entre dos pulsos de emi-sin se ha alargado en su viaje porun universo en expansin. Por eso,cuando medimos, en un intervalo detiempo fijo, la energa recibida enuna banda de frecuencias fija, nosencontramos con que esta cantidad(la potencia recibida) ha decrecidotanto ms cuanto mayor ha sido elcorrimiento al rojo.

Si dibujamos, siguiendo a Edwin Hu-bble y Allan G. Sandage, un diagramadonde aparezcan el corrimiento hacia

el rojo de un objeto de luminosidadintrnseca conocida y su brillo apa-rente, observaremos una relacin entreel cambio de factor de escala deluniverso y la distancia. Podemos ponermuchos valores en el diagrama, paraconocer de qu modo ha cambiadoel factor de escala del universo conel tiempo. Ello nos indica el tipo deuniverso en el que estamos.

La idea de recurrir a las super-novas es bastante reciente; se tomtras aos de estudio por tericosy especialistas observacionales. Bus-

MATERIA

SIN GRANEXPLOSION

1 20 1 2 3

CONSTANTECOSMOLOGICA(

)

UNIVERSO PLANO

= 0

-1

0

1

22

3

CER

RAD

OABIER

TO

90%

68%

99%

95%

PLANO

EXPANSIONINFINITA

COLAPSO

2. RESULTADOS DEL PROYECTO SUPERNOVAS Y COSMOLOGIA para elvalor de M y de la contribucin de la constante cosmolgica . De los datosse infiere que la densidad de materia del universo est por debajo del valorcrtico para "cerrarlo" y que la constante cosmolgica tiene un valor no nulomayor que cero.


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cbase, en efecto, un objeto cuyaspropiedades de luminosidad fueran uni-

versales independientes del tiempoy de la regin del espacio donde seproducen, homogneas con pocadispersin en su brillo intrnseco ocon propiedades de brillo intrnsecoque obedezcan a una ley o relacinbien conocida y observables hastamuy altos corrimientos al rojo.

Las explosiones termonuclearesde enanas blancas, conocidas comosupernovas de tipo Ia o supernovastermonucleares, resultaron ser lasque mejor se adecuaban a los pro-psitos de la investigacin. As, en

lo concerniente a la homogeneidadespaciotemporal hemos demostrado

que las propiedades de brillo deeste objeto se definen con una pre-cisin del 10%, independientementedel entorno.

Aunque no todas las supernovastermonucleares son iguales, pues unasbrillan ms que otras, todas siguenun mismo patrn en su luminosidad.La correlacin funciona de forma tanprecisa que, conociendo la anchurade la curva de luz de la supernova,sabemos su luminosidad intrnseca.Tenemos una especie de gigantescasbombillas en las que con slo leer

la etiqueta conocemos los watts depotencia que vamos a tener.

Expansin acelerada

El contenido de materia y energa es el responsable del cambio enla velocidad de expansin del universo.En relatividad einsteiniana, materiay energa influyen en la dinmica

del espacio-tiempo en un plano deigualdad.

El primer intento de medir el valoractual de la velocidad de expansindel universo lo realiz Hubble. Ensu honor se denomin parmetro deHubble la velocidad con que se ex-pande el universo. Su valor actualse conoce por constante de Hubble(H0). Un segundo factor pone demanifiesto el cambio de ritmo dela velocidad de expansin en virtuddel contenido de masa-energa delcosmos. Nos referimos al parmetro

de deceleracin, cuyo valor actual serepresenta por q0. El parmetro q0 espositivo si el universo se decelera ynegativo, si se acelera. La dinmicade la aceleracin o desaceleracines, en ltima instancia, funcin dela densidad total del universo y delcomportamiento dinmico de ese con-tenido, de si contribuir a la expansino la frenar.

Esto ltimo viene dado por larelacin entre presin (p) y den-sidad () de cada componente demateria-energa del cosmos, lo quese conoce como ecuacin de estadode cada componente. Si el universoest dominado por una componenteen forma de materia o energa depresin negativa hasta el punto deque q0 adquiera valores negativos, laexpansin se acelera. En general, lasformas conocidas de materia y ener-ga tienen presin positiva y frenanla expansin.

Si la densidad de materia del cosmoses muy grande, el frenado terminarpor invertir el ritmo de expansiny cambiarla de signo; el universoretrocedera en sus dimensiones hasta

desplomarse en un colapso final. Estoocurre cuando 0, parmetro de den-sidad del universo, es mayor que1, y no domina la componente depresin negativa.

Para entender el papel de los com-ponentes que contribuyen a frenar oacelerar el cosmos, fijmonos en unaforma comn de energa, la luz o ra-diacin electromagntica. Si tenemosun volumen lleno de radiacin, staejerce una presin positiva sobre lasparedes que delimitan el volumen. Lapresin aumenta con la densidad de ra-

3. ESPECTRO DE RADIACION de una supernova termonuclear descubierta aunos 7000 millones de aos-luz comparada con una muestra ms cercana a tanslo decenas de millones de aos-luz. Estos objetos estelares tienen las mismascaractersticas de luminosidad en el universo joven, de hace miles de millones deaos, que en el universo actual.

5000 6000 7000 8000

LONGITUD DE ONDA (ANGSTROMS)

FLUJO

(UNIDADESARBITRARIAS)

SN 1997ap

DIA 7

DIA 5

DIA 4

DIA 2 2

DIA 0

DIA +2


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diacin, en una proporcin de p = 1/3.El ndice que caracteriza esta formade energa (w = 1/3) es positivo.

A lo largo del tiempo, la evolucinde esta energa de radiacin difiere dela evolucin seguida por la materia.Conforme se expande el universo, ladensidad de materia decrece de formainversa al aumento de volumen; evolu-ciona de acuerdo con una razn o leyde t3. Cuando la escala del universocrece proporcionalmente al tiempo, la

densidad de radiacin decrece conuna potencia mayor, t4; llegar asun momento en que la densidad deradiacin pierda importancia, compa-rada con la materia, en el desarrollodinmico del universo.

En el universo cercano a la granexplosin, la densidad de radiacin do-minaba sobre la densidad de materia.Desde entonces empez a decrecer de-prisa la densidad de radiacin; ahora,la componente de radiacin ejerce un

efecto despreciable sobre la dinmicadel cosmos. A diferencia de lo queaconteca en los momentos subsi-guientes a la gran explosin conpredominio de la radiacin nosencontramos ya en la era en que elpapel principal de la evolucin delcosmos lo representa la materia.

La materia que interviene en laevolucin dinmica del universoabarca la materia ordinaria y lamateria oscura. Conocemos de sta


El Roque de los Muchachos y el Proyecto Supernovas y Cosmologa

Dentro del Proyecto Supernovas y Cosmologa corresponde al Observatorio del Roque de los Muchachos,en la isla de La Palma, acometer programas de descu-brimiento y obtencin de curvas de luz y espectros desupernovas que distan de nosotros miles de millones deaos luz. Sus datos se combinan con los de otros ob-servatorios agregados al proyecto. Sus resultados deben

compararse y completarse con las mediciones y anlisisefectuados desde el Observatorio Europeo del HemisferioSur en Chile, el Kitt Peak de Arizona, el Keck de Hawaiy el Telescopio Espacial Hubble.

Nos ocupamos, en particular, de los posibles efectossistemticos que puedan introducirse en el mtodo. Con esefin vamos acopiando muestras de supernovas a distintoscorrimientos al rojo (z), en busca de diferencias sistemticasentre las muestras ms lejanas y las ms cercanas. Setrata de observar los mismos campos de galaxias con unadiferencia de unas tres semanas, identificar las supernovasque se producen y seguir con rigor la curva de luz.

El descubrimiento y el seguimiento de la curva de luzse efecta en el telescopio Isaac Newton de 2,5 metros,que est provisto de una cmara de amplio campo ydetectores de gran eficiencia. La identificacin espectralde las supernovas se realiza en el telescopio de 4,2 mWilliam Herschel. Para ello necesitamos medir con granprecisin la posicin de las supernovas en el cielo en

nuestras imgenes del telescopio Isaac Newton. Por serobjetos muy dbiles, no se perciben en la cmara deayuda instalada en el William Herschel. Ahora bien, el

telescopio puede apuntarse con exquisita precisin; hastael segundo de arco, que es la precisin necesaria parasituar la rendija de nuestro espectrgrafo de modo quecapte la luz del objeto y descomponga la luz que se re-cibe en sus longitudes de onda. Para obtener un espectronecesitamos sumar luz durante una hora, o incluso ms,dependiendo de la distancia.

En el telescopio Isaac Newton y en el telescopio Nrdico(de 2,6 m) situado en el Observatorio del Roque segui-mos las supernovas de ms alto z que nuestros colegasde otros institutos han descubierto. Con la coordinacinde estas labores y el anlisis detallado de los datos esposible llegar a resultados ptimos.

1. TELESCOPIO ISAAC NEWTON del Observatorio delRoque de los Muchachos. Con l descubrimos supernovasa alto z.

2. IMAGEN DE UNA SUPERNOVA (indicada por la flecha)en una galaxia elptica a unos miles de millones de aos-luz.Imagen obtenida con el telescopio Isaac Newton.


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sus efectos en el movimiento delas estrellas, pero ignoramos de qupartculas consta. En nuestro proyectomedimos los valores globales de ladensidad de materia (toda la queejerce un efecto dinmico, no slola hecha de protones y neutrones)y de la densidad de energa deluniverso que mejor se ajustan a lasobservaciones.

Durante el ao 1997, conforme ba-mos recogiendo y analizando datosde supernovas nos dimos cuenta deun primer resultado con importan-tes implicaciones: la baja densidaddel universo, muy inferior al valorcrtico que determinara la inversinde su evolucin hasta acabar en ungran colapso (big crunch). Pode-mos descartar esa evolucin futuraen un universo en que las galaxiasse acercaran unas a otras chocandoa un ritmo cada vez mayor con elencogimiento del cosmos.

Nuestro universo se ir apagandoe hinchndose indefinidamente. Eldestino del universo es el de unaexpansin que diluye la materia enun volumen cada vez mayor y separa

a distancias infinitas los restos de lasgalaxias, cada vez menos brillantes.

Cuando afirmamos que la densidadde materia es baja nos referimos aque el parmetro de densidad de ma-teria m es menor que 1. Nos dimoscuenta de esa baja densidad trabajandocon una muestra de supernovas cuyamayora no presentaba un valor de zmuy alto. A ese resultado le acom-

pa otro. Conforme observbamosy analizbamos ms supernovas, yms alejadas, se nos revel algo in-esperado. La exploracin del cambiode escala del universo, merced ala investigacin con supernovas, nosdescubra que en el pasado el procesode agrandamiento avanz ms lento.O lo que era lo mismo: el universo,en vez de disminuir su velocidad deexpansin, la aumentaba.

El universo que nos ha dibujadola observacin de supernovas muylejanas est muy vaco y dominado

por una componente de energa depresin negativa, ya que slo as seexplica la aceleracin de la expansin.Su identificacin, objeto de debatetodava, apunta hacia la constante

cosmolgica, o energa de vaco (densidad dada en , parmetro dedensidad de energa de vaco). Laenerga asociada a la constante cos-molgica llena el espacio con den-sidad constante; hace poco podrahaber pasado a dominar sobre lamateria en la evolucin dinmica deluniverso, de la misma forma que lamateria empez a dominar sobre la

radiacin en un momento primitivodel cosmos.

, la constante cosmolgica

Semejante descubrimiento de la existencia de una forma de energaque acta como una energa de vacoha sido recibido con sumo inters porlos fsicos que estudian los primerosinstantes del universo. De acuerdocon el nuevo modelo, la expansinse est acelerando y el pistn quela empuja es una componente que

adems parece dominar sobre la ma-teria. En efecto, en el balance deenerga-materia registrado, un 30 %lo proporciona la materia y un 70 %corresponde a la energa de vaco.


Masa

PRESION POSITIVA

ANTES

Kg1 , 0 0 0 0 0 0 0 0 0

GAS

Masa

DESPUES

0 , 9 9 9 9 9 9 9 9 9

GAS

Kg

Masa

PRESION NEGATIVA

ANTES

Kg1 , 0 0 0 0 0 0 0 0 0 Masa

DESPUES

1 , 0 0 0 0 0 0 0 0 1 Kg

El peso de la presin negativa

4. EXPERIMENTO IDEAL. La masa-energa en un pistnllenado con una substancia de presin positiva (arriba) ynegativa (abajo) cambia en virtud de la expansin del m-bolo. Para que la presin fuera del pistn no desempeeninguna funcin, demos por supuesto que el experimentose hace en el vaco. Arriba pesamos un pistn lleno congas comprimido, lo expandimos y volvemos a pesar. En elpanel inferior, hacemos lo mismo con una substancia depresin negativa, representada por el muelle estirado. La

balanza es sensible a pequeos cambios en la masa-energa(en relatividad estas dos cantidades son equivalentes). Lasubstancia de presin positiva, al expandirse en un volumenmayor, relaja su densidad y energa interna. Pesa menos enla posicin final que en la inicial. La substancia de presinnegativa tal como el muelle dentro del pistn (o, en nues-tro universo, la energa de vaco o constante cosmolgica)aumenta su energa interna al expandirse y pesa ms ennuestra balanza.


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A esa energa de vaco algunos hanempezado a llamarla energa oscura,en paralelismo con la materia oscuracuya naturaleza desconocemos, si biendetectamos sus efectos dinmicos enlas galaxias.

Podemos imaginarnos la constantecosmolgica como una forma exticade materia cuya densidad no cambiaal expandirse o contraerse el volumen

que la confina. No es intuitiva la ideade una densidad independiente delvolumen; antes bien, la experienciadiaria nos muestra que la materiase diluye, se torna menos densa, alaumentar el volumen. La posibilidadde que una substancia mantenga sudensidad al expandirse es una con-secuencia directa de la relacin deEinstein, E=mc2. Al ser equivalentes

materia y energa, si expandimos unasubstancia elevando su energa internapodremos conseguir que su densidadno decrezca.

Ilustraremos ese efecto con un sen-cillo experimento ideal. Sea un pistnque confina substancias con presinpositiva y negativa, respectivamente.Por substancia de presin positivatomaremos un gas intensamente com-

primido; por substancia de presinnegativa, un muelle sujeto por loscuatro lados a las paredes del pistny que se estira al expandirse el volu-men del mismo. El muelle ejerce unapresin sobre las paredes del volumennegativa, en la direccin que tiendea reducir el volumen confinado porel pistn.

En el experimento ideal se utilizauna balanza capaz de medir masa-ener-ga, para detectar el cambio operadoen la masa y causado por la expansindel pistn. En el caso del gas com-


PILAR RUIZ-LAPUENTE, ALEX G. KIM y NICHOLAS WALTON comparten unmismo inters por las explosiones de supernova y colaboran en el Proyecto Super-novas y Cosmologa (Supernova Cosmology Project). Ruiz-Lapuente, profesorade la Universidad de Barcelona, estudia las ltimas etapas de la evolucin estelar.Ha sido investigadora contratada por la Universidad de Harvard e invitada por elInstituto Max-Planck de Astrofsica de Garching. Kim trabaja en el Laboratoriode Fsica Corpuscular y Cosmologa del Colegio de Francia en Pars e investigaasimismo sobre la naturaleza de la materia oscura. Walton, astrofsico especialistaen instrumentacin, desarrolla su investigacin en el grupo Isaac Newton del ob-servatorio del Roque de los Muchachos. Adems del final explosivo de estrellasle interesa la formacin de nebulosas planetarias.

No hay efectos de evolucin?

El fundamento del mtodo escogido para estudiar el ritmo de expansin del universo fallara si lassupernovas de alto corrimiento hacia el rojo siguie-ran relaciones diferentes de las observadas en lassupernovas de bajo corrimiento al rojo. Las estrellasque dan lugar a enanas blancas y explotan en su-

pernovas termonucleares tardan miles de millonesde aos en recorrer ese trayecto. El entorno en quenaci una estrella hace 10.000 millones de aos (laedad de las supernovas ms lejanas) y el medio queacun a otro de slo decenas de millones de aos(supernovas de la coleccin ms cercana) diferannotablemente. Sin embargo, son muy parecidas alobservador. Por qu?

A lo largo de la evolucin que da lugar a la enanablanca, la estrella original, con una masa de entre3 y 10 veces la solar, ha ido perdiendo sus capasexternas y comprimindose bajo el efecto de la gra-vedad. Al final, lo que queda de la estrella es unncleo comprimido hasta una densidad que multiplicamillones de veces la de la materia ordinaria. Este

ncleo estelar contiene carbono y oxgeno; los electro-nes estn tan confinados, que son compartidos entrelos distintos tomos y se comportan como un nicogas. La presin de este gas de electrones mantienea la estrella frente a la contraccin gravitatoria. Perono nos hallamos ante un gas ideal que incrementela presin en respuesta a la mayor temperatura oa una contraccin. La presin no aumenta con latemperatura; la estrella no puede relajar su estructuraexpandindose.

Si la enana blanca gana masa al atraer materia deuna estrella compaera, la densidad y temperatura desu interior pueden seguir creciendo sin que se expandael material del interior. Cuando la temperatura adquierecierto valor, la estrella estalla al desencadenarse en su

interior reacciones nucleares que queman el carbonoy el oxgeno y originan elementos pesados.

La explosin termonuclear puede ser ms o me-nos energtica y sintetizar ms o menos elementospesados. De stos algunos son radiactivos y emitenradiacin gamma en su desintegracin; son los res-

ponsables de la luminosidad de las supernovas.Las explosiones que han quemado ms carbono

y oxgeno y forman ms elementos pesados engen-dran supernovas ms brillantes; las explosiones quehan quemado poco material dan supernovas menosbrillantes. La evolucin de la luminosidad en eltiempo que experimentan unas y otras, muy regular,no depende del entorno en que se ha producido laexplosin.

No queda ningn residuo estelar. El material que-mado se expande a enormes velocidades y la radia-cin que lo atraviesa experimenta interacciones conlos tomos del material en expansin dando lugara un espectro caracterstico que va cambiando amedida que pasa el tiempo. Tan regular es tambin

el espectro, que al medirlo vemos a qu fase de laexplosin corresponde.

He ah la respuesta al por qu de arriba: la estrellaque acaba explotando como supernova termonuclear,desprovista de sus ornamentos externos, qued re-ducida a un ncleo de estructura definida slo porsu masa.

No es el nico ejemplo de estrella cuya estructuraqueda prcticamente definida por un solo parmetro.Las estructuras de las estrellas de neutrones y losagujeros negros tambin quedan definidas por la masa.Pero, a diferencia de las enanas blancas, las estrellasde neutrones y los agujeros negros no explotan. Ypor tanto, no proporcionan el brillo calibrado que nosproporcionan las enanas blancas.


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primido, con presin positiva, el gaspierde energa interna al expandirse elpistn. Debido a la relacin E=mc2esta disminucin en energa internase traduce en una disminucin de lamasa, medida por la balanza de finaprecisin. Por otra parte, en el casode la substancia de presin negativa,representada por el muelle, se deberealizar trabajo para estirar el resorte,

trabajo que aumenta la energa internadel muelle y, por tanto, su masa,segn detecta la balanza.

Para muelles hechos de materiaordinaria el incremento de energa in-terna y masa es minsculo. Mas, parala constante cosmolgica, la presinnegativa es enorme y el aumento demasa es proporcional al volumen, deforma que la densidad no cambia alcrecer el volumen.

La ecuacin de estado para , laenerga de vaco, es p = . Para lamateria ordinaria (salvo en el caso

en que se mueve a velocidades cer-canas a la de la luz) la presin esinsignificante. Si tenemos materia yenerga de vaco como componentesdel cosmos, la deceleracin vienedada por q0 =

1/2 m . En estostrminos hemos presentado nuestrosresultados.

Pero los resultados de la aceleracinde la expansin son tambin compa-tibles con la presencia de una formade energa distinta de la energa devaco , cuya ecuacin de estado seap =w, con wnegativo aunque distintode 1. En esta hiptesis, la energade vaco podra ser cero.

Para explicar la aceleracin habraque buscar, pues, otra componenteenergtica de naturaleza diferente. Al-gunos optan por esta opcin, sabedoresde que, en el universo primitivo, laenerga de vaco es la energa aso-ciada a la prdida de simetras entrelas distintas fuerzas fundamentales.En ese contexto, valores como eldeducido del diagrama de supernovasson difciles de explicar: los valoresesperados son o bien cero o valoresenormemente altos.

No faltan quienes prefieren a laconstante cosmolgica un tipo decampo escalar que tenga ecuacinde estado variable con el tiempo. Estecampo habra ido evolucionando desdela gran explosin y ahora estara enun punto en que su energa asociadada el 70 % de la densidad de masa-energa del universo. La diferenciade esta componente en relacin a laconstante cosmolgica estriba en ladensidad de energa, que es variablecon el tiempo, mientras que en el casode la constante cosmolgica no lo es.

El ndice de la ecuacin de estadocambia y no llega a ser 1 en laactualidad (1 es lo que caracterizaa la constante cosmolgica).

Otro candidato a componente conpresin negativa lo constituyen losdefectos topolgicos en la textura delespacio-tiempo que ejercen presinnegativa y pueden llevar asociadas unadensidad de energa considerable.

Lo mismo el equipo High-Z queel nuestro proseguimos estudiando lanaturaleza del componente de presinnegativa. De momento, los resultadosprovisionales excluyen algunos candi-datos a energa oscura; quedaran fueraalgunos tipos de defectos topolgicosy campos escalares, mientras que ,la constante cosmolgica, parece laopcin ms favorable. En los prxi-mos aos, prosiguiendo este trabajo,esperamos poder trazar la historia dela aceleracin de la expansin deluniverso y ayudar a discernir cul es

la caracterstica autntica de lo quellena el cosmos.


BIBLIOGRAFIA COMPLEMENTARIA

THERMONUCLEAR SUPERNOVAE, Dirigi-do por P. Ruiz-Lapuente, R. Canaly J. Isern. Kluwer Academic Pu-blisher 1997.

MEASUREMENTS OFM AND FROM

42 HIGH-REDSHIFT SUPERNOVAE. S.Perlmutter, G. Aldering, G. Goldha-ber, R. A. Knop, P. Nugent, P. G.Castro, S. Deustua, S. Fabbro, A.Goobar, D. E. Groom, I. M. Hook,A. G. Kim, M. Y. Kim, J. C. Lee, N.J. Nunes, R. Pain, C. R. Pennypacker,R. Quimby, C. Lidman, R. S. Ellis,M. Irwin, R. G. McMahon, P. Ruiz-Lapuente, N. Walton, B. Schaeffer,B. J. Boyle, A. V. Filippenko, T.Matheson, A. S. Fruchter, N. Pa-nagia, H. J. M. Newberg y W. J.Couch. (The Supernova CosmologyProject) en Astrophysical Journal(en prensa). Preprint en xxx.lanl.gov/abs/astro-ph/ 9812133.

SUPERNOVA LIMITS ON THE COSMICEQUATIONOFSTATE. P. M. Garnavich,S. Jha, P. Challis, A. Clocchiatti, A.Diercks, A. V. Filippenko, R. L. Gi-lliland, C. J. Hogan, R. P. Kirshner,B. Leibundgut, M. M. Phillips, D.Reiss, A. G. Riess, B. P. Schmidt,R. A. Schommer, R. C. Smith, J.Spyromilio, C. Stubbs, N. B. Sun-tzeff, J. Tonry y S. M. Carroll enAstrophysical Journal (en prensa).Preprint en xxx.lanl.gov/abs/astro-ph/9806396.


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Deca en 1946 George Orwell, novelista y crtico social, que para ver lo que se tiene ante lasnarices hay que luchar sin parar. Estas palabras

vienen muy a cuento para describir la cosmologa mo-derna. El universo nos rodea somos parte de l y,sin embargo, a veces hay que mirar lo que pasa lejospara conocer los procesos que rigen nuestra vida. Yaunque creemos que los principios que gobiernan lanaturaleza son simples, el desentraarlos ya es harinade otro costal. El firmamento da pistas sutiles. El dichode Orwell es doblemente cierto para los cosmlogos quehan de interpretar las recientes observaciones de estrellasque estallaron a cientos de millones de aos de luz dedistancia. En contra de lo esperado, la expansin deluniverso, en vez de frenar su velocidad, la acelera.

Se sabe desde 1929, por lo menos, que el universovisible se expande. Ese ao Edwin P. Hubble mostr quelas galaxias lejanas se van separando como si el cosmosentero estuviese hinchndose. Semejante alejamientoacta contra el efecto opuesto ejercido por la gravedadconjunta de cmulos galcticos y de todos los planetas,estrellas, gases y polvo que contienen. Hasta la mins-cula atraccin gravitatoria de un clip retarda un pocola expansin csmica. Hace diez aos la concordanciade la teora con la observacin daba a entender quehaba suficientes clips, suficiente materia en el universopara detener casi pero slo casi la expansin. Pordecirlo en la forma geomtrica que Einstein promovi,

pareca que el universo era plano.

Antigravedad cosmolgicaLa constante cosmolgica,

una peculiar forma de energa

inherente al espacio mismo,

se ha convertido en una

de las dos explicaciones plausibles

de la expansin acelerada

Lawrence M. Krauss

1. EL LLAMADO ESPACIO VACIO est repleto de partcu-las elementales que surgen y desaparecen muy deprisa. Nopodemos detectarlas directamente. Su presencia obedece a unprincipio bsico de la combinacin de la mecnica cunticacon la relatividad especial: nada es exacto, ni siquiera la nadamisma. La energa conjunta de estas partculas virtuales,como otras formas de energa, podra ejercer una fuerzagravitatoria, de atraccin o repulsin en razn de principiosfsicos mal conocidos por ahora. A escala macroscpica esaenerga podra actuar como la constante cosmolgica propuestapor Albert Einstein.

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La del universo plano es una geometra intermediaentre otras dos posibles, la abierta y la cerrada.En un cosmos donde la materia batalla con el impulsoexpansivo de la gran explosin (big bang), la geometraabierta es la victoria de la expansin: sta proseguirasin lmite temporal. En el universo cerrado, ganara lagravedad; el mundo acabara por desplomarse sobre smismo de nuevo y terminara en un ardiente gran im-plosin (big crunch). Los rdenes de cosas abierto,cerrado y plano vienen a ser como lanzar un cohete

ms deprisa, ms despacio o exactamentea la velocidad de escape de la Tierra, lanecesaria para superar la atraccin gravita-toria del planeta.

Al decir de uno de los postulados clavede la teora inflacionaria, vivimos en ununiverso plano, donde existe un perfectoequilibrio de fuerzas. Esa misma teora, pararesolver varias paradojas de la formulacincorriente de la gran explosin, dicta que muy

al principio del universo hubo un perodode expansin rpida. Aunque el contenidovisible del cosmos no basta para pensaren un universo plano, la dinmica celesteindica que hay mucha ms materia que lapercibida. La mayor parte de la encerrada enlas galaxias y agrupaciones de galaxias tieneque ser invisible para los telescopios. Hacems de diez aos denomin quintaesenciaa esa materia a la que llaman oscura; tomla palabra de Aristteles, que as aluda alter, elemento invisible que baaba el espa-cio [vase Materia oscura en el universo,de Lawrence M. Krauss; INVESTIGACIN Y

CIENCIA, febrero de 1987].Pero ahora contamos con un mazo depruebas que van ms all. Ni siquiera lamateria ocultada basta para producir ununiverso plano. Quizs el mundo no seaplano, sino abierto, en cuyo caso habr quemodificar, o desechar, la teora inflacionaria.O tal vez s lo sea, en cuyo caso no tendrsus constituyentes principales en la materiavisible, la oscura o la radiacin, sino enuna forma an ms etrea de energa que

poblara el espacio vaco.

L

a idea de esa forma de energa tiene una historia larga y agitada. Empieza cuando Einstein complet

su teora general de la relatividad, ms de diez aosantes de que Hubble ensease convincentemente que eluniverso se expande. La relatividad entrelazaba espacio,tiempo y materia. Prometa as lo que hasta entonceshaba sido imposible: el conocimiento cientfico noslo de la dinmica de los objetos del universo, sinotambin de la dinmica del mismo cosmos. Slo ha-ba un problema. Al contrario que las dems fuerzasfundamentales a las que se halla sujeta la materia, lagravedad es siempre atractiva: slo tira de, nunca em-puja. La inexorable atraccin gravitatoria de la materiapodra hacer que el universo acabase por desplomarse.Ante semejante conclusin, Einstein, que imaginaba ununiverso esttico y estable, aadi un trmino a sus

ecuaciones, un trmino cosmolgico, que lo estabilizabacon una nueva fuerza de largo alcance en el espacio.Si su valor era positivo, sera una fuerza repulsiva, unaespecie de antigravedad que impedira que el universose derrumbase bajo su propio peso.

Pero, ay, Einstein abandonara cinco aos despus esteapao, del que dijo que haba sido su mayor pifia.La estabilidad que ofreca el trmino era ilusoria, yaun contaba ms en su contra el respaldo observacionalcreciente a la tesis de la expansin. En 1923 Einsteinle escriba a Hermann Weyl que si el mundo no escuasiesttico, fuera el trmino cosmolgico!. Comoel ter antes, pareca que el trmino acabara en lapapelera.

Tipos de materia

Tipos Composicin Indicio Contribucinde materia probable principal aproximada a

Materia Materia ordinaria Las observaciones 0,01visible (compuesta sobre todo telescpicas de protones y neutrones) que forma las estrellas, el polvo y el gas

Materia Materia ordinaria Los clculos de la nucleo- 0,05

oscura demasiado oscura para sntesis en la gran explosinbarinica dejarse ver, quizs enanas (big bang) y la abundancia marrones o negras (objetos del deuterio observada compactos de gran masa del halo, los MACHO)

Materia Partculas exticas como La gravedad de la masa 0,3oscura los axiones, los neutrinos visible no basta para explicarno barinica con masa o las partculas las velocidades orbitales de gran masa que interac- de las estrellas dentro tan dbilmente (los WIMP) de las galaxias y de las galaxias en los cmulos

Materia La constante cosmolgica El fondo de microondas 0,6oscura (la energa del espacio da a entender que el cosmoscosmolgica vaco) es plano, pero no hay suficiente materia barinica o no barinica para que lo sea

2. EN EL UNIVERSO SE ALBERGAN miles y miles de millones de ga-laxias, cada una de las cuales contiene un nmero no menos abrumadorde estrellas. Y, sin embargo, parece que en su mayor parte es materiaoscura. La constante cosmolgica, si se confirma su existencia, actuaraa escala csmica como una forma an ms extica de materia oscura. Lamagnitud omega, , es el cociente de la densidad de materia o energa yde la densidad necesaria para que el universo sea plano.

3. ESTA CARTA DE EINSTEIN al matemtico Hermann Weylreconoce que un universo de tamao inmutable podra serpropenso a la expansin o la contraccin: En el universo deDe Sitter dos puntos de fluido inestables distintos se separanaceleradamente. Si el mundo no es cuasiesttico, fuera eltrmino cosmolgico!


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En la teora general de la relatividad la fuente delas fuerzas gravitatorias (atractivas o repulsivas) esla energa. La materia no es ms que una forma deenerga. Pero el trmino cosmolgico es distinto. Laenerga asociada a l no depende de la posicin o deltiempo; de ah que se lo llame constante cosmolgica.La fuerza que causa actuara aun cuando no hubiesemateria ni radiacin. Su fuente, pues, sera una curiosaforma de energa que residiera en el espacio vaco. Laconstante cosmolgica, como el ter, le daba al vaco

una especie de aura casi metafsica. Al prescindir deella la naturaleza volva a ser razonable.

O no? En los aos treinta la constante cosmolgicadio unas primeras seales de vida en un contexto dife-rente: el intento de combinar las leyes de la mecnicacuntica con la teora especial de la relatividad. Paul A.M. Dirac y, luego, Richard Feynman, Julian S. Schwingery Shinichiro Tomonaga mostraron que el espacio vacoera ms complicado de lo supuesto. Resultaba que laspartculas elementales podan brotar espontneamente dela nada y desaparecer de nuevo, siempre y cuando fueseen un tiempo cuya brevedad impidiera la medicin. Estaspartculas virtuales, as se las conoce, producen efectosmensurables; alteran los niveles de energa de los to-

mos y crean fuerzas entre las placas metlicas neutras.La teora de las partculas virtuales concuerda con lasobservaciones hasta el noveno decimal. Guste o no, elespacio vaco no est, despus de todo, vaco.

Si las partculas virtuales pueden cambiar las propiedadesde los tomos, podran tambinafectar a la expansin del uni-verso? Yakov B. Zeldovich mostren 1967 que la energa de laspartculas virtuales actuara comola energa asociada a la constantecosmolgica. Pero haba un serioproblema. La teora cuntica pre-dice todo un espectro de partcu-las virtuales, que abarcara todaslas longitudes de onda posibles.Al sumar todas las contribucionessale una energa total infinita. In-cluso cuando los tericos ignoranlos efectos cunticos menores quecierta longitud de onda ms allde la cual se supone que unosfenmenos gravitatorios cunticosmal conocidos cambian las co-sas, la energa que le calculanal vaco es unos 120 rdenes demagnitud mayor que la contenida

en toda la materia del universo.Qu consecuencias tendra unaconstante cosmolgica tan inflada?Aprovechando la cita de Orwell, esfcil poner un lmite observacionala su valor. Mire los dedos de sumano. Si la constante alcanzaseel valor que le asigna la teoracuntica, el espacio entre los ojosy la mano se expandira tan deprisaque la luz de sta nunca llegara aaqullos. Para ver lo que se tuvieseante la cara habra que luchar sinparar (por as decirlo), pero nunca

valdra para nada. El mero hecho de que veamos algoquiere decir que la energa del espacio vaco no puedeser grande. Y que podamos ver, no ya dnde terminan

los brazos, sino hasta los remotos confines del universo,impone un lmite an ms estricto a la constante cosmo-lgica: ha de ser casi 120 rdenes de magnitud menorque el clculo mencionado antes. Esta discrepancia entrela teora y la observacin es el problema cuantitativoms desconcertante de la fsica actual.

La respuesta ms a mano es que habra alguna leyfsica no descubierta que anulara la constante cosmo-lgica. Mas por mucho que plazca a los tericos quela constante desaparezca, ciertas observaciones astron-micas de la edad del universo, de la densidad de lamateria en su seno y de la naturaleza de las estructurascsmicas abogan por lo contrario.

Entre las cuestiones persistentes de la cosmologa se

incluye la edad del universo. Midiendo la velocidadde las galaxias, podemos calcular cunto han tardadoen ocupar su posicin presente, suponiendo que todaspartieron del mismo punto. En una primera aproxima-cin podemos prescindir de la deceleracin causada

por la gravedad: el universo seexpande a velocidad constante yel intervalo de tiempo transcurridoes el cociente entre la distanciaintergalctica y la velocidad deseparacin medida, es decir, lainversa de la constante de Hubble.Cuanto mayor sea sta, ms rpidaser la expansin y ms joven eluniverso.

La primera evaluacin que Hub-ble hizo de la constante que llevasu nombre fue de casi 500 kilme-tros por segundo por megaparsec;con ello indicaba que dos galaxiasseparadas por una distancia de unmegaparsec (unos tres millones deaos luz) se separaran, en prome-dio, a 500 kilmetros por segundo.Dado este valor, el cosmos tendraunos 2000 millones de aos, enpenosa contradiccin con la edadcomprobada de la Tierra, cifradaen unos 4000 millones de aos.


PLACAS DE CASIMIR

FLUCTUACIONESDEL VACIO

LAWRENCE M. KRAUSS, catedrtico de la UniversidadCase Western Reserve, trabaja en la zona donde convergenfsica y astronoma. Estudia la naturaleza de estrellas, agujerosnegros, lentes gravitatorias y universo primitivo.

4. DEMOSTRACION experimental del efecto

Casimir, medio para corroborar la teora deque el espacio est lleno de efmeras part-culas virtuales. El efecto genera unas fuerzasentre los objetos metlicos, de atraccin entreplacas metlicas paralelas (arriba), por ejemplo.Hablando sin mucho rigor, el hueco finitoentre las placas impide que se materialicenpartculas virtuales con una longitud de ondamayor que una determinada. Por tanto, hayms partculas fuera de las placas que entreellas, desequilibrio que las empuja entre s yacerca (derecha). El efecto Casimir depende dela morfologa de las placas, gracias a lo cuales posible diferenciarlo de las dems fuerzasde la naturaleza.


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Pero si se toma en consideracin la atraccin gravi-tatoria de la materia, el anlisis predice que los objetosse movieron ms deprisa al principio y, por tanto, quetardaron menos en llegar a su posicin actual que si lavelocidad hubiera sido constante. Esta precisin reduce laedad calculada en un tercio, con lo que la discrepanciaresulta desastrosamente peor.

A lo largo de los ltimos setenta aos se ha determi-nado mejor la velocidad de la expansin del universo,aunque persistiera la tensin entre la edad que se le

calcula y la de algunos de sus objetos. Pero desdehace un tiempo han empezado a converger las diversasmediciones de la constante de Hubble gracias al lanza-miento del Telescopio EspacialHubble y al desarrollode nuevas tcnicas de observacin. Wendy L. Freedman,de los Observatorios Carnegie, y sus colaboradores leconceden un valor de 73 kilmetros por segundo pormegaparsec (con un intervalo ms probable, dependiendodel error experimental, de 65 a 81). Estos resultadosponen el lmite superior de la edad de un universoplano en unos 10.000 millones de aos.

Es suficiente esa edad? Depende de la que tengan los cuerpos ms antiguos que daten los astr-nomos. Las estrellas ms viejas de nuestra galaxia serefugian en los cmulos globulares, ubicados algunosde stos en los aledaos de la Va Lctea, razn porla cual se sospecha que nacieron antes que el resto dela Va Lctea. Las evaluaciones de su edad, basadasen el clculo del ritmo con que las estrellas quemansu combustible nuclear, oscilan entre los 15.000 y los20.000 millones de aos. Seran, pues, ms viejas queel universo.

Para resolver si el conflicto de las edades debase afallos de la teora cosmolgica o a los modelos estelares,mis colaboradores Brian C. Chaboyer, Pierre Demarquey Peter J. Kernan y yo reevaluamos en 1995 las edadesde los cmulos globulares. Simulamos los ciclos de vidade tres millones de estrellas cuyas propiedades cubranlas aporas existentes. Comparamos luego nuestras estre-llas modelo con las de los cmulos globulares. Las msviejas, concluimos, tendran no ms de 12,5 millones deaos. Pero esa cifra segua sin concordar con la edadde un universo plano dominado por la materia.

Hasta que, hace dos aos, el satlite Hiparcos, lanzadopor la Agencia Espacial Europea para determinar laubicacin de ms de 100.000 estrellas cercanas, revislas distancias a que se encontraban e, indirectamente,las distancias de los cmulos globulares. Los nuevosvalores alteraron las estimaciones admitidas de su brillo.Nos forzaron a rehacer nuestro anlisis, porqueel brillo determina la velocidad a la que lasestrellas consumen el combustible y, por tanto,

su esperanza de vida. Parece ahora que loscmulos globulares podran tener, en el lmitede los mrgenes de error, slo 10.000 millo-nes de aos, lo que ya encaja con las edadescosmolgicas.

Ahora bien, esa concordancia marginal nodeja de resultar incmoda. Exige que ambosconjuntos de edades estimadas se hallen cercadel borde de los intervalos admisibles. Lo nicoque puede abandonarse es la suposicin de quevivimos en un universo plano dominado porla materia. Una densidad menor de materia,que correspondera a un universo abierto conuna deceleracin menor, aliviara un tanto la

tensin. Aun as, la nica forma de elevar la edad porencima de los 12.500 millones de aos sera aceptarque el universo no est dominado por materia, sino poruna constante cosmolgica. La fuerza repulsiva resultantehara que la expansin de Hubble se acelerara conel tiempo. Las galaxias habran estado distancindoseantao menos cleres que hoy y habran tardado msen ocupar su situacin actual, por lo que el universosera ms viejo.

Los clculos que se manejan sobre la edad del universo

son slo indicativos. Otros pilares de la cosmologa ob-servacional se han visto sacudidos tambin. Al escrutarzonas cada vez mayores del universo ha mejorado lacapacidad de tomar nota de su contenido. Contamos condatos convincentes de que la cuanta total de materiaque encierra el universo no basta para hacerlo plano.

En ese censo csmico se calcula primero la sntesis deelementos en la gran explosin originaria. Los elementosligeros del universo hidrgeno, helio y sus istoposmenos abundantes, como el deuterio se crearon enlos primeros tiempos del universo en unas cantidadesrelativas que dependieron del nmero de protones yneutrones disponibles, los constituyentes de la materianormal. Comparando, pues, la concentracin relativa

de los distintos istopos se infiere la cantidad total demateria ordinaria que se produjo en la gran explosin.(Ni que decir tiene que pudo haber habido otra materiacuya composicin no fuera de protones y neutrones.)

Las ob

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Investigación y ciencia 270 - Marzo 1999