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Frontera: en la exploración del universo

ENRIQUE GAZTAñAGA

Instituto de Ciencias del Espacio (CSIC)

La materia ordinaria, por sí sola, es incapaz de formar las galaxias y estrellas tal y como las observamos. Por todo ello, pocos cosmólogos dudan de que la llamada “materia oscura fría”, o algo similar, deba existir. Pero las complicaciones no terminan aquí: además de materia oscura, los datos también parecen indicar que existe una nueva fuente de energía, la llamada energía oscura.

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 Se estima que la mayor parte de la materia de la que se compone el universo es oscura, o muy poco luminosa, y que está mayoritariamente compuesta por una sustancia exótica, llamada “materia oscura fría” o CDM (Cold Dark Matter), diferente a la que conocemos en la Física actual. El término “frío” alude a que no interacciona, o lo hace muy débilmente, con las otras formas de materia conocidas, exceptuando la atracción gravitatoria, DESTACADOSPerfil: Enrique Gaztañaga
que se asume universal. ¿Qué evidencias tenemos para afirmar todo esto? Por un lado, hemos calculado que la densidad de materia ordinaria o bariónica, es decir la formada por las partículas conocidas, las incluidas en el modelo estándar, es de solo un 4% de la densidad de energía crítica, que es aquella derivada de la expansión del cosmos y que equivale a unos 5 protones por metro cúbico. Por otro lado, el movimiento de las galaxias (y de las anisotropías en la radiación cósmica de fondo) nos indica que la densidad total de materia es 6 veces mayor que la de la materia bariónica, de alrededor del 25% del valor crítico. De aquí concluimos que la mayor parte de la materia (el 21% frente al 4%) no está formada de materia ordinaria y además interacciona débilmente con esta (CDM). Adicionalmente, esta materia exótica resulta imprescindible para poder entender la formación de estrellas y galaxias. La materia ordinaria, por sí sola, es incapaz de formar las galaxias y estrellas tal y como las observamos. Por todo ello, pocos cosmólogos dudan de que CDM, o algo similar, deba existir.

Pero las complicaciones no terminan aquí: además de materia oscura, los datos también parecen indicar que existe una nueva fuente de energía, la llamada energía oscura.
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Como es bien sabido, Albert Einstein propuso en 1915 la teoría de la relatividad general (RG o teoría de la gravedad) que ha reemplazado exitosamente la teoría de la gravedad propuesta por Isaac Newton en sus Principia (1687). De acuerdo con la RG, la presencia de la Tierra (o cualquier otra forma de materia-energía) produce una curvatura en el espacio-tiempo que altera el movimiento de los cuerpos, dando la apariencia de que los objetos caen debidos a la fuerza de la gravedad. Una confirmación espectacular de esta nueva teoría es el llamado “efecto de lente gravitatoria”, por el cual la luz (que no tiene masa, pero sí energía) se curva al pasar cerca de un cuerpo masivo. En 1919, Arthur Eddington y Freeman Dyson observaron este desdoblamiento durante un eclipse solar. Por una vez, los titulares de la prensa no recogían solamente noticias de guerra o de fútbol, sino que afirmaban: “La luz no va en línea recta”, “El espacio es curvo”, “La teoría de Newton es incorrecta”.


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Si aplicamos la RG a todo el cosmos, vemos que la presencia de materia (o energía) en él debe producir el movimiento de sus partes. Dicho de otra manera: el estudio del movimiento cósmico revela el contenido cósmico. Las ecuaciones que rigen esta relación se denominan ecuaciones de Friedman (1922). Estas derivan directamente de la RG y se reducen a las ecuaciones de Newton que todavía estudiamos en la escuela. Se trata de las ecuaciones de conservación de la energía y del movimiento que surgen de aplicar sencillos criterios de simetría: las leyes de la Física son iguales en todo momento y lugar del cosmos. Estas ecuaciones relacionan las medidas del movimiento cósmico con las medidas de su contenido y de su curvatura.

La gran sorpresa fue ver que, dada la densidad de materia en el cosmos, el ritmo de expansión cósmico observado (ley de Hubble) era, aproximadamente, el que predicen estas ecuaciones. Ello animó a los cosmólogos a tomar medidas cada vez más precisas. En la última década, las mediciones de la curvatura del cosmos, realizadas con los mapas de la radiación cósmica (WMAP), los cartografiados de galaxias (SDSS) y las distancias a supernovas, apuntan a que nuestro universo es plano (geometría de Euclides). Es decir, globalmente, se puede afirmar que el cosmos no tiene curvatura alguna, con una precisión (y exactitud) mejor que el 1%. Ello implica, de acuerdo con las ecuaciones de la RG, que debe haber una cancelación casi perfecta entre la densidad de energía, debida a la expansión, y la densidad de energía-materia del contenido del cosmos. En otras palabras, la densidad de energía del cosmos debe tener justamente el valor crítico mencionado antes. Las medidas sobre materia oscura indican que solo hay un 25% del valor crítico de energía en forma de materia. Esto se acerca bastante al valor crítico, pero no lo alcanza. La precisión en las medidas no deja lugar a dudas: falta un 75% para poder cuadrar las ecuaciones de la RG. Esta es la denominada energía oscura. La conclusión es robusta y parece inevitable: o bien la teoría de la gravedad (RG) es incorrecta a escalas cósmicas o bien debe existir una nueva forma de energía. Zapatillas De Mujer Adidas Nmd Neo R1Casual hrtdsQ

Pero, ¿qué diferencia la energía oscura de la materia oscura? Podriamos decir que la primera acelera el cosmos mientras que la segunda lo desacelera. Esto es fácil de entender. La densidad de materia oscura se diluye al expandirse el cosmos, lo que implica que la energía de expansión disminuye, resultando en una desaceleración, al tiempo que la densidad de energía oscura permanece constante, lo que resulta en aceleración.

El que la materia y energía oscuras proporcionen contribuciones similares en orden de magnitud (del 21% y del 75%) al ritmo de expansión se conoce como el “problema de la coincidencia cósmica”. Es una coincidencia porque en el pasado, debido a la expansión cósmica, la densidad de materia oscura era muy superior a la densidad de energía oscura. ¿Por qué coinciden aproximadamente sus valores hoy en dia? ¿Es esta una indicación sobre su naturaleza?¿Podrían ambas estar relacionadas?
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Hay un candidato obvio que opta al título de “energía oscura”. Se trata simplemente de la densidad de energía del vacío o del estado fundamental de la materia. Su valor no cambia las otras interacciones de la materia (fuerzas electromagnéticas y nucleares), que solo dependen de la diferencia entre distintos estados de excitación pero no de su valor absoluto. La Astrofísica cuenta con dos técnicas observacionales: la fotometría y la espectroscopia. La primera consiste en tomar imagenes del cielo. En la segunda, se dispersa un haz de luz en sus diferentes colores o longitudes de ondaEl problema con esta idea es que la densidad de energía oscura medida es extremadamente baja: corresponde a unos pocos protones por unidad de metro cúbico. Por tanto, su valor no coincide con las densidades de energías típicas en el modelo estándar de partículas, que son, al menos de un protón por unidad de volumen nuclear (el radio característico de un núcleo átomico es una milbillónesima parte del metro, es decir un metro dividido en 1.000.000.000.000.000= 1015). Hay una diferencia de 45 ordenes de magnitud (1045) respecto al valor de la energía oscura. Se podría argumentar que, puesto que la materia oscura interacciona muy débilmente, su energía de vacío puede ser mucho menor. Pero en tal caso deberíamos de explicar por qué solo importa la energía del vacío de la matería oscura y por qué debemos ignorar la contribución a la energía del vacío que viene de la materia ordinaria. Y, lo que es peor, de acuerdo con la Física cuántica el vacío está poblado por fluctuaciones de energía que siguen el llamado “principio de incertidumbre de Heisenberg” (1927): la densidad de energía cuántica característica de la gravedad (la llamada energía de Planck) es 10120 veces mayor que la de la energía oscura. ¿Supone esto un conflicto entre la RG y la Física cúantica?
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En la RG, la energía del vacío también puede interpretarse como una constante fundamental, llamada constante cosmológica. Su existencia podría simplemente postularse como la solución al problema de la energía oscura. Pero los datos no permiten todavía asegurar que sea una constante (aunque el margen es de solo un 5% de variación). Otros candidatos populares para el título de energía oscura son la llamada “quintaesencia” o la posibilidad de que existan más dimensiones espaciales (más allá de las tres conocidas). Existen múltiples variaciones de estas ideas. A diferencia del caso de la constante cosmológica, en estos otros modelos el valor de la densidad de energía oscura no se mantiene constante y varía ligeramente al evolucionar el cosmos. Si consiguiéramos medir una variación en la densidad de energía oscura, podríamos ser capaces de diferenciar los diferentes modelos.

Nos encontramos en un punto de inflexión: o bien introducimos estas componentes oscuras, que nos recuerdan a las obsoletas teorías del éter que se introdujeron a finales del siglo XIX para conjuntar el electromagnetismo y la dinámica de Newton, o bien tenemos que cambiar las leyes fundamentales de la Física y de la RG, en particular. ¿Cuál es la forma de avanzar? Seguramente, con más observaciones: haciendo mapas más grandes (y por tanto más antiguos) del cosmos.

Existe una forma sencilla para distinguir si realmente debemos modificar la RG o admitir la existencia de energía oscura. Se trata de comparar la historia de la expansión del universo con la historia de su crecimiento. Además del estudio de la expansión cósmica, la Cosmología describe el crecimiento de estructuras. Empezando por una distribución homogénea de radiación y partículas elementales, intenta explicar cómo se forman las estrellas y galaxias que dan lugar a nuestra presente existencia. Dada una historia de la expansión a partir de observaciones, las ecuaciones de la RG predicen una única historia para el crecimiento. ¿Cómo podemos medir este crecimiento?

La Astrofísica cuenta con dos técnicas observacionales: la fotometría y la espectroscopia. La primera consiste en tomar imagenes del cielo. En la segunda, se dispersa un haz de luz en sus diferentes colores o longitudes de onda. El medio dispersor actúa igual que un simple prisma, que refracta la luz de diferentes colores en ángulos distintos, resultando en un arcoiris o espectroZapatillas De Mujer Adidas Nmd Neo R1Casual hrtdsQ. El espectro identifica la composición química, abundancia relativa y estado físico del material/objeto que emite la luz. Hemos reunido espectros de más de un millón de galaxias y contamos también con la fotometría (en diversos colores) de decenas de millones de galaxias.

¿Para qué tantos espectros? Buscamos hacer un censo del universo, con las posiciones de galaxias en un radio de miles de millones de años-luz, la distancia que recorre la luz en un año. Estos enormes mapas trazan también la historia del cosmos, a modo de libro, donde la luz que se recoge con mayor retraso procede de los puntos más distantes. Se llegan a medir retrasos de miles de millones de años para los objetos más alejados, cuando ni la Tierra ni el Sol todavia habían nacido. Una máquina del tiempo que nos permite literalmente ver cómo nacen y envejecen las galaxias.

La distancia a la que se encuentran las galaxias de nuestro mapa se infiere al analizar los espectros de cada galaxia. El resultado es una distribución tridimensional (3D) de las galaxias a nuestro alrededor. Un ejemplo del mapa resultante se muestra en la Figura 1. La Vía Láctea es un minúsculo punto en el centro de esta figura. Las galaxias se distribuyen en grandes paredes y filamentos que intersectan en enormes cúmulos de galaxias y definen zonas relativamente vacías.
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A simple vista, el lector quizás pueda apreciar en el mapa de la Figura 1 cómo el contraste (y por tanto la amplitud promedio) de las estructuras tiende a disminuir a medida que nos alejamos del centro. Los mapas nos indican la evolución del crecimiento con el tiempo (recordemos que distancia también es tiempo). Adicionalmente, las correlaciones En España, estamos liderando un nuevo cartografiado, llamado PAU (Physics of the Accelerating Universe, financiado en parte por el Programa Consolider Ingenio 2010 del MICINN) que utiliza una nueva tecnología mixta, a camino entre la espectroscopia y la fotometríaentre galaxias nos proporcionan una forma de calibrar distancias en el cosmos que se traducen en medidas de la aceleración o de la historia de la expansión. De esta manera, los mapas de galaxias pueden poner a prueba la RG: podemos medir el ritmo de expansión y con ello predecir el ritmo de crecimiento. ¿Coincide esta predicción con el ritmo observado?

A día de hoy, las medidas no son suficientemente precisas o profundas como para poder hacer este tipo de pruebas de forma concluyente. Por ello se están preparando nuevos cartografiados de galaxias más profundos y precisos. Los nuevos mapas pretenden alcanzar distancias de 5 a10 veces más lejanas que las de la Figura 1 y se dividen en dos tipos: espectroscópicos y fotométricos. Los primeros (como SDSS-III, GAMMA, GiggleZ) son parecidos al mapa de la Figura 1, en 3D, pero utilizan más recursos o seleccionan solo ciertos objetos para poder aumentar la distancia. Los segundos (como Pan-STARRS, DES o LSST) son mapas angulares (2D) donde el redhift (o distancia radial) solo se conoce de forma aproximada (con un error de un 10%) usando medidas de varios colores. La pérdida de resolución radial se compensa con el área, la profundidad o la gran cantidad de galaxias muestreadas. Talla 12 Nike Air 07 Force 1' Black 0wv8mNn

En España, estamos liderando un nuevo cartografiado, llamado PAU (Physics of the Accelerating Universe, www.pausurvey.org/, financiado en parte por el Programa Consolider Ingenio 2010 del Ministerio de Ciencia e Inno­vación MICINN) que utiliza una nueva tecnología mixta, a camino entre la espectroscopia y la fotometría. El propósito es la confección de un mapa fotométrico mediante el uso de 40 filtros de colores distintos de manera que en cada imagen del mapa tengamos también un espectro de baja resolución. Para ello estamos ya construyendo en nuestros laboratorios la cámara PAUCam, que permitirá implementar esta nueva tecnología. El mapa resultante tendrá resolución espacial óptima para el estudio del cosmos oscuro. Nuestro plan es instalar la PAUCam a finales del 2012 en el Telescopio WHT de La Palma (www.ing.iac.es). Los nuevos cartografiados requieren más precisión y mejor control de los errores sistemáticos y de los detalles de los modelos teóricos. Por ello estamos trabajando también en un nuevo sistema de procesado de datos adaptado a PAU y en simulaciones más extensas y detalladas (véase www.ice.cat/mice). El Cartografiado PAU será único en su combinación de resolución, profundidad y densidad de muestreo. Todo ello nos permitirá explotar nuevas técnicas, además de los métodos ya mencionados. PAU podrá medir directamente (casi en 3D) el ritmo de crecimiento de la materia oscura usando el efecto de lente gravitatoria. También tendrá suficiente resolución para medir de forma estadística los movimientos peculiares de las galaxias (ver Figura 1). La combinación de estas medidas permitirá que se pueda acotar simultaneamente, y de forma muy precisa, el valor de la aceleración cósmica y del ritmo de evolución del crecimiento de estructuras. La precisión final dependerá del tamaño del cartografiado PAU, pero no hay duda de que, si logramos que funcione, en muy pocos años PAU podrá ayudar a resolver los misterios de este cosmos oscuro.

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Perfil: Enrique Gaztañaga

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Astrofísico y doctor en Física por la Universidad de Barcelona (1989). Realizó su formación postdoctoral en NASA/Fermilab Center for Theoretical Astrophysics (Universidad de Chicago) y en el departamento de Astrofísica de la Universidad de Oxford, Reino Unido. Ocupó una cátedra patrimonial en el Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica en México y fue Profesor Titular de Física Teórica en la Universidad de Barcelona.

Actualmente ejerce de Profesor de Investigación del CSIC en el Instituto de Ciencias del Espacio (www.ice.csic.es) y en el Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC/CSIC) en Barcelona. Es miembro del comité de dirección y del comité científico de los cartografiados de galaxias DES (Dark Energy Survey, www.darkenergysurvey.org) y PAU (Physics of the Accelerating Universe, www.pausurvey.org). Su investigación se centra en el estudio de la caracterización y el origen de la estructura y contenido a gran escala en el universo.
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Publicado en Núm. 05


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