En los años veinte, el descubrimiento de la expansión del Universo era un debate crucial en el establecimiento del modelo del Big Bang que más tarde sería confirmado con otras pruebas. En los años noventa, la discusión sobre el ritmo de expansión en el momento actual, también conocido como H0 (siendo H(t) el parámetro de expansión del Universo), era un debate con puntos de vista opuestos y agitadas discusiones en congresos. Son años cuyo recuerdo nunca deja de traerme una sonrisa al revivir en la memoria las divertidas contiendas dialécticas entre los partidarios de un valor y otro, los ataques a degüello entre eminencias científicas. Algo que, para una estudiante que entraba en el campo, suponía un acicate más para examinar la cuestión por cuenta propia aportando un método distinto.
Hoy, hay que decir que el tema del valor de H0 está todavía en discusión. Pero no hablaremos aquí de H0, sino de H(t), el parámetro de expansión del Universo. Este, según las ecuaciones de Einstein para un Universo homogéneo en todas las direcciones, debe reflejar un frenado por la acción de la materia. Igual que una piedra lanzada desde la tierra cae por la atracción gravitatoria que ejerce nuestro planeta sobre ella, el Universo debería tender a “caer sobre sí mismo por su propio peso”, es decir, la materia que lo contiene debe llevar al frenado de su expansión. (De hecho, el parámetro de expansión no es más que la variación del factor de escala del Universo, en unidades del factor de escala (H(t)= da(t)/dt/a), siendo a el factor de escala, una medida que nos da idea de cómo va aumentando en tamaño una región del cosmos).
En realidad, y así ha acontecido, medir la variación de H(t), valor que conecta varias épocas evolucionando en el tiempo, es más fácil que medir H0, para lo que se necesita mediciones en valor absoluto, esto es, sin relación a otro tiempo. Los investigadores embarcados en la misión de determinar el valor de la evolución de la expansión de Universo, necesitamos solo buenos indicadores cosmológicos de distancia que tengan una luminosidad constante o calibrable a lo largo de la historia del mismo.
Si bien la determinación de la expansión del Universo fue posible gracias al descubrimiento de la relación periodo-luminosidad de las Cefeidas por Henrietta Leavitt, para la determinación de si esta expansión se frenaba o no (esta última opción no estaba en nuestra mente a principios de los noventa) fue necesario utilizar las supernovas de tipo Ia, supernovas termonucleares (también abreviadas como SNe Ia). Las Cefeidas son indicadores demasiado débiles, solo observables a distancias en el Universo de algunos millones de años-luz. Para esta medición del frenado, necesitamos un indicador más potente y capaz de llegar a medir distancias de miles de millones de años-luz. Lo encontramos en estas supernovas, pero solo una vez calibrada la relación brillo con ritmo de declive del mismo después del máximo: las supernovas de tipo Ia más brillantes declinan en su luminosidad más lentamente que las menos brillantes, las cuales trazan un declive en luminosidad más rápido.
Los estudios de las supernovas realizados en Calán/Tololo a mediados de los noventa permitieron perfeccionar la relación pico del brillo-ritmo de declive de la curva de luz. La correlación era conocida desde los setenta, pero no había sido cuantificada. En 1993, Mark Phillips presentó su expresión analítica entre el brillo y el declive del mismo. Esta fue verificada con una treintena de supernovas por Mario Hamuy y sus colaboradores de Calán/Tololo. El estudio fue crucial para abordar la determinación del ritmo de desaceleración del Universo y la hizo posible.
Fig.1 Brillo en el máximo versus ritmo de declive de las SNe Ia, tal como es usado por el Supernova Cosmology Project.
Desde agosto del 1992, me encontraba investigando como postdoc en Harvard utilizando las SNe Ia para determinar la nucleosíntesis y distancias. ¿Cómo había llegado allí? Los astros se habían alineado para que hiciera mi tesis con Leon Lucy, del European Southern Observatory, en Garching, Alemania. En mi tesis, desarrollé un código que permitía determinar las distancias cósmicas a las supernovas y lo había publicado en el Astrophysical Journal (1) con una apreciación muy positiva del árbitro de la revista. Con mi método podría calcular H0. Presentada mi tesis, recibí una carta manuscrita de varias páginas, de Gustav Tammann, con comentarios que me entusiasmaron, y también una dedicatoria enviándome sus saludos de Gerard de Vaucouleurs. Gustav Tammann y Gerard de Vaucouleurs eran cosmólogos de primera línea, con ideas opuestas sobre el valor de H0. Mientras que Tammann era partidario de un valor de H0 bajo, de Vaucouleurs estaba en el espectro opuesto de valores para H0.
Fig.2 Mi director de tesis Leon B, Lucy. El 12 de mayo de 2000 se le entregó la medalla de oro de la Royal Astronomical Society por sus contribuciones a la Astrofísica. https://academic.oup.com/astrogeo/article/41/4/4.7/196431.
Después de unos meses a la espera de una oferta postdoctoral, mi primer trabajo fue en el Institut d’Astrophysique de Paris, en el grupo de astrofísica de rayos γ. Sin duda mi director de tesis Leon Lucy había escrito muy buenas cartas de recomendación. En Paris, siguiendo con mi línea de interés, había intentado otro método de determinación de distancias en el ámbito de la radiación γ de las supernovas. Parecería que mi siguiente contrato iba a ser en Saclay, pero, en julio de 1992, me llegó una oferta de Robert (Bob) Kirshner para que me incorporara a su grupo en Harvard. Allí también se dedicaban a determinar distancias cósmicas, pero utilizando las supernovas de colapso gravitatorio. Sin dudarlo acepté entusiasmada; solo pregunté si tendría cubierto un seguro médico (nunca había viajado a Norteamérica, y en Europa son conocidas las quejas de turistas que han tenido algún percance). Me permití estar en la celebración de la maratón en los Juegos Olímpicos de Barcelona y, apremiada desde el otro lado el Atlántico, llegué a mediados de agosto a Nueva York y desde ahí a Boston.
En aquel tiempo, en 1992, Brian Schmidt estaba acabando su tesis con Bob Kirshner sobre la determinación de distancias con supernovas de colapso gravitatorio. Yo me dediqué a modificar mi código para incluir una descripción más realista (dejando que la densidad variase a lo largo del material eyectado) de las SNe Ia y a aplicarlo a las observaciones. En 1993, en un congreso organizado en Aspen, Saul Perlmutter, del Lawrence Berkeley National Laboratory, presentó los primeros resultados del descubrimiento de una supernova a una distancia ya capaz de abordar la medida de la desaceleración del Universo. Se trataba de la supernova SN 1992bi, descubierta con el telescopio Isaac Newton en el observatorio del Roque de los Muchachos, en La Palma. El hallazgo había sido confirmado con un espectro observado en el telescopio William Herschel, del mismo observatorio. El telescopio Isaac Newton contaba con una cámara con un mosaico de detectores CCD (Charge-Coupled Device). (En nuestros móviles, nuestras cámaras usan estos detectores). Anteriormente a la introducción de los CCD, las cámaras astronómicas usaban placas fotográficas y los procesos transitorios en el cielo nocturno no se podían automatizar con la rapidez y precisión requeridas para muchos proyectos. Saul Perlmutter había empezado ese proyecto a finales de los ochenta. Cuando se otorgó el premio Nobel a los investigadores principales del descubrimiento en Estocolmo, a juicio de muchos (incluyéndome a mí), él fue quien dio el discurso más completo y generoso. Mostró las dificultades inherentes al proyecto, cómo se fueron superando, realzó la labor del equipo, mostrando el factor humano por medio de nuestros rostros proyectados en la pantalla (ver Fig. 7) y mencionando nuestras reuniones de trabajo antes de la presentación del descubrimiento. Se puede ver ese discurso en las referencias de la bibliografía (2,3).
Fig.3 Un joven Saul Perlmutter (con 34 años) presenta su primera supernova a alto z en el congreso de distancias cosmológicas en Aspen. Foto en lo alto del teleférico (1993).
Y es que efectivamente, con anterioridad a los años noventa, ya en 1968 Charles Thomas Kowal había intentado determinar por varios métodos la desaceleración de la expansión del Universo, al hilo de lo que ya había anticipado Allan Sandage en 1961 (4): “el futuro de la cosmología observacional, por lo menos en las siguientes tres décadas, será el de la búsqueda de dos parámetros: la constante de Hubble y el parámetro de desaceleración del Universo “. Una previsión certera. Pero esto no era posible mientras las supernovas (termonucleares o de tipo Ia) no fueran suficientemente comprendidas como para ser utilizadas como indicadores de distancia y de que se contara con cámaras con detectores digitales CCD en los telescopios. A partir de mediados de los noventa se instalarían esos detectores en todos los telescopios profesionales del mundo. Y en 1997, se produjo un vuelco sustancial en nuestras posibilidades de observar a distancias cada vez mayores: contaríamos con el telescopio espacial Hubble. Detectaríamos supernovas claves para determinar la evolución de la expansión del Universo.
Volviendo a mi apunte personal, en 1993 no se había formado aún el llamado High-Z Supernova Search Team o, abreviado, HZT. Pero, en nuestro pasillo del Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, un joven Adam Riess había empezado su tesis con Bob Kirshner, muy cerca del despacho de Brian y un poco más alejado del mío. Su idea era parametrizar la variación en la relación brillo-declive de la curva de luz de las SNe Ia con un método de mínimos cuadrados que tuviera en cuenta toda la curva de luz de las supernovas y la extinción de su luminosidad por polvo, principalmente en la galaxia huésped. Ya en 1994, Brian, que había estado como postdoc después de la presentación de su tesis, se mudó a vivir a Australia con su mujer y yo regresé a Barcelona para incorporarme a la Universidad. Añoré mi tiempo de Harvard, donde aprendí mucho. Me di cuenta de la importancia del aspecto observacional y de que algo tan simple como una parametrización de la relación brillo-declive de luminosidad de las supernovas podía ser más necesario que un código sofisticado de transporte de radiación en supernovas.
Fig.4 Fiesta del 60 cumpleaños de Bob Kirshner en el Institute for Theoretical Physics de Santa Barbara (2009). Conjunto de estudiantes y postdocs que trabajamos con él en algún momento. En el centro Bob Kirshner, de izda a dcha: Bob Fesen, Bruno Leibundgut, Pilar Ruiz-Lapuente, Pete Challis, Maryam Modjaz, Peter Garnavich, Stéphane Blondin, Armin Rest, Kaisey Mandel, Brian Schmidt, Tom Matheson, Ryan Foley, Saurabh Jha. Adam Riess no pudo estar en la foto. Bob Kirshner obtuvo el premio Wolf en Física en 2015 por (cita) “crear el grupo, el medio ambiente y las instrucciones que permitieron a sus estudiantes de posgrado y becarios postdoctorales descubrir la aceleración de la expansión del Universo”.
En Barcelona tuve la intuición de que hacía falta organizar un encuentro internacional sobre supernovas. Y así se hizo, en Aiguablava (Begur), un sitio recogido donde los participantes tenían forzosamente que estar en interacción, tal como lo demandaban los financiadores del que fue el NATO Advanced Study Institute sobre supernovas termonucleares. Allí se juntaron por primera vez los integrantes del Supernova Cosmology Project y los del High-Z Supernova Search Team, que se había formado a finales de 1994. Son históricas las presentaciones que se hicieron ahí y que están recogidas en un volumen de 890 páginas. Ambas colaboraciones discutieron juntas por primera vez.
No tardaría mucho en unirme a una de ellas: el Supernova Cosmology Project. Esto parecía natural, ya que ya había observado para Saul Perlmutter en La Palma, de modo informal, en tiempo dedicado a un programa de supernovas en distintas fases, cuando él aún no había publicado su primer éxito con la supernova de 1992. Por otra parte, el Supernova Cosmology Project había logrado su primera supernova lejana en el Isaac Newton Telescope de la Palma y ese era un nodo importante para la colaboración. El High-Z Supernova Search Team (High Z Team), con miembros de Harvard, Chile y ESO, prefirió operar primordialmente en Chile en sus comienzos y más tarde también en Hawái y, por supuesto, con el Hubble Space Telescope. El año 1995 sería decisivo y el 1997 muy importante y discutido.
En el año 1997 se juntaron toda una serie de evidencias que no cuadraban con un Universo que estaba frenando su expansión. ¿Quién estaba más cerca de lograr encontrar la evidencia de la aceleración del Universo? Aquí quisiera aportar el testimonio de lo que ocurría en el otoño de 1997, pues lo viví durante una estancia de tres meses en California, donde estuve en el Institute for Theoretical Physics de Santa Barbara, en un programa dedicado a la física de las supernovas, organizado por Adam Burrows, y también de visita en el Berkeley National Laboratory, sede principal del Supernova Cosmology Project.
En Santa Barbara, había algunos miembros del High Z Team, en particular Bob Kirshner. Con los resultados que tenían por aquel septiembre de 1997 y que fueron mencionados informalmente en las sesiones de la tarde, por el momento, no encontraban sentido a lo hallado: las pocas (cuatro) supernovas a alto z apuntaban a una densidad de materia del Universo negativa (Ωm < 0). Peter Garnavich encabezaría un artículo enviado el 13 de octubre de 1997 en el que concluía, con esa muestra pequeña de supernovas, que Ωm era igual a -0.1 ± 0.5 si la constante cosmológica era nula (5). Eso también sería mencionado en el discurso del premio Nobel que dio Adam Riess en Estocolmo. Por supuesto, había un prejuicio teórico de que o bien la constante cosmológica era muy grande o bien era cero. Por aquel entonces, se asumía que era cero. Sin embargo, algo más al norte de Santa Barbara, en Berkeley, Gerson Goldhaber, independientemente, había encontrado un resultado similar al de Garnavich con muchas supernovas lejanas, y se había planteado qué pasaría si el Universo fuera plano (densidad de materia-energía Ωm + ΩΛ = 1). Contando con la constante cosmológica, los datos sí tenían sentido y la densidad de materia era un 30% del total. Gerson relata en su memoria (6) cómo nos presentó a los miembros del Supernova Cosmology Project dos histogramas de los datos que parecían indicar que Λ podía tener un valor no nulo. Saul corroboró la conclusión con un programa de software hecho por él. En aquella ocasión había viajado en un autobús de la compañía Greyhound desde Santa Barbara a Berkeley y luego me había acercado a San Diego a saludar a unos amigos. Si tenemos en cuenta que con estos amigos crucé a Tijuana, el viaje de ida y vuelta me instruyó sobre el paisaje y gentes de California (especialmente de las que viajan arriba y abajo hacia la frontera en la Greyhound). Fueron muchas horas, pero muy interesantes.
El resultado de Gerson necesitaba un examen más detallado y no mencioné nada en Santa Barbara. Según cuenta Gerson, él dio una conferencia sobre ello en el Institute for Theoretical Physics de Santa Barbara el 14 de diciembre de 1997, a la que no pude asistir pues ya estaba de vuelta en Europa. Aunque Bob Kirshner juzga que Gerson no acabó de mostrar la evidencia de que Λ era positiva, así lo interpretaron otros oyentes en varios círculos. Saul Perlmutter dio también conferencias en la Universidad de California en San Diego y en Santa Cruz con el resultado y hubo gran entusiasmo. La cuestión planeaba, pero es cierto que era importante detenerse en los errores sistemáticos (los debidos al método). Nadie quería filtrar un resultado como ese a la ligera. Ya a comienzos de 1998, Adam Riess había llegado a la misma conclusión, según cuenta en su conferencia del premio Nobel. El Supernova Cosmology Project tendríamos una reunión de trabajo intensivo en Paris, antes de enviar el artículo definitivo, lo cual ocurrió en septiembre de 1998. Pero nuestra comunicación del hallazgo de los resultados fue en el póster presentado en la reunión de la American Astronomical Society en enero de 1998. Aunque la prensa habló de que debido a que la densidad de materia era baja el destino final del Universo era expandirse indefinidamente, solo el periodista James Glanz captó que había evidencia de una fuerza repulsiva. Algo que intentó confirmar con Alex Filippenko. En un congreso en la Universidad de California en Los Angeles en febrero de 1998, Saul Perlmutter, Gerson Goldhaber y Alex Filippenko confirmaron la presencia de Λ.
Las dos colaboraciones, el Supernova Cosmology Project liderada por Saul (7) y el High-Z Supernova Search Team, cuyo portavoz era Brian Schmidt y el primer autor del trabajo Adam Riess (8), habían dado por lo tanto sus resultados en 1998. Ante la sorpresa de todos, el Universo no frenaba su expansión debido a su contenido de materia-energía, tal como se hubiera esperado, sino que aceleraba su expansión debido a una componente de efecto opuesto a la gravedad, una especie de repulsión antigravitatoria a la que se conoce hoy como energía oscura.
La energía oscura es hoy uno de los temas de investigación más relevantes en cosmología. Comprende un 69% de lo que contiene el cosmos. Su naturaleza está aún por determinar. Dentro del Supernova Cosmology Project la seguimos investigando con proyectos que cada vez obtienen con mayor precisión la llamada w o coeficiente de la ecuación de estado de la energía oscura, que parece muy cercano a -1. Este coeficiente w es la razón entre su presión p y la densidad ρ (p = wρ). Si fuera justamente -1, se trataría de la constante cosmológica, un término que Einstein introdujo y luego eliminó de sus ecuaciones de la Relatividad General.
El descubrimiento de la aceleración del Universo y, por tanto, de la energía oscura, está considerado fundamental para nuestra comprensión del cosmos. Si bien hoy el High-Z Supernova Search Team y nuevos científicos se han integrado en varias colaboraciones con distintas denominaciones que intentan determinar la naturaleza de la energía oscura, ver el artículo de Bob Kirshner (9), el Supernova Cosmology Project sigue activo como tal, ampliado y operando desde diferentes puntos. Ahora, desde la Palma, no utilizamos el Isaac Newton Telescope o el William Hershell Telescope sino el Gran Telescopio de Canarias, de 10.4 metros de diámetro. Desde él funciona el programa del nodo de la Palma, que dirijo y al que se presta mucho apoyo, especialmente desde la dirección de operaciones del telescopio. Esta tarea está coordinada con compañeros del Supernova Cosmology Project, que observan principalmente en el telescopio Keck, en el Subaru, en el Gemini de Hawái, el Very Large Telescope en Chile y telescopios menores en diámetro como el Anglo Australian Telescope.
Más de veinte años después del descubrimiento de la aceleración de la expansión del Universo, la naturaleza de la energía oscura se mantiene en discusión. Son miles las supernovas de tipo Ia a distintos corrimientos al rojo (“redshifts”) (lo que corresponde a distintas edades en la expansión del Universo) las que han reducido las incertidumbres sobre el valor de la ecuación de estado de la energía oscura. Estamos en un punto en el que si este valor es -1, lo que equivale a la constante cosmológica o energía del vacío, ello se verá pronto.
Dentro del Supernova Cosmology Project, vamos a publicar próximamente los resultados del análisis de miles de supernovas de tipo Ia, la llamada muestra Union 3, pues es la muestra número 3 (en realidad la cuarta porque ha habido una primera muestra Union, una segunda y una 2.1), desde que se publicaron los resultados iniciales que dieron lugar al descubrimiento de la aceleración del Universo y a otros posteriores que reafirmaban esas conclusiones. Como proyectos que van a nutrir esta muestra Union 3, destaca el proyecto See Change, que ha ido observando supernovas de tipo Ia en cúmulos de galaxias muy alejados.
Desde noviembre de 2016 funciona el programa llamado SUSHI (SUbaru utilizando la Hyper-Suprime Camera (HSC) y el H**ST para seguimiento en el Infrarrojo), en el telescopio Subaru, que está proveyendo cientos de supernovas a alta distancia al diagrama de Hubble. Este diagrama muestra cómo evoluciona el brillo de las supernovas frente a la época del Universo desde la que recibimos la luz: la época del Universo está cuantificada por z, el “redshift” o corrimiento al rojo, que es una medida de cuánto ha cambiado el factor de escala entre que explotó la supernova y el momento actual en que recibimos su luz.
Fig.5 Izquierda: ejemplos de SNe Ia descubiertas con la Hyper Suprime Camera en el telescopio Subaru, dentro del mencionado programa SUSHI. Cada línea contiene: imagen de referencia (izquierda), nueva imagen (medio) y diferencia (derecha). Las supernovas así encontradas están a muy alto corrimiento al rojo. Derecha: diagrama de Hubble del Subaru Suprime Project con la Hyper Suprime Camera (programa SUSHI) con SNe Ia superpuestas a las de la base de datos Union 2.1 del SCP (puntos azules). Nuestra muestra llenará el rango z > 1 de forma efectiva.
Por otra parte, la misión Nancy Grace Roman Space Telescope se prepara para dar el asalto final a la determinación de lo que es la energía oscura. Desde el espacio se podrán alcanzar, en el infrarrojo, supernovas a muy largas distancias viniendo de un tiempo en que la escala de Universo era mucho menor que la actual. Su recogida de datos será del orden de decenas de miles de supernovas, pero mucho más lejanas. Tratará de discriminar a un nivel de precisión muy elevado si estamos en un Universo donde la energía oscura es la constante cosmológica o no. En este último caso podrá vislumbrarse de qué se trata.
Hay que decir que no solo las supernovas de tipo Ia se proponen descubrir lo que hay detrás de la energía oscura. También hay otros métodos como la utilización de las lentes gravitatorias y las oscilaciones acústicas de bariones. Por la limitación de espacio no explicaremos aquí cómo funcionan, pero damos bibliografía para su consulta (10). Estos dan por el momento resultados concordantes con los de las supernovas. Si bien, tal cual dice Bob Kirshner en su expresión literal (11): “la concordancia de estos varios métodos no significa que deban apoyarse uno en el otro cual soporte, como si fueran un trío de beodos. Por el contrario, los que utilizan cada propuesta necesitan evaluar sus debilidades presentes y trabajar para remediarlas”.
Hoy en día podemos decir que la energía oscura constituye el 69% de la materia-energía del Universo. Es ahora la componente dominante en la evolución de la densidad de energía-materia del cosmos. El Universo ha pasado por diferentes etapas donde el dominio de cada componente del mismo ha ido variando. Comenzamos en una era dominada por la radiación, para continuar con una época de dominio de la materia, que ocurrió unos 60,000 años después del Big Bang, y hace ya 5000 millones de años, nos encontramos en la era del dominio de la energía oscura. Esto puede verse en el gráfico que se adjunta, ver también (10).
Fig.6 Las tres épocas de evolución del Universo: la del domino de la radiación, la del dominio de la materia y la actual de dominio de la energía oscura.
Si la energía oscura es la constante cosmológica, nuestro Universo será infinito en el tiempo y se irá agrandando indefinidamente a la vez que se hace más frio y con una densidad muy tenue. No habrá estrellas que se formen e iluminen el cosmos, no habrá una luz que brille para otros. En este caso nos abocaremos a una muerte térmica.
Pero si la energía oscura es diferente de la constante cosmológica, pudiera ser una manifestación de la gravedad que difiere a nivel cosmológico de la Einsteniana, lo que conocemos como “gravedad modificada”, o bien ser un elemento más en la composición del cosmos no identificado todavía, quizás el final sea distinto.
Por supuesto que es una investigación apasionante. Y la cantidad de instrumentación dedicada a determinar la naturaleza de la energía oscura es enorme y eso hace que este campo precise y ofrezca muchas oportunidades a los jóvenes cosmólogos.
Barcelona, a 20 de enero de 2022.
Agradecimientos
A estas alturas de mi vida, nada sería igual de no haber participado en este descubrimiento tan extraordinario. En primer lugar, debo mi reconocimiento a mi director de tesis, Leon B. Lucy, al que siempre estaré inmensamente agradecida, ya que, sin su apoyo, mi investigación no hubiera cuajado hacia el camino de determinar el parámetro de Hubble a lo largo del tiempo. También fue una oportunidad extraordinaria el que Bob Kirshner me invitara a Harvard. Observando las prioridades en investigación que él conducía aprendí mucho. Y ¿qué decir del camino apasionante que dio con la energía oscura en compañía de Saul Perlmutter y el Supernova Cosmology Project? Ellos han sido y siguen siendo brillantes colaboradores en este estudio tan apasionante. Así mismo agradezco mucho a Nao Suzuki el haberme embarcado en el proyecto SUSHI. Mis gracias van a la Universidad de Barcelona, al Instituto de Física Fundamental del CSIC y al Instituto de Ciencias del Cosmos por su gran apoyo y respaldo al proyecto. Y sin duda, a los comités que asignan tiempos para este proyecto en La Palma y al director de operaciones del Grantecan, Antonio Cabrera Lavers. Por último, quiero felicitar a mis estudiantes que examinan qué puede ser la energía oscura contrastando ideas teóricas con observaciones. Ellos son el futuro y no hay nada mejor que ver despegar sus brillantes carreras pues son las nuevas generaciones que nos iluminarán de forma definitiva sobre la naturaleza de la energía oscura causante de la aceleración del cosmos.
Fig.7 Nobel Lecture de Saul Perlmutter, el 8 de diciembre de 2011, en el Aula Magna de Stockholm (2,3). Reconocimiento a la labor del equipo, nuestros rostros proyectados en la pantalla.
Bibliografía
(1) Ruiz-Lapuente, P. & Lucy, L.B. (1992). Nebular spectra of Type Ia Supernovae as probes for extragalactic distances, reddening and nucleosynthesis. Astropysical Journal, 400, 127 (artículo de tesis, ver también (12)).
(2) Perlmutter, S. (2011): https://www.nobelprize.org/prizes/physics/2011/perlmutter/lecture/
(3) Perlmutter, S. (2012). Nobel Lecture: Measuring the acceleration of the cosmic expansion using supernovae. Rev. Mod. Phys. 84, 1127-1148: https://journals.aps.org/rmp/pdf/10.1103/RevModPhys.84.1127
(4) Sandage, A. (1961). The ability of the 200-inch telescope to discriminate between selected world models, Astrophysical Journal, 133, 355.
(5) Garnavich, P.M., Kirshner, R. P., et al. (1998). Constraints on cosmological models from Hubble Space Telescope Observations of high-z supernovae. Astrophysical Journal, 439, L53-L57.
(6) Goldhaber G. (2009). The acceleration of the expansion of the Universe: A brief early history of the Supernova Cosmology Project (SCP) in Sources and detection of dark matter and dark energy in the Universe: Proceedings of the 8th UCLA Symposium. AIP Conference Proceedings, 1166, 53-72.
(7) Perlmutter, S., et al. (the Supernova Cosmology Proyect). (1999). Measurements of Omega and Lambda from 42 high-redshift supernovae. AstrophysicalJournal, 517, 565-586.
(8) Riess, A.G. (the High-Z Supernova Search Team). (1998). Observational Evidence from Supernovae for an Accelerating Universe and a Cosmological Constant. Astronomical Journal, 116, 3, 1009-1038.
(9) Kirshner, R.P. 2010. Foundations of supernova cosmology, in Dark energy: Observational and Theoretical Approaches, ed. Pilar Ruiz-Lapuente (Cambridge: Cambrige University Press), 151-176.
(10) Ruiz-Lapuente, Pilar (2019). La aceleración del Universo. ed. La Catarata.
(11) Kirshner, R.P. 2010. Foundations of supernova cosmology, in Dark energy: Observational and Theoretical Approaches, ed. Pilar Ruiz-Lapuente (Cambridge: Cambrige University Press), 164.
(12) Ruiz-Lapuente, P. (1996). The Hubble constant from 56Co powered nebular candles, Astropysical Journal, 465, L83-86.
Pilar Ruiz Lapuente
Doctora en Astrofísica. Profesora de investigación en el Instituto de Física Fundamental (IFF-CSIC), Profesora visitante en el ICCUB.
CIENCIA, y el “azar relativo”
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