ALGUIEN SE acerca por la oscura ladera dela montaña. ¿ Cuántos son? No lo sabemos.Sólo se ve una lucecita que sube y bajapor el camino de tierra, aumentando debrillo. Nosotros somos cuatro, pero con17 años de edad en promedio no nos sen-timos muy poderosos, la verdad. A la luzde nuestra fogata, somos claramente visi-bles para los visitantes inesperados.

Cada valeroso expedicionario cOmpa-ra el brillo aparente de la lucecita con elde la linterna que lleva en la mano. Lacomparación da un estimado vaguísimode la distancia: ¿unos 30 metros? , ¿o qui-zá 50? Esperamos con la vista clavada enla lucecita que se acerca, se acerca. ..

-Buenas noches -dicen tres amableslugareños que siguen de largo sin hacer-nos más caso.

-Buenas...iQué alivio!

imprimirles a las piernas para saltar de unlado al otro de un arroyo.

Los astrónomos usan el mismo méto-do para determinar las distancias másgrandes en el Universo -las que medianentre las galaxias- pero lo hacen con másconocimiento que mis amigos y yo. Pue-den medir luminosidades con toda preci-sión y saben exactamente cuánto se atenuala luz con la distancia (un mismo objetoal doble de la distancia se ve cuatro vecesmás tenue; al triple, nueve veces más te-nue y al cuádruple, 16...). Lo único quenecesitan para saber a qué distancia se en-cuentra una galaxia es localizar en ella

Dime cuánto brillas y te diré aqué distancia estás

Cuando no podemos acercarnos a un ob-jeto luminoso (iO no nos atrevemos!), esposible obtener mucha información ana-lizando su luz. La suposición más senci-lla es ésta: si brilla mucho, está cerca; sibrilla poco, está lejos. Pero la cosa no estan simple: ¿qué tal si está lejos, pero subrillo intrínseco es altísimo? La lumino-

sidad aparente desemejante objeto podríaser mayor que la de otro que está más cer-ca pero es más tenue, y concluiríamoserróneamente que el primero es el más cer-cano. En aquel campamento, y apremia-dos por el miedo, nuestros cerebrosoptaron instintivamente por la soluciónsimple: suponiendo que la linterna denuestros visitantes tenía el mismo brillointrínseco que las nuestras, lo tenue de lalucecita misteriosa nos daba una idea dela distancia. Desde luego, todo esto lo hi-cimos automáticamente, igual que calcu-lamOs sin saber física, cuánto impulso

Edwin Hubble (1889.1953).

algún objeto cuya luminosidad intrínsecase conozca: un objeto que sirva como pa-trón de luminosidad.

Lo que está escrito en el cielo

Usando el primer patrón de luminosidadque sirvió para medir distancias inter-galácticas -las estrellas de brillo variableconocidas como cefeidas- el astrónomoestadounidense Edwin Hubble calculó en1929 las distancias de alrededor de 90"nebulosas espirales", como se llamabaen esa época a lo que hoy conocemoscomo galaxias. Luego comparó sus datoscon los estudios de velocidad de lasgalaxias, que habían hecho otros astró-nomos.

Resulta que la luz de una galaxia tam-bién puede decimos a qué velocidad seacerca o se aleja de nosotros. Una motoque pasa suena más agudo cuando vieney más grave cuando se va. Por una razónparecida, la luz de una galaxia se ve másroja cuando ésta se aleja y más azul cuan-do se acerca. El grado de enrojecimientode la luz de una galaxia debido a la velo-cidad con que se aleja se llama corrimientoal rojo, y se puede medir con precisión.Los astrónomos de principios del siglo XXesperaban encontrar la misma proporciónde nebulosas espirales con corrimiento alrojo (que se alejan) que con corrimientoal azul (que se acercan). En vez de esodescubrieron que todas (menos las máscercanas) presentan corrimiento al rojo.Es decir, todas las galaxias se están ale-jando entre sí.

Cuando, en 1929, Hubble comparó losdatos de corrimiento al rojo con los dedistancia, se llevó el susto de su vida: losdatos se acomodaban en una bonita recta(bueno, más o menos), lo cual indica quecuanto más lejos está una galaxia, másrápido se aleja y que la relación entre dis-tancia y velocidad es una simple pro-porcionalidad directa: una galaxia al doblede la distancia se aleja al doble de la velo-cidad, una al triple, al triple. ..Ésta es lallamada ley de Hubble, y se interpretacomo signo de que el Universo se está

expandiendo.El descubrimiento de Hubble condujo

al poco tiempo a la teoría del Big Bangdel origen del Universo. Si las galaxias seestán separando, en el pasado estaban másjuntas. En un pasado suficientemente re-moto estaban concentradas en una regiónmuy pequeña y muy caliente -y no erangalaxias, sino una mezcla increíblementedensa de materia y energía-. Hoy en díala huella de esas densidades y temperatu-ras aún debería estar rondando por el cos-mos, pero ya muy diluida, en forma de una

¿cómoves?

bien las dificultadesdel Big Bang que noen el favorito de los

radiación muy tenue distribuida por todoel espacio. En 1965, Arno Penzias yRobert Wilson, dos físicos que estabanprobando una antena de comunicaciónsatelital, detectaron un ruidito persistenteque no podían explicar. Éste resultó ser elrastro del violento origen del Universo.Hoy se llama radiación de fondo, y sirviópara convencer a casi todo el mundo de lateoría del Big Bang.

El modelo del Big Bang se fue ajus-tando con los años. Por ejemplo, a princi-pios de los años 80, los cosmólogos(empezando por el físico Alan Guth) aña-dieron.al modelo el concepto de inflaciónpara explicar los resultados de ciertasobservaciones. Según la hipótesis infla-cionaria, en la primera fracción de segun-do una fuerza de repulsión muy intensahizo que el embrión de Universo pasarade un tamaño menor que el de un átomoal de una toronja en un tiempo brevísimo.Este modelo inflacionario resolvía tan

ángulos de un triángulo suman más de 180grados, si tiene curvatura negativa, comouna silla de montar, menos. Todo depen-de de qué tan fuerte jale la fuerza de gra-vedad total del Universo, o en otraspalabras, de cuánta materia y energía con-tenga éste en total:

I. poca materia y energía = curvatura

negativa2. ni mucha ni poca = geometría plana3. mucha = curvatura positiva

El asunto es importante porque de lacantidad de materia y energía (más preci-samente, de su densidad total) dependíatambién que el Universo siguiera expan-diéndose para siempre (casos 1 y 2) o bienque un día la expansión se detuviera y seinvirtiera (caso 3), como una piedra quese lanza hacia arriba y que empieza a ba-jar al llegar a cierta altura. y por la mismarazón que la piedra: la atracción gravi-tacional de toda la materia y energía delUniverso.

Poco o mucho

Una de las predicciones más importantesdel modelo inflacionario atañe a la geo-metría del espacio. Caben tres posibilida-des.. Si el espacio es plano (jcuidado!: noquiere decir que sea de dos dimensiones,sino sólo que satisface los postulados dela geometría euclidiana, llamada tambiéngeometría plana), los ángulos de un trián-gulo trazado entre cualesquiera tres pun-tos sumarán 180 grados.

Esto es lo que todo el mundo hubieraesperado antes de 1916, cuando AlbertEinstein publicó la teoría general de larelatividad, que es la que usan los cosmó-logos para describir la forma global delUniverso. Esta teoría permite otras dosposibilidades insólitas: si el espacio tienecurvatura positiva, como una esfera, los

m ¿cómoves?

de la teoría originaltardó en convertirse

cosmólogos.

Project), dirigido porSaul Perlmutter, ha-bían tomado fotos delas galaxias de la mis-ma región como refe-rencia. Al comparar lasnuevas imágenes conlas de referencia, vie-ron que en una galaxiahabía aparecido unpunto brillante. Eraunasupemova, unaes-trella que hizo explo-sión -justo lo queestaban buscando-.La llari1aron Albinoni,como el compositoritaliano del siglo XV m(Perlmutter toca el

violín).Nueve días des- Supernova SN 1994D vista con el Telescopio Espacial Hubble.

pués, el grupo -un la supernova (tipo IA) es la estrella brillante en la esquinaequipo internacional inferior izquierda.

de investigadores-usó el Telescopio Espacial Hubble, ademásdel Keck II, para medir la luminosidadaparente de Albinoni, así como el corri-miento al rojo de la galaxia en la que selocaliza. Al cabo de varios días confirma-ron que se trataba de una supernova detipo la con un corrimiento al rojo de 1.2,lo que indicaba que hizo explosión hacemiles de millones de años.

Este grupo, así como el Equipo de Bús-queda de Supernovas de Alto Corrimien-to al Rojo (High-z Supernova SearchTeam), dirigido por el astrónomo BrianSchmidt, se dedica a buscar supemovasde este tipo por todo el cielo. Las super-novas la son muy intensas, lo que permiteverlas desde muy lejos, y alcanzan todasaproximadamente el mismo brillo intrín-seco, por lo que son excelentes patronesde luminosidad. Hoy en día, las super-novas la son el patrón más usado paradeterminar distancias a galaxias muy le-janas. Lo~dos equipos de cosmología consupemovas comparan la distancia de las

supernovas la que descubren con el corri-miento al rojo de sus galaxias para estu-diar el pasado de la expansión delUniverso.

Si bien las observaciones indicabanque había tan poca materia que el Univer-so debía tener curvatura negativa, la teo-ría -el modelo inflacionario que tanto lesgustaba a los cosmólogos- exigía que elcosmos fuera de geometría plana.

De úna cosa no cabía la menor duda:en cualquiera de los tres casos, la fuerzade gravedad -una fuerza de atracción,que tira hacia dentro, digamos- frenabala expansión del Universo.

'¿Dónde quedó el Universo?

Para mediados de la década de los 90 lacosmología se encontraba en la siguientesituación:.Según el modelo inflacionario, el Uni-

verso debía contener suficiente ma-teria y energía para que la expansiónse fuera deteniendo sin nunca parar

por completo (geometría plana)..Unos estudios de la radiación de fon-

do corroboraban observacionalmenteque el Universo es de geometría pla-na, y sanseacabó.

.Los recuent~s del contenido de mate-ria y energía del Universo decíancategóricamente que éstas no alcan-zaban ni de lejos para producir la geo-metría plana que exigían el modeloinflacionario y los estudios de la ra-diación de fondo.

Por lo tanto, concluyeron los cosmó-logos, faltaba una parte del Universo. Dehecho, faltaba la mayor parte: alrededorde175% de la materia o energía necesariapara explicar que el Universo cumple conuna geometría plana. ¿Dónde estaba?

Grandes explosiones.tenues lucecitas

El 15 de octubre de 1998 el teles<:opioKeck II, situado en la cima del volcánKilauea, en Hawai, escudriñaba un retazode cielo en el área de la constelación dePegaso. Hacía unas semanas, los científi-cos del Proyecto de Cosmología con

Supernovas (Supernova Cosmology

Expansión acelerada

En astronomía, mirar lejos es mírar al pa-sado. La luz, viajando a 300 míl kilóme-tros por segundo, tarda cierto tiempo enllegar a la Tierra desde sus fuentes: ochominutos desde el Sol, unas horas desdePlutón, unos años desde las estrellas máscercanas, 30 míl años desde el centro denuestra galaxia y muchos míles de míllo-nes de años desde las galaxias más leja-nas. La luz de Albinoni y su galaxia, porejemplo, llegó al espejo del telescopioKeck II 10 míl míllones de años despuésde producirse la explosión.

El corrimiento al rojo de las galaxiaslejanas se debe a que la expansión delUniverso "estira" (es un decir) su luz.Comparándolo con la distancia a la quese encuentra la galaxia se obtiene infor-

¿cómovls? m

La expansión cósmi~-

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lera, el cálculo cambia y el Universo re-

sulta más antiguo.Pero la implicación más tremenda del

Universo acelerado tiene que ver con elasunto de la gravedad. Ésta es una fuerzade atracción y, en efecto, tiende a frenarla expansión del Universo. Entonces,¿quién demonios la está acelerando?

En las ciencias, como en la vida, lascosas tienen muchas facetas. El efecto deaceleración del Universo nos pone ante unproblema -el de buscar al responsable-pero al mismo tiempo resuelve otro. por-que el efecto de aceleración cósmica re-quiere energía en cantidades. ..ejém. ..cósmicas, de modo que hay más energíaen el Universo de la que habíamos vistohasta hoy. Entonces podemos reconciliarpor fin el modelo inflacionario con las ob-servaciones. Aunque no sepamos qué es,esta nueva energía oscura (como la hanllamado los cosmólogos, pero no porquesea maligna, sino porque no se ve), aña-dida a los recuentos anteriores de materiay energía, completa la cantidad necesariapara que el Universo sea de geometría pla-na, como exige el modelo inflacionario.

Pero, i.qué es la energía oscura?

mación acerca del ritmo de expansión delUniverso en épocas remotas.

Para 1998, los equipos de Schmidt yPerlmutter habían estudiado unas 40supemovas que explotaron entre 4 000 y7 000 millones de años atrás. Estos datosles bastaron para convencerse de que algoandaba mal con la cosmología del BigBang. Las supemovas se veían 25% mástenues de lo que correspondía a su corri-miento al rojo si la expansión del Univer-so se va frenando. Luego de descartarposibles fuentes de error (como intro-misiones de polvo inter~aláctico) y deverificar que ambos equipos obtenían losmismos resultados, luego de devanarse lossesos por espacio de varios meses buscan-do explicaciones prosaicas, los investiga-dores anunciaron públicamente unaconclusión nada prosaica: la expansión delUniverso, lejos 4e frenarse como casi todoel mundo suponía, se está acelerando.

~

El lado oscuro

La cosa tiene implicaciones, por ejemplo,.,

en la edad crel Umverso. Esta se calcula-ba suponiendo que la gravedad frenaba laexpansión. Si en vez de frenarse, se ace-

Dos posibilidades

o por lo menos, ¿qué podría ser?Antes de 1929 todo el mundo creía que

el Universo era estático. Cuando la teoríageneral de la relatividad mostró que nopodía ser así, Einstein añadió a susecuaciones un término que representabauna especie de fuerza de repulsión gravi-tacional y que tenía el efecto de mantenerquieto al Universo. Le llamó constantecosmológica. Cuando Hubble descubrióla expansión del Universo, Einstein retiróla constante cosmológica con cierto ali-vio. Pero su extraña creación reapareció,por ejemplo, en el modelo inflacionariodel Big Bang, y ahora podría ser el origende la fuerza de repulsión que le está ga-nando la partida a la atracción gravi-tacional.

La constante cosmológica es una pro-piedad intrínseca del espacio, es decir, elespacio simplemente es así y se acabó.Imagínate que quieres conocer el silencioabsoluto. Apagas todas las fuentes de rui-do que hay en tu cuarto, cierras rendijas,te tapas los oídos y metes la cabeza deba-jo de la almohada. Con todo, tus oídossiguen percibiendo una señal (prueba yverás, o más bien, oirás). Una cosasimilar pasaría con el espacio si existela constante cosmológica. Si qui-sieras sacar toda la energía deuna región, tendrías que extraer ,

toda la materia, aislarla de fuen- r ,.tes de energía externas, eliminar todos los

campos (eléctricos, magnéticos, gravi-tacionales). Pese a todos tus esfuerzos,quedaría en esa región una energíairreducible, inseparable del espacio comoel huevo es inseparable de la mayonesa.Esa energía es la constante cosmológicay podría ser la explicación de la energíaoscura.

Otra posibilidad (que en realidad estoda una clase de posibilidades) es que laenergía oscura provenga de un nuevo tipode campo, parecido a los campos eléctri-

I ¿cómoves?

materia 4%

cos y magnéticos, al que algunos cosmó-logos llaman quintaesencia. En la teoríade la relatividad todos los campos produ-cen atracción gravitacional por contenerenergía, pero la quintaesencia produce re-

pulsión gravitacional.La constante cosmológica, como pro-

piedad intrínseca del espacio, no cambiacon la expansión del Universo, no inte-ractúa con la materia y no cambia de va-lor en distintas regiones. En cambio laquintaesencia sí podría interactuar con lamáteria y cambiar de valor. Otra diferen-cia detectable (pero aún no detectada) esque la quintaesencia acelera la expansióndel Universo menos que la constantecosmológica. Los nuevos telescopios, tan-to terrestres como espaciales, que se es-tán construyendo nos ayudarán a elegir.(Por cierto, ¿no podrían ser las dos cosas?)

Adiós. mundo cruel

El Universo se va a acabar -o por lomenos se van a acabar las condiciones ap-tas para la vida- pero no te pongas a es-

~ cribir tu testamento, aúnfalta muchí-

simo. Contodo, es,"-'

inte-

1" resante pregun-

tarse cómo podríaser el final.

! Antes de 1998 seconsideraban, en esen-cia, dos posibles capí-tulos finales para elUniverso: ¿sería la fuer-za de gravedad total lobastante intensa comopara frenar la expansióne invertirla, o seguiría elUniverso creciendo para

dentro de unos 22 mil millones de años,en que la aceleración de la expansión delUniverso empezará a notarse a escalascada vez más pequeñas para producir unfinal que se llama Big Rip (el "GranDesgarrón"). Mil millones de años antesdel Big Rip, la energía fantasma superaráa la atracción gravitacional que une a unasgalaxias con otras y se desmembrarán loscúmulos de galaxias. Sesenta millones deaños antes del fin, se desgarran las ga-laxias. Tres meses antes del Big Rip, elefecto alcanza la escala de los sistemasplanetarios: los planetas se desprenden desus estrellas. Faltando 30 minutos para elpostrer momento, los planetas se desinte-gran. En la última fracción de segundo delUniverso los átomos se desgarran. Lue-go, nada.

Espantoso, ¿ verdad ? Por suerte, paraentonces hace mucho que la Tierra habrádejado de existir. Qué alivio. ~

siempre? En el primer caso el Universoterminaba con un colosal apachurrónexactamente simétrico al Big Bang; en elsegundo, la expansión seguía eternamen-te, diluyendo.el cosmos y haciéndolo cadavez más aburrido.

Con el descubrimiento de la expansiónacelerada y la energía oscura las cosas hancambiado. Si bien aún no se puede deci-dir si la energía oscura es constante cos-mológica o quintaesencia, está claro, entodo caso, que la posibilidad del GranApachurrón queda excluida. El Universoseguirá expandiéndose para siempre has-ta que desde la Tierra no veamos ya otrasgalaxias por haber aumentado tanto lasdistancias que su luz ya no nos alcance.

Pero nuestra propia galaxia seguiráacompañándonos, por así decirlo. Las es-trellas que la componen seguirán unidaspor la fuerza gravitacional, como tambiénseguirán unidos los planetas a sus estre-llas. De modo que, pese a todo, las cosasen la Tierra seguirán su curso normal. Pe-queño detalle: al Sql se le acabará el com-bustible en 5 000 millones de años, demodo que, más allá de ese tiempo, no sepuede decir que las cosas en la Tierra si-gan su curso normal, pero pasemos por altoesta minucia.

El año pasado algunos cosmólogospropusieron una variante de la teoría dela energía oscura que consiste en tomaren cuenta ciertos valores, antes desde-ñados, de un parámetro que la describe.Para distinguirla de la quintaesencia loscientíficos llamaron "energía fantasma" ala energía oscura de este tipo. No preci-piten conclusiones los esotéricos: estosnombres son sólo nombres, que no llevansignificado oculto ni ocultista. A los cien-tíficos les gustan los nombres llamativos,como a cualquiera.

Si la energía oscura resulta ser de tipoenergía fantasma, el final del Universoserá muy distinto a lo que nos habíamosimaginado. Según el físico Robert Cald-well y sus colaboradores, llegará un día,

sergio de Régules es fisico y divulgador de la ciencia.

Su libro más reciente es Las orejas de Saturno (Paid6s,2003). un libro escrito para leerse plácidamente junto a

una piscina. Su columna de divulgación aparece los

jueves en el periódico Milenio.

¿córnoves? m

bre, y generar una enfennedad nueva, dela cual puede originarse una epidemia. Noestá en nuestras manos evitar que estasmutaciones ocurran, pero lo que sí pode-mos hacer es mantenemos atentos y uti-lizar un sistema bien articulado devigilancia epidemiológica, para frenar laepidemia en sus primeros pasos.

En el otro escenario, un agente pató-geno puede tener, además de la capacidadnatural de infectar a varias especiesanimales, la potencialidad de infectar alhombre. Sin embargo, el "salto" sóloocurre rara vez, en los ocasionalesencuentros que el hombre llega a tener conla especie animal infectada, encuentrosque ocurren a causa de la crecienteintromisión del hombre en diversos eco-sistemas. Si evitamos el contacto con esaespecie, podremos eliminar o disminuir laprobabilidad de que ocurra una epidemia.

.Un factor importante para descubrir lascausas que dieron origen a una epidemiaradica en identificar el sitio donde ésta seinició. En el caso específico del SARS,sabemos que su primera cadena decontagio comenzó en la provincia chinade Guangdong, el 16 de noviembre del2002. Un número inusualmente alto dequienes enfermaron de SARS en esaprovincia estaban ligados, de una manerau otra, a la industria alimentaría. Por ello,un equipo de investigadores chinos,encabezados por Yi Guan, se aplicó abuscar el virus del SARS en los animalessilvestres que se venden en los mercadosdel sur de China, y que se utilizan en varíasespecialidades culinarias de esa región.Analizaron varías especies animales, yentres de ellas encontraron un virus casiidéntico al que causa el SARS en losseres humanos. Estos investigadores

hicieron hincapié en quetodas las civetas (Pagumalarvata) analizadas teníanel temible virus. Por ellose planteó que las civetaspodrían ser el reservorionatural del virus, lo queme invita a pensar que elprimer caso del SARSacaeció cuando un gor-dito goloso disfrutó de unrico guisado de civeta.Bien dicen que "por laboca muere el pez".

También pudiera su-ceder que el reservoriodel virus del SARS resi-da en un animal distintode las civetas, y el virusque se encontró en éstasfue el resultado de un con-tagio secundario. Resolvereste dilerl;la requerirá deun enorme esfuerzo, yaque será necesario buscarel virus del SARS en unaenorme gama de animalessilvestres.

También hay que tenerun ojo atento a que lasmastotas como los gatosse pueden enfermar deSARS y convertirse a su vez en transmi-sores de esta enfermedad.

La clave del éxito

La rapidez con que se pudo contender conuna epidemia tan peligrosa, en verdadsorprendente, fue posible gracias a que laOMS estableció una estrategia clara tantopara implementar un cerco epidemio-lógico efectivo, como para identificar alagente patógeno causante de la enfer-medad. Un hecho especialmente impor-tante fue que se pudo definir con prontitudun conjunto de síntomas característicosdel SARS, lo cual permitió alas autorida-des de salud reconocer y aislar a los en-fermos potenciales. También se organizóun mecanismo efectivo para rastrear todoslos contactos que pudo haber tenido el pa-ciente durante los 10 días anteriores aaquél en que se manifestaron en él losprimeros síntomas. De esa manera fuefactible reconocer todos los eslabones delas cadenas de contagio, y se evitó que laenfermedad continuara propagándose.

La OMS orquestóágilmente un esfuerzomultinacional para iden-tificar el agente causantede la enfermedad (uncoronavirus bautizadocomo SARS-CoV), ylogró su objetivo en untiempo récord. Con elvirus aislado e identi-ficado, ha sido posibledesarrollar sistemas cer-teros de diagnóstico delaboratorio.

Actualmente conta-mos con la secuencia delmaterial gen ético dealrededor de 30 mues-tras de virus del SARSaislados de pacientes.Estos datos han permi-tido no sólo identificarlos genes que codificanlas proteínas más impor-tantes del virus, sinodeducir la estructuratridimensional de unaenzima esencial para sureplicación. Dicha estruc-tura se está utilizandopara diseñar fármacosque bloqueen la función

de la proteína y que, por lo tanto, impidanla replicación del virus. Por otra parte, losdatos del genoma del SARS-Co V serviránpara el diseño de una vacuna efectivacontra esta enfermedad-

Es importante que se fomente eldesarrollo de estos nuevos medicamentosy vacunas, pero de mucha mayor impor-tancia es que se ponga en marcha una redmundial de vigilancia epidemiológica, queinvestigue todos los brotes o todasaquellas enfermedades con síntomasinusuales que surjan alrededor del planeta,y que pudieran revelar la existencia de unaepidemia nueva o una no detectada. Estared desde luego no es una quimera, puesuna similar ha sido instrumentada paravigilar los brotes de gripe. "8'

Miguel Angel Cevallos es doctor en investigación

biomédica básica. Actualmente trabaja en el Centro de

Investiaación sobre Fiiación del Nitróaeno de la UNAM.Civeta (Paguma larvata).

¿cómoves?