CAPÍTULO 12. MIRAR AL CIELO

^[1] O. Wilde, The Critic as Artist (1890) en The Portable Oscar Wilde, eds. R. Aldington y S. Weintraub, Viking, Nueva York, 1976. [Hay traducción española: El crítico como artista, Espasa Calpe, Madrid, 2000]. <<

^[2] «Todo lo que sé / de cierta estrella, / es que puede lanzar / (como el bauprés) / ahora un dardo de rojo, / ahora un dardo de azul». <<

^[3] R. Browning, The Poems of Robert Browning, Heritage Press, Nueva York, 1971. <<

^[4] G. Gamow, Phys. Rev. Lett. 19, p. 759 (1967). Una medida ha sido intentada por M. P. Savedoff, «Physical Constants in Extra-Galactic Nebulae», Nature 178, pp. 688-689 (1956). <<

^[6] J. Bahcall, W. Sargent y M. Schmidt, Astrophys. J. 149, L11 (1967). <<

^[5] R. Alpher, «Large Numbers, Cosmology, and Gamow», American Scientist 61, p. 56 (1973). Reproducido con permiso de American Scientist. <<

^[7] J. Bahcall y M. Schmidt, «Does the Fine-Structure Constant Vary with Cosmic Time?», Phys. Rev. Lett. 19, p. 1294-1295 (1967). <<

^[8] M. J. Drinkwater, J. K. Webb, J. D. Barrow y V. V. Flambaum, Mon. Not. Roy. Astron. Soc. 295, p. 457 (1998). <<

^[9] En realidad mide la constancia del producto g_pα² donde g_p es el «factor g» del protón. Aquí suponemos que g_p no está cambiando. <<

^[10] Suponemos de nuevo que g_p es constante. <<

^[11] L. L. Cowie y A. Songalia, Astrophys. J. 453, p. 596 (1995). <<

^[12] Este límite excluye la inclusión de incertidumbres asociadas con posibles variaciones de las velocidades locales de las fuentes. <<

^[13] Estas simulaciones han sido desarrolladas para predecir las posiciones de las líneas espectrales y niveles energéticos de los átomos en el laboratorio y son llevadas a cabo por Victor Flambaum y sus colegas en la Universidad de Nueva Gales del Sur. <<

^[14] Esta sensibilidad mejorada surge porque la sensibilidad a α con respecto a aspectos relativitistas de la estructura atómica entra como (αZ)² donde Z es el número atómico (número de protones en el núcleo) del átomo. Así, comparando líneas de diferentes especies atómicas con valores grandes y pequeños de Z se obtiene una importante ganancia en sensibilidad con respecto a métodos que observan dobletes de una especie con el mismo Z. <<

^[15] W. Maudlin, texto de un dibujo de Up Front (1945). <<

^[16] Scientific American, noviembre de 1998, Science and the Citizen «Inconstant Constants», citando a Robert J. Scherrer. <<

^[17] La medida de las líneas espectrales requeridas en el laboratorio con el nivel de precisión requerido (para el que no parece haber habido necesidad antes) es muy desafiante, y con más observaciones en laboratorio el método polimultiplete podría extraer aún más información de los datos disponibles. <<

^[18] J. K. Webb, M. T. Murphy, V. Y. Flambaum, V. A. Dzuba, J. D. Barrow, C. W. Churchill, J. X. Prochaska y A. M. Wolfe, «Further evidence for cosmological evolution of fine structure constant», Phys. Rev. Lett. 87, 091301 (2001). Cuando se incluyen nuevos datos de W. Sargent la significación estadística de la detección de las variaciones en α es mejor que 7- sigma. <<

^[19] Preparado para el autor por Michael Murphy. <<

^[20] Esto puede compararse con los resultados obtenidos con la primera serie de observaciones en 1999:

Δα/α = [α (z) − α(ahora)]/α(ahora) = (−1,09 ± 0,36) × 10⁻⁵

publicada por J. K. Webb, V. V. Flambaum, C. W. Churchill, M. J. Drinkwater y J. D. Bairow, Phys. Rev. Lett. 82, p. 884 (1999). <<

^[21] A. S. Eddington, New Pathways in Science, Cambridge University Press, Cambridge, 1935, p. 211. <<

^[22] Hay otras formas de error que son introducidas deliberadamente, especialmente por los políticos, cuando se tratan los datos de las votaciones. Por ejemplo, un partido con un manifiesto de diez puntos supone sin cuestionárselo que si gana la elección por una mayoría absoluta tiene un mandato para todas las políticas de su manifiesto, cuando en realidad podrían tener sólo un voto mayoritario para una fracción de ellas. <<

^[23] Éste es el efecto de refracción de la luz incidente que depende de la profundidad de atmósfera que tiene que atravesar, que a su vez depende de la latitud geográfica del telescopio. Es un efecto muy pequeño, normalmente ignorable en astronomía, pero entra al mismo nivel que las aparentes variaciones de estructura fina. Si se corrige, hace el valor de la constante de estructura fina aún ligeramente menor en el pasado cuando se compara con su valor actual. <<

^[24] J. D. Prestage, R. L. Tjoelker y L. Maleki, Phys. Rev. Lett. 74, p. 18 (1998). <<

^[25] En el futuro, nuevos interferómetros atómicos pueden ofrecer una mejora sobre el límite de Prestage. La resolución experimental actual de esta tecnología es sensible a cambios en α de aproximadamente 10⁻⁸ durante 1-2 horas. En el futuro puede adaptarse para poner a prueba la constancia de α. No obstante, no hay perspectiva inmediata de que se acerque a los niveles de precisión astronómica. Motivado por los nuevos cálculos de física atómica de V. Dzuba y V. Flambaum, Phys. Rev. A 61, 1 (2000), Torgerson ha discutido el potencial de las cavidades ópticas para ofrecer medidas mejoradas de la estabilidad de α con el tiempo (ver Physics/0012054 [2000]). Espera que los experimentos de laboratorio sean pronto sensibles a variaciones temporales del orden de 10⁻¹⁵ por año. <<

^[26] P. P. Avelino et al., Phys. Rev. D 62, 123508 (2000) y R. Battye, R. Crittenden y J. Weller, Phys. Rev. D 63, 043505 (2001). <<

^[27] Puesto que la sensibilidad de las observaciones de la anisotropía de la temperatura de las microondas es de aproximadamente 2 × 10⁻⁵ y la última dispersión es de aproximadamente hace catorce mil millones de años, utilizando nuestra mejor estimación de la edad, no podríamos obtener un límite sobre la variación temporal de α a partir de estos datos que sea mejor que (2 × 10⁻⁵)/(14 × 10⁹ años) ≈ 1,4 × 10⁻¹⁵ por año. <<

^[28] Los primeros resultados del análisis de los datos enviados por WMAP (la W se añadió al nombre inicial de la misión en homenaje a David Wilkinson, uno de sus promotores, fallecido en septiembre de 2002) se publicaron en febrero de 2003. Estos resultados muestran un espectro de fluctuaciones gaussiano y (aproximadamente) invariante frente a escala que coincide con las predicciones de los modelos inflacionarios más generales. El Universo estaría compuesto de un 4 por 100 de materia bariónica, un 23 por 100 de materia oscura no bariónica y un 73 por 100 de energía oscura. Además, los datos dan una edad para el Universo de 13,7 ± 0,2 × 10⁹ años, y un tiempo de 379 + 8 × 10³ años para el instante en que se liberó la radiación cósmica de fondo. Otro resultado importante es que las primeras estrellas se formaron sólo 200 millones de años después del Big Bang, mucho antes de lo que se pensaba hasta ahora. Todavía no se han hecho públicos los resultados del análisis de una segunda serie de datos, pese a que su aparición estaba prevista para la primavera de 2004. (Para más detalles, ver http://lambda.gsfc.nasa.gov.) (N. del t.) <<

^[29] H. Mankell, Sidetracked, Harvill Press, Londres, 2000, p. 3. <<

^[30] La teoría que incluye una G variable es la teoría Brans-Dicke de la gravitación, encontrada por Carl Brans y Robert Dicke, Physical Review 124, p. 924 (1961). Una teoría cosmológica que incluye una α variable fue encontrada por Håvard Sandvik, J. Magueijo y por mí mismo en 2001 (Phys. Rev. Lett. 88, 031302 [2002]), ampliando desarrollos de Jacob Bekenstein, Physical Review D 65, 063504 (2002). <<

^[31] Aumenta en proporción al logaritmo de la edad del Universo; para más detalles ver J. D. Barrow, H. Sandvik y J. Magueijo, «The Behaviour of Varying-alpha Cosmologies», Physical Review D 65, 063504 (2002). <<

^[32] J. D. Barrow, H. Sandvik y J. Magueijo, «Anthropic Reasons for Non-zero Flatness and Lambda», Physical Review D 65, 123501 (2002). <<