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.
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.
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).
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.
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 HST 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.
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).
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.
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.
Doctora en Astrofísica.
¡Qué artículo más emocionante!
ResponderEliminarGracias Pilar Ruiz, por contarnos parte de la historia de como se llegó a que el Universo se expande aceleradamente.