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Puede resultar un poco difícil levantarse temprano para quien se desacostumbra, pero los beneficios de hacerlo son mucho mayores que el costo. El cuerpo se rige por un reloj biológico interno llamado ritmo circadiano. Cuando nos levantamos tarde ese reloj interno funciona mal, haciendonos sentir más cansancio y sueño, entre otros perjuicios para la salud. Cuanto más tarde te levantes, más sueño vas a tener durante el día. El cuerpo esta diseñado para estar en actividad con la luz natural del día. Así es como funciona el ritmo circadiano. Cuanto más temprano te levantes, mejor. Aquí hay algunos tips y consejos para lograr levantarse temprano. 1-Tener la convicción de querer levantarse temprano; Pensar en todas el tiempo que se puede ganar, en lo productivo y distinto que va a ser el día, en la energía que se va a tener por levantarse temprano y en el rico desayuno. Utilizar esa imagen mental para motivarse. 2-La simple fuerza de decisión es la llave; Utilizar la fuerza de voluntad de la mente para asumir soberanía sobre el cuerpo. El cuerpo se adapta.levantarse temprano 3-Levantarse apenas se cobra conciencia sin darle tiempo al cuerpo para convencerte de seguir durmiendo. Nunca quedarse “5 minutos más.” 4-Se recomienda en lo posible no cenar justo antes de dormir. Conviene cenar al menos dos o tres horas antes de irte a dormir para realizar mejor la digestión. Asegurarse también de haber tomado suficiente agua para estar hidratado. 5-Poner el despertador al lado opuesto de la habitación. Ayuda si la alarma es fuerte y no se corta después de un rato. En lo personal recomiendo una aplicación de Android llamada Random Music Alarm que reproduce un mp3 al azar nuevo cada día de tus archivos de música. Me parece más agradable que los tonos de alarma tradicionales, y al ser un nuevo tema cada día es más agradable. También recomiendo altamente una aplicación paga llamada Sleep Cycle que calcula los ritmos de sueño basandote en cuanto te moves a la noche, y te despierta al momento que tu sueño es más ligero. Solo funciona adecuadamente si dormís solo, y en este caso el despertador va bajo la almohada, pero es efectivo. 6-Hacer actividad física durante el día o a la noche libera endorfinas y le proporciona al cuerpo el oxígeno que necesita para relajarse y dormir mejor. No hace falta que sea nada extraordinario, puede ser simplemente salir por un trote, pasear en bici o hacer algo de gimnasia. Esto es especialmente útil para aquellos a quienes les esta costando dormirse en el horario que quieren hacerlo. Nada mejor que cansar al cuerpo para dormir como un bebe. 7-Si se quiere tener constancia en levantarse temprano, hay que ser disciplinado con los horarios para irse a dormir. Lo ideal es dormir entre 7 y 9 horas. 8-Planea de antemano tus actividades y eventos importantes en la mañana; eso te va a dar más motivación para levantarte y enfrentar el día, y el ponerte en acción te va a quitar el sueño. Bonus: 3 Consejos para despabilarse a la mañana 1-Darse una ducha caliente. Para muchos es lo mejor para empezar el día fresco y despierto. 2-Una caminata mañanera o desayunar al aire libre en un patio, terraza o balcón es una muy buena idea. El aire fresco, el oxígeno de la mañana y la luz natural despabilan y brindan buen ánimo para comenzar el día. Salir a comprar unas facturas puede ser una opción interesante, ya que las panaderías por lo general abren bien temprano. También es un buen momento para pasear al perro. 3-Desayunar como corresponde. La cafeína puede sacarnos el sueño a corto plazo, pero desayuno cerealesrealmente no da energía sino que quita la sensación de cansancio. Más importante es consumir calorías, ya que esta es la verdadera energía (combustible) que el cuerpo va a utilizar durante el día. Son recomendables los cereales, la leche, las frutas y los frutos secos. También se recomienda beber abundante agua durante la mañana, ya que la hidratación es vital y durante las 8 horas que dormimos el cuerpo sufre una pequeña deshidratación. conclusión: Levantarse temprano es una de las claves para una vida más saludable, tanto física como emocionalmente. Es un hábito que se adquiere rápido. Intentalo, ¡persevera y lo vas a lograr!

Salud Un hombre estadounidense quiso demostrar, usando su propio cuerpo, el daño que puede producir a la salud el exceso de este tipo de bebidas azucaradas. Documentó su experimento y lo mostró en You tube. Si hay algo que está muy claro es que los excesos no son buenos. De ningún tipo. Sin embargo, un hombre estadounidense se propuso demostrar esto y para eso sometió su cuerpo a un (peligroso y absurdo) experimento que bien pudo costarle la vida. Durante un mes, este hombre que vive en Los Angeles incluyó en su rutina diaria la ingesta de 10 gaseosas azucaradas. Los resultados, por supuesto, fueron devastadores. El hombre, que se llama George Prior, bebió 10 latas de Coca-cola por día durante 31 días. Según el Departamento de Salud estadounidense, cada lata de esa bebida azucarada contiene el equivalente a nueve cucharadas de azúcar, por lo que Prior consumió 350 gramos de azúcar por día. La cantidad recomendada por la Organización Mundial de la Salud es de entre 25 y 37,5 gramos por día. “Voy a hacer un pequeño cambio en mi dieta y ver cómo afecta mi salud. Vengo del doctor donde me hicieron un examen físico completo. Tengo 50 años, buena salud. Voy a llevar un récord de cómo cambia mi peso, monitoreo de presión arterial y también medidor de glucosa. Y voy a empezar a beber 10 latas de Coca-Cola al día”, indicó Prior en el primer vídeo de su inconsciente experimento, el cual fue documentado íntegramente en su cuenta de You Tube. link: https://www.youtube.com/watch?v=ubfOPz3BNFQ En último video, grabado el día número 31, el estadounidense habla de las transformaciones en su organismo, entre las que destaca el aumento de más de 10 kilos en su peso. Pero ese no fue el único impacto en su sistema. Su masa corporal aumentó de 9% a 16% y su presión arterial alcanzó niveles de 145/96. “Me siento sin energía y la panza me duele constantemente”, sentencia. link: https://www.youtube.com/watch?v=ImaLQgPLyq4 Pero la prueba no acabó con los 31 días de consumo. El fin del reto implicó otra carga más difícil: tratar de perder los kilos adquiridas. Durante los ocho días siguientes al desafío, Prior sólo pudo bajar a 3 kilos. Pero no pudo mejorar su masa corporal ni su presión artear, lo que, según le dijeron los médicos, le demandará más tiempo. El hombre, que tiene dos hijos pequeños, manifestó que su proyecto busca ayudar a las personas a interiorizar sobre el grave problema del consumo de bebidas azucaradas. “Tal vez, tú estés tomando sólo cuatro Coca-Colas, pero si a esto añades dos vasos de jugo de naranja, dos cafés endulzados de Starbucks, las 16 onzas de bebida Odwalla, dos ‘iced-teas’ de marca ‘saludable’ y el smoothie de frutas de $9 por el que esperas 10 minutos en línea, eso equivale a mis diez latas de Coca-Cola como un juego de niños. Tal vez no todo es refresco, pero todas son bebidas azucaradas, y un gran porcentaje de los estadounidenses se toma el equivalente en azúcar a mis diez Coca-Colas”, sentencia Prior en su mensaje final. ¿Sirve que una persona se someta a semejante locura para concientizar a la gente sobre los peligros de determinada cosa? ¿Es un inconsciente o un comunicador audaz? link: https://www.youtube.com/watch?v=fG4AhTaZej4

La cola o rabo es el extremo posterior del cuerpo de un animal, especialmente cuando éste forma un apéndice flexible y distinguible del torso. Las colas son casi exclusivas de los vertebrados; algunos invertebrados, sin embargo, tienen apéndices similares a colas, como la del escorpión o la del colémbolo. funcion: Las colas desempeñan diversas funciones en los animales. Estas son usadas por peces y otras formas de vida marina para la locomoción: Algunos animales necesitan su cola para mantener el equilibrio. El ratón saltador, por ejemplo, tiene una cola muy larga. Sin esta larga cola, el ratón saltador se caería luego del salto. Los peces silbadores tienen colas de lado a lado que los ayuda a nadar, mientras que el topo utiliza su cola para moverse hacia atrás en su madriguera. Los caimanes y los cocodrilos utilizan sus colas para ayudarse en la natación otros animales terrestres las usan para mantener el equilibrio (por ejemplo gatos) e incluso para el agarre (por ejemplo simios). Se pueden usar también para señales sociales (sexo) como los venados para indicar un posible peligro. Las diferentes presiones evolutivas han llevado a que se originen colas con las que se puede atacar, algunas de ellas con veneno, como ocurre con los escorpiones.Los perros son muy expresivos con sus colas, moviéndolas por emoción y juego o metiéndola entre las patas traseras para expresar miedo. Algunos lagartos pueden soltar permanentemente la cola de ser necesario, con el objetivo de escapar de un agarre o de distraer a un depredador por el tiempo suficiente. Generalmente la cola vuelve a crecer con el tiempo, casi siempre más oscura que la original. En la mayoría de las aves, la cola está conformada de plumas de mayor longitud, cuya función es actuar de "timón" para balancear y guiar al animal en el vuelo, y para ayudar al equilibrio cuando se posan en las ramas. Algunos mamíferos como las zarigüeyas tienen capacidad prensil, utilizándola en muchos casos para transportar el material con el que construir el nido. Al igual que los seres humanos, muchos animales no aguantan las fastidiosas moscas o cualquier otro insecto molesto. Muchos animales, como las vacas, caballos y las cebras utilizan sus colas para espantar a los molestos bichos. En fin la utilidad de las colas es enorme, nosotros los seres humanos no tenemos. pero tenemos que hacerlas a diario para pagar, cobrar y hasta para recibir un servicio médico.

Temen que la falta luz solar pueda dejar sin energía a una de sus naves espaciales más importantes; el fenómeno no ocurre desde 1982 y se repetirá en 2033 El Lunar Reconnaissance Orbiter fue lanzado al espacio en 2009. El domingo por la noche y la madrugada del lunes los habitantes de gran parte del mundo, incluido el continente americano, tendrán la oportunidad de disfrutar de un espectáculo poco usual. Se trata de un eclipse de Luna total (en el que la Luna queda completamente en sombras porque la Tierra se interpone entre ésta y el Sol) que además coincide con una superluna. Una superluna se produce cuando la Luna llena o nueva se encuentra en su punto más cercano a la Tierra. La última vez que este extraño posicionamiento de los tres cuerpos celestes tuvo lugar fue en 1982. Y el próximo no ocurrirá sino hasta 2033. Pero mientras que para los amantes de la astronomía este espectáculo -en el que la Luna se torna de un color rojizo- puede ser simplemente hermoso o emocionante, para los expertos de la NASA es un pequeño dolor de cabeza. Sin luz por tres horas ¿Por qué? Porque temen que la falta luz solar pueda dejar sin energía a una de sus naves espaciales más importantes: el Lunar Reconnaissance Orbiter (LRO, por sus siglas en inglés), cuya misión consiste en explorar nuestro satélite natural. La Luna se verá rojiza porque su superficie estará iluminada por rayos tenues que rebotan de la atmósfera terrestre. "Hay dos cosas que ocurren durante un eclipse: comienza a hacer frío y no hay sol para cargar las baterías", le explica a la BBC Noah Petro, científico de la agencia espacial estadounidense. El eclipse total durará más de una hora y "la nave se quedará sin luz directa del Sol por cerca de tres horas". Tecnologías similares previas mostraron dificultades durante los eclipses, pero el LRO fue diseñado específicamente con esto en mente. Como un celular Como la sonda recarga sus baterías con energía solar, durante el eclipse la NASA deberá tomar una serie de precauciones. "Precalentamos la nave y luego apagamos los instrumentos para mantenerla segura". "Es como con un teléfono, cuando me llega una alerta que me indica que me queda un 20% de batería: puedo apagar el wifi o ciertas aplicaciones que siguen abiertas en el fondo", señala Noah. "Anticipamos que todo ocurrirá sin problemas durante el eclipse y nos recuperaremos sin inconvenientes. Estaremos preparados para ello y listos para resolver lo que suceda". "Vamos a estar pendientes de los niveles de las baterías y preparados para reaccionar si algo no sale de acuerdo a lo planificado. Vamos a hacer todo lo posible para que la sonda atraviese el momento del eclipse y salga en buena forma", añadió el experto. Por su parte Dawn Myers, del centro de vuelos espaciales Goddard de la Nasa, dijo en un comunicado: "Siempre es estresante cuando está llegando el eclipse, pero seguimos los mismos procedimientos y no hemos tenido ningún problema" También hay que tomar en cuenta que el equipo de la NASA ya ha lidiado exitosamente con tres eclipses lunares en los últimos 17 meses. Quienes se queden despiertos durante la noche del domingo o madrugada del lunes podrán ver una Luna más grande de lo normal por el efecto de su cercanía. En concreto, se verá un 14% más grande y un 30% más brillante que la Luna llena normal.

Para Mauricio Macri, primero fue el canto. Después, el baile. La experiencia que atravesó en ambos fue pésima. Pero, ahora, convertido en presidente de la Nación, sus movimientos descoordinados y eléctricos son vistos como un verdadero "baile de la victoria". Al punto que se subió al sitio de videos Vimeo un tutorial para aprender sus movimientos particulares. Paso a paso, el usuario puede seguir e imitar el desplazamiento de sus brazos flacos abriéndose y cerrando en el aire, sus movimientos de cadera o sus saltos espásticos. "El baile de los globos de Macri" es el nombre del material. Fue subido hace tres días por un joven llamado Julliete Lyon y ya sumó más de 20 mil reproducciones. El "giro a la derecha", "salto movete Cristina", "meneo presidencial" y "dinosaurio confundido" son algunos de los pasos que se enseñan.

ASÍ como una canica desvía su trayectoria sobre una superficie curvada, una partícula masiva o un fotón siguen una geodésica en el espaciotiempo curvo. Las ecuaciones matemáticas de la relatividad general permiten calcular la curvatura del espaciotiempo producida por una masa dada, así como las trayectorias de las partículas bajo la influencia de esa masa. En la práctica, este cálculo es un proceso difícil. Al principio, Einstein logró resolver sus ecuaciones en forma aproximada y, aún así, obtuvo resultados sumamente interesantes, que veremos a continuación. Posteriormente, se encontraron algunas otras soluciones exactas: unas describen cuerpos muy compactos y otras son modelos del Universo; también las presentaremos brevemente en este capítulo. EL MOVIMIENTO DEL PERIHELIO DE MERCURIO El primer gran éxito de Newton fue explicar el movimiento de los planetas alrededor del Sol. Tomando en cuenta, sólo la atracción gravitacional del Sol, demostró que las órbitas de los planetas son elipses, tal como había descubierto Kepler en forma empírica. Sin embargo, la atracción de los planetas entre sí, aunque mucho menor que la atracción solar, no es enteramente despreciable y produce ligeras desviaciones en las órbitas planetarias. Estas pequeñas perturbaciones orbitales se han podido calcular y las observaciones confirman los resultados teóricos. De hecho fue así como en el siglo pasado los astrónomos Adams y Le Verrier predijeron la existencia y la posición en el cielo del planeta. Neptuno a partir de las perturbaciones observadas en la órbita de Urano, el planeta más lejano conocido en aquella época. El mismo Le Verrier fue quien descubrió por primera vez una anomalía en la órbita de Mercurio, el planeta más cercano al Sol. En 1859, anunció que el perihelio1 [Nota 1]de Mercurio avanza 38 segundos de arco por siglo (Figura 32). Este fenómeno fue confirmado posteriormente por otros astrónomos, estableciéndose un valor de 43 segundos por siglo, que es el aceptado en la actualidad. Le Verrier reconoció que el fenómeno que había descubierto no tenía una explicación simple. Descartó la posibilidad de que se debiera a la influencia de Venus o de algún planeta, aún no descubierto, que se encontrara en órbita entre Sol y Mercurio. Sugirió como posible explicación la presencia de una nube de asteroides en órbita intramercurial, pero ningún astrónomo detectó tales cuerpos. El avance del perihelio de Mercurio fue durante años una espina clavada en la mecánica newtoniana, pues arrojaba la sombra de la duda sobre la perfección de esta teoría. Figura 32. Corrimiento del perihelio de Mercurio. En noviembre de 1915, Einstein trabajaba en la versión final de su artículo sobre la relatividad general. La primera aplicación que hizo de su teoría fue calcular la órbita de un planeta alrededor del Sol, y demostrar que, debido a efectos relativistas, el perihelio de las órbitas se corre lentamente. En particular, el resultado que obtuvo para el caso de Mercurio fue de ¡43 segundos por siglo!, en total acuerdo con las observaciones astronómicas.2 [Nota 2]Así Einstein resolvió un problema que mantuvo en jaque a los mecánicos celestes durante seis décadas. Según contó él mismo, durante los días posteriores a su descubrimiento estuvo fuera de sí por la emoción y llegó a sufrir taquicardia. LA DESVIACIÓN DE LA LUZ ¿Actúa la fuerza gravitacional sobre la luz como sobre cualquier partícula material? ¿Es la luz inmune a la gravedad? Isaac Newton pensaba que la luz está constituida por partículas y que por lo tanto un rayo luminoso debe desviarse bajo la acción de la gravedad, al igual que la trayectoria de un proyectil (aunque, esta desviación debe ser prácticamente imperceptible debido a la enorme velocidad de la luz). Ya en 1911, Einstein, aun cuando no había formulado por completo su teoría de la gravitación, postuló que la luz se comporta como cualquier partícula material. Por lo tanto, predijo que un rayo de luz al pasar, cerca de la superficie del Sol desvía su trayectoria en un ángulo de 0.87 segundos de arco (Figura 33) y propuso medir ese efecto durante un eclipse solar. El ángulo de desviación se puede calcular según la mecánica newtoniana invocando el principio de equivalencia, pues la trayectoria de una partícula atraída gravitacionalmente no depende de su masa. De acuerdo con esta suposición, la masa de una partícula de luz —un fotón— carecería de importancia en el cálculo de su trayectoria. Figura 33. Desviación de la luz al pasar cerca del sol. Sin embargo, en 1915, con la teoría de la relatividad general bien establecida, Einstein volvió a calcular la desviación de un rayo de luz y se dio cuenta de que la curvatura del espaciotiempo y el hecho de que la masa del fotón es estrictamente cero, influyen en forma muy particular sobre la trayectoria de la luz. Esta vez dedujo que un rayo de luz debe desviarse en un ángulo de 1.7 segundos al pasar cerca del Sol, exactamente el doble de lo que predice la teoría newtoniana. Así, midiendo ese ángulo se puede comprobar cuál teoría, la de Newton o la de Einstein, es la correcta en el caso de la luz. El experimento propuesto por Einstein consistía en observar las estrellas muy cerca del disco solar durante un eclipse total de Sol —única oportunidad de ver las estrellas cerca de este astro—. Comparando la posición aparente de una estrella con la que tenía cuando el Sol no se hallaba cerca, se puede determinar el ángulo de desviación, aunque este ángulo es tan pequeño que su medición es muy difícil y requiere de una enorme precisión. Al parecer, el primer intento de confirmar las ideas de Einstein lo realizó una expedición argentina que partió a observar un eclipse en Brasil, en 1912, pero tuvo la mala suerte de encontrar tiempo totalmente nublado. Otra expedición, esta vez alemana, se dirigió a Crimea, en 1914, para observar un eclipse visible desde esa región, pero fue sorprendida por la declaración de guerra entre Alemania y Rusia, por lo que los miembros de la expedición tuvieron que regresar apresuradamente sin presenciar el fenómeno celeste. La primera Guerra Mundial impidió cualquier intento, de medir el efecto calculado por Einstein. Finalmente, en 1919, ya concluida la guerra, se organizaron dos expediciones británicas para observar un eclipse que tendría lugar el 29 de mayo de ese año. La primera expedición, dirigida por Andrew Crommelin, se instaló en Brasil, y la segunda, a cargo de sir Arthur Eddington, se estableció en una isla frente a la Guinea Española. Esta vez, las observaciones fueron exitosas. En una sesión científica que tuvo lugar en Londres en noviembre del mismo año, y en medio de enormes expectativas, Crommelin y Eddington anunciaron finalmente el resultado de varios meses de estudio de sus placas fotográficas: dentro de los posibles errores de medición, se confirmaba el valor predicho por la relatividad general. A partir de ese día, Einstein se volvió una figura pública. La medición de 1919 tenía un margen de error de un 30%. Se han repetido observaciones durante otros eclipses con precisiones de hasta 10% confirmando la predicción de Einstein. En años más recientes, los astrónomos utilizaron, en lugar de estrellas, fuentes cósmicas de radio (algunas galaxias y cuasares3 [Nota 3]emiten no sólo luz visible sino también ondas de radio), con el fin de medir la desviación de las señales de radio al pasar cerca del Sol. La ventaja de este método es que las fuentes de radio en el cielo se pueden detectar también de día y cerca del Sol, por lo que no es necesario esperar un eclipse. Los resultados más recientes han confirmado la teoría de Einstein con una precisión de 1%. Una comprobación mas espectacular de que la luz se desvía por la gravedad surgió recientemente, en 1979, con el descubrimiento de las lentes gravitacionales. Los cuasares son los objetos más lejanos y luminosos que se pueden observar en el Universo.4 [Nota 4]En algunas ocasiones, la luz emitida por un cuasar puede pasar muy cerca o a través de una galaxia que se encuentra a medio camino entre el cuasar y nosotros, la cual desvía la luz, como si fuera una lente gravitacional. En ese caso, puede ocurrir que la luz del cuasar pase tanto de un lado como del otro de la galaxia (Figura 34), y, como resultado, el cuasar se observe doble. En 1979, astrónomos estadounidenses detectaron un cuasar doble, con dos componentes idénticas entre sí excepto por el tamaño, y dedujeron que se trataba del mismo cuasar observado a través de una galaxia actuando como lente gravitacional (Figura 35). Esa galaxia, menos luminosa que el cuasar, fue detectada posteriormente. Desde entonces se han encontrado cerca de una decena de cuasares dobles. Figura 34. Efecto de lente gravitacional por el que se desdobla la imagen de un objeto lejano. Figura 35. El cuasar doble Un caso extremo de este efecto es cuando el cuasar, la galaxia intermedia y la Tierra se encuentran perfectamente alineados. Cuando esto sucede, la imagen del cuasar ya no es doble sino que se distribuye a lo largo de un arco, como se ve en la figura 36. Lo interesante es que en 1985 se detectó un gigantesco arco luminoso alrededor de una galaxia (Figura 37); algunos astrónomos sospechan de que se trata de la imagen de un cuasar lejano amplificado y deformado por una galaxia alineada en forma excepcional. Figura 36. Formación de un arco por una lente gravitacional. EL CORRIMIENTO AL ROJO Cuando se arroja una piedra hacia arriba, llega a cierta altura con una velocidad menor que la inicial. Dicho de otro modo, la piedra tiene que gastar parte de su energía para subir en contra de la atracción gravitacional de la Tierra. ¿Sucede algo similar con la luz? En l907, cuando Einstein apenas empezaba a interesarse en la gravitación, dedujo que un fotón debe perder parte de su energía para escaparse de la atracción gravitacional de un cuerpo masivo. Ahora bien, como vimos en el capítulo II, la energía de un fotón es proporcional a su frecuencia (o inversamente proporcional a su longitud de onda asociada), así que un fotón emitido desde la superficie del Sol, por ejemplo, llega al espacio con una frecuencia ligeramente menor —corrida hacia el lado rojo del espectro— que la que poseía inicialmente. Figura 37. El famoso arco luminoso que podría deberse al efecto mostrado en la figura 36. Einstein calculó primero este efecto en forma aproximada, recurriendo únicamente al principio de equivalencia. Años más tarde, con la teoría general de la relatividad bien establecida, dedujo el resultado exacto una vez más y confirmó su primer cálculo. Todos los átomos emiten fotones con frecuencias bien definidas, y estos fotones se pueden observar como líneas sobrepuestas al espectro. De acuerdo con Einstein, los fotones emitidos por los átomos en la superficie del Sol deben producir líneas espectrales corridas ligeramente hacia el lado rojo del espectro. Desgraciadamente, este efecto es demasiado pequeño en el caso del Sol para poderlo identificar sin lugar a dudas. Sin embargo, los astrónomos habían descubierto por esa época que la estrella Sirio posee una extraña compañera, cuya masa es semejante a la del Sol pero cuyo tamaño es extremadamente pequeño, 5 [Nota 5]de modo tal que la atracción gravitacional en su superficie es treinta veces más intensa que en la del Sol. Este hecho permitió detectar en 1924 el corrimiento al rojo en el espectro de esta estrella, confirmando la predicción de Einstein. El corrimiento al rojo gravitacional resurgió en forma inesperada en los años sesenta, cuando los físicos estadunidenses R. V. Pound, G. A. Rebka y J. L. Snider realizaron un experimento tan preciso que pudieron medir el cambio de frecuencia de un fotón emitido desde el suelo hasta el techo de una torre, ¡a 22 metros, de altura! Utilizando el llamado efecto Mössbauer, por el que ciertos materiales emiten rayos gamma (fotones muy energéticos) con una frecuencia perfectamente bien definida, lograron confirmar la predicción de Einstein con un margen de error de sólo 1%, a pesar de que el cambio en frecuencia es de apenas una parte en mil billones. HOYOS NEGROS La compañera de Sirio que mencionamos anteriormente es un ejemplo de una estrella que, al final de su evolución, se comprime bajo la fuerza de su propia gravedad y alcanza densidades enormes. En general, cuando una estrella agota su combustible nuclear, la presión interna ya no puede detener su contracción gravitacional. Después de una evolución final bastante complicada, que depende fundamentalmente de la masa de la estrella, ésta arroja al espacio una fracción considerable de su materia, ya sea, en forma lenta, si la masa de la estrella no excede unas seis veces la masa del Sol, ya sea en forma violenta, en una explosión de supernova, si la estrella es muy masiva. En el primer caso, la estrella se transforma en una enana blanca, como la compañera de Sirio. La masa de una enana blanca no puede exceder una vez y media la masa del Sol, como demostró en 1938 el astrofísico S. Chandrasekar. En el segundo caso, después de la explosión, la mayor parte de la masa estelar se extiende por el espacio y sólo queda el núcleo mismo de la estrella como remanente. Ese núcleo, dependiendo de su masa, se transforma en estrella de neutrones o en hoyo negro. Una estrella de neutrones tiene una masa algo superior a la del Sol, pero su radio es de apenas unos 10 kilómetros. En tales estrellas, la materia está tan comprimida que los protones y electrones originales se fusionan para formar neutrones. Un centímetro cúbico de una estrella de neutrones pesa unas cien millones de toneladas. Las estrellas de neutrones giran sobre sí mismas dando varias vueltas por segundo; esto junto con el hecho de que poseen un campo magnético muy intenso, hace que emitan pulsos de radio con una periodicidad bien definida. Así es como los radioastrónomos las detectaron por primera vez y las llamaron pulsares. Si la masa de una estrella de neutrones excede unas tres veces la del Sol, entonces la estrella sigue comprimiéndose indefinidamente por su propia atracción gravitacional. El resultado final será un hoyo negro, un cuerpo cuya fuerza gravitacional es tan intensa que nada, ni siquiera la luz, puede escapar de él. La existencia de los hoyos negros ha sido predecida por la teoría general de la relatividad y astrofísica moderna. Apenas unos meses después de que Einstein presentara las ecuaciones básicas de su teoría general, el astrónomo alemán Karl Schwarzschild encontró una solución exacta de ellas que describía el espaciotiempo alrededor de un cuerpo masivo esférico. Entre otras cosas, la solución de Schwarzschild implicaba que si un cuerpo esférico tiene una masa M y un radio igual o menor que entonces la luz emitida de su superficie sufre un corrimiento infinito al rojo. Dicho de otro modo, un fotón no podría escapar de la superficie de tal cuerpo, pues toda su energía no sería suficiente para despegarse de él. El radio crítico predicho por Schwarzschild es de tres kilómetros para una masa igual a la del Sol. Es decir, si el Sol se comprimiera a ese tamaño, se volvería lo que ahora se llama un hoyo negro. En los últimos años muchos astrofísicos se han convencido de que las estrellas más masivas terminan sus días transformándose en hoyos negros. Estos objetos no pueden detectarse directamente, pero se manifiestan por los efectos de la enorme fuerza gravitacional a su alrededor. Por ejemplo, si un hoyo negro se encuentra muy cerca de una estrella normal, succiona el gas de ésta; justo antes de penetrar al hoyo, el gas estelar se calienta a varios millones de grados y emite radiación en forma de rayos X. En años recientes se han detectado fuentes cósmicas de rayos X que podrían corresponder a este proceso. También, algunos astrónomos, piensan que ciertos fenómenos extraños que ocurren en el centro, de algunas galaxias se deben a la presencia de hoyos negros gigantescos.7 [Nota 7] EL UNIVERSO EN EXPANSIÓN8 [Nota 8] La relatividad general se aplicó también a la cosmología, el estudio físico del Universo. Con base en su teoría, el mismo Einstein propuso, en 1916, un modelo matemático del Universo. El Universo de Einstein era estático, finito de volumen pero sin fronteras, semejante a la superficie curva de un globo, pero en tres dimensiones espaciales, a diferencia de la superficie que sólo es bidimensional. Pocos años después, el físico ruso Alexander Alexandrovich Fridman estudió las ecuaciones de la relatividad general y encontró unas soluciones que describen un universo en expansión, en el sentido de que la distancia entre dos galaxias lejanas aumenta con el tiempo. Al principio, Einstein pensó que la solución de Fridman no era realista. Pero en 1929, el astrónomo estadunidense Edwin Hubble anunció un descubrimiento que habría de revolucionar todas las concepciones sobre el Universo. Hubble descubrió que las galaxias se alejan unas de otras, con una velocidad proporcional a su separación, ¡tal como lo había predicho Fridman! La consecuencia inmediata del descubrimiento de Hubble es que el Universo se encuentra en un proceso de expansión. Extrapolando hacia el pasado, resulta que toda la materia del Universo se encontraba comprimida a una densidad prácticamente infinita en algún momento hace aproximadamente quince mil millones de años. A ese estado inicial del Universo, los físicos lo han llamado la Gran explosión. Según la teoría más aceptada actualmente, el Universo se encontraba a densidades y temperaturas extremadamente altas poco después de la Gran explosión, pero la materia cósmica se fue diluyendo y enfriando a medida que el Universo se expandía. Según los cálculos de los físicos, tres minutos después de la Gran explosión la temperatura había bajado a mil millones de grados y se formaron los primeros núcleos atómicos. La teoría predice que la composición química del Universo en ese momento quedó fijada en aproximadamente 75% de hidrógeno, 25% de helio y apenas una traza de otros elementos. Lo interesante es que las observaciones astronómicas de galaxias lejanas confirman esta abundancia inicial, lo que se considera una prueba importante a favor de la teoría de la Gran explosión. El Universo siguió enfriándose y unos 300 000 años después de la Gran explosión la temperatura había bajado a 5 000 grados. A partir de ese momento los electrones, libres hasta entonces, se unieron a los núcleos y se formaron los primeros átomos. Los electrones libres interactúan intensamente con los fotones, por lo que impiden el recorrido libre de éstos; pero los átomos no se oponen fuertemente al paso de la luz: en consecuencia, el Universo se volvió transparente cuando se formaron los átomos. En ese momento, todos los fotones quedaron libres y debe ser posible observarlos en la actualidad, a pesar de que han perdido la mayor parte de su energía, debido a la expansión y enfriamiento del Universo. Estos "fotones fósiles" forman justamente la radiación de fondo, que fue descubierta por A. A. Penziar y R. W. Wilson en 1967, y corresponde a una temperatura actual del Universo de unos 2.7 grados Kelvin sobre el cero absoluto (que equivale a -273 grados Celsius). La radiación de fondo es perfectamente uniforme y posee la misma intensidad en todas las direcciones en el cielo. En particular, permite definir un sistema, de referencia cósmico, con respecto al cual se pueden medir todos los movimientos en el Universo. Se ha descubierto recientemente, que nuestra Galaxia se mueve a una velocidad de 400 kilómetros por segundo con respecto a la radiación de fondo. El lector podrá pensar que la existencia de la radiación de fondo contradice el principio de relatividad, pues constituye un sistema de referencia absoluto. En realidad no es así, el principio de relatividad estipula que las leyes de la física son las mismas en cualquier sistema de referencia, sea éste el de la radiación de fondo o cualquier otro, pero no excluye que un sistema de referencia sea más conveniente que otro. La existencia de un sistema de referencia universal es muy apropiada para efectuar mediciones astronómicas a escala cósmica, pero no hay manera de determinar por experimentos físicos locales —encerrados en un laboratorio— si nos movemos con respecto a él. De otro modo, ya nos habríamos dado cuenta desde hace siglos de que nos movemos a 400 kilómetros por segundo por el Universo. El principio de la relatividad permanece incólume.