Skip to Content

Agregador de Contenidos Agregador de Contenidos

Un Universo ``espejo'' (oscuro) como origen de la discrepancia de Hubble

El ``mundo espejo'' fantasmal podría ser causa de controversia cósmica

por Steve Carr, Universidad de Nuevo México.

Figura 1. La interpretación de un artista del satélite COBE. Crédito: Matthew Verdolivo, UC, Davis. An artist's rendition of the COBE Satellite. Credit: Matthew Verdolivo, UC, Davis.

Una nueva investigación sugiere un "mundo espejo" invisible de partículas que interactúa con nuestro mundo solo a través de la gravedad que podría ser la clave para resolver un gran rompecabezas en la cosmología actual: el problema de la constante de Hubble.

La constante de Hubble es la tasa de expansión del universo en la actualidad. Las predicciones para esta tasa, del modelo estándar de la cosmología, son significativamente más lentas que la tasa encontrada por nuestras mediciones locales más precisas. Muchos cosmólogos han estado tratando de resolver esta discrepancia cambiando nuestro modelo cosmológico actual. El desafío es hacerlo sin arruinar el acuerdo entre las predicciones del modelo estándar y muchos otros fenómenos cosmológicos, como el fondo cósmico de microondas. Determinar si existe tal escenario cosmológico es la pregunta que los investigadores, incluido Francis-Yan Cyr-Racine, profesor asistente en el Departamento de Física y Astronomía de la Universidad de Nuevo México, Fei Ge y Lloyd Knox en la Universidad de California, Davis tienen estado tratando de responder.
 
 Según la NASA, la cosmología es el estudio científico de las propiedades a gran escala del universo como un todo. Los cosmólogos estudian conceptos como la materia oscura y la energía oscura y si hay un universo o muchos, a veces llamado multiverso. La cosmología implica todo el universo desde el nacimiento hasta la muerte con misterios e intrigas en todo momento. Ahora, Cyr-Racine, Ge y Knox han descubierto una propiedad matemática previamente desapercibida de los modelos cosmológicos que podrían, en principio, permitir una tasa de expansión más rápida sin cambiar apenas las otras predicciones probadas con mayor precisión del modelo cosmológico estándar. Descubrieron que una escala uniforme de las tasas de caída libre gravitacional y la tasa de dispersión de fotones y electrones deja a la mayoría de los observables cosmológicos adimensionales casi invariantes.

"Básicamente, señalamos que muchas de las observaciones que hacemos en cosmología tienen una simetría inherente al volver a escalar el universo como un todo. Esto podría proporcionar una forma de comprender por qué parece haber una discrepancia entre las diferentes mediciones de la tasa de expansión del universo".  La investigación, titulada "Simetría de observables cosmológicos, un sector oscuro del mundo espejo y la constante de Hubble", se publicó recientemente en Physical Review Letters. Este resultado abre un nuevo enfoque para reconciliar el fondo cósmico de microondas y las observaciones de estructuras a gran escala con valores altos de la constante de Hubble H0: encuentre un modelo cosmológico en el que la transformación de escala se pueda realizar sin violar ninguna medida de cantidades no protegidas por la simetría. Este trabajo ha abierto un nuevo camino hacia la resolución de lo que ha resultado ser un problema desafiante. La construcción de modelos adicionales podría aportar coherencia con las dos restricciones aún no satisfechas: las abundancias primordiales inferidas de deuterio y helio.

Si el universo está explotando de alguna manera esta simetría, los investigadores llegan a una conclusión extremadamente interesante: que existe un universo espejo muy similar al nuestro pero invisible para nosotros, excepto a través del impacto gravitatorio en nuestro mundo. Tal sector oscuro del "mundo espejo" permitiría una escala efectiva de las tasas de caída libre gravitacional respetando la densidad de fotones media medida con precisión en la actualidad. "En la práctica, esta simetría de escala solo podría realizarse al incluir un mundo espejo en el modelo, un universo paralelo con nuevas partículas que son todas copias de partículas conocidas", dijo Cyr-Racine. "La idea del mundo espejo surgió por primera vez en la década de 1990, pero no había sido reconocida previamente como una solución potencial al problema de la constante de Hubble.

"Esto puede parecer una locura a primera vista, pero tales mundos espejo tienen una gran literatura de física en un contexto completamente diferente, ya que pueden ayudar a resolver un problema importante en la física de partículas", explica Cyr-Racine. "Nuestro trabajo nos permite vincular, por primera vez, esta gran literatura con un problema importante en cosmología". Además de buscar los ingredientes que faltan en nuestro modelo cosmológico actual, los investigadores también se preguntan si esta discrepancia constante de Hubble podría deberse en parte a errores de medición. Si bien sigue siendo una posibilidad, es importante tener en cuenta que la discrepancia se ha vuelto cada vez más significativa a medida que se han incluido datos de mayor calidad en los análisis, lo que sugiere que los datos podrían no tener la culpa. "Pasó de dos y medio Sigma a tres, y de tres y medio a cuatro Sigma. Por ahora, estamos prácticamente en el nivel de cinco Sigma", dijo Cyr-Racine. "Ese es el número clave que hace que esto sea un problema real porque tienes dos medidas de lo mismo, que si tienes una imagen consistente del universo deberían ser completamente consistentes entre sí, pero difieren en una cantidad estadísticamente significativa. "

"Esa es la premisa aquí y hemos estado pensando en qué podría estar causando eso y por qué estas medidas son discrepantes. Así que ese es un gran problema para la cosmología. Simplemente no parecemos entender lo que está haciendo el universo hoy".

Figura 2. La dimensión espejo, en la película Doctor Strange (2016). ¿Podría nuestro Universo albergar secretamente dimensiones espejo o un completo Universo espejo desconocido? Parece improbable, pero no se puede descartar dicha hipótesis a la luz de nuestras grandes incógnitas cósmicas y cosmológicas. ¿Vivimos en un Universo de muchos?¿Es el Multiverso real después de todo?

Referencias

[1] Ghostly 'mirror world' might be cause of cosmic controversy by Steve Carr, University of New Mexico. URL: https://phys.org/news/2022-05-ghostly-mirror-world-cosmic-controversy.html

[2] Francis-Yan Cyr-Racine et al, Symmetry of Cosmological Observables, a Mirror World Dark Sector, and the Hubble Constant, Physical Review Letters (2022). https://dx.doi.org/10.1103/PhysRevLett.128.201301

Artículo editado y traducido por Juan F. González.

El agujero negro de SgA* visto por el EHT

Figura 1. Imagen del agujero negro en el centro de nuestra galaxia, capturada por el Event Horizon Telescope (EHT).

First Image of the Milky Way’s Black Hole/Primera imagen del agujero negro de la Vía Láctea
May 12, 2022• Physics 15, 74.
Scientists have directly imaged Sagittarius A*, the black hole at the center of our Galaxy. Los científicos han fotografiado directamente Sagittarius A*, el agujero negro del centro de nuestra Galaxia.

Hace tres años, los investigadores revelaron la primera imagen de un agujero negro, que mostraba un agujero negro supermasivo a más de 50 millones de años luz de la Tierra, en una galaxia llamada M87. Esos mismos científicos ahora han revelado la segunda imagen de un agujero negro, que muestra un objeto oscuro mucho más cerca de casa. “Hoy, la [colaboración] del Event Horizon Telescope se complace en compartir con ustedes la primera imagen directa del gentil gigante en el centro de nuestra galaxia, Sagitario A*”, dijo Feryal Özel, astrofísico de la Universidad de Arizona en Tucson. Esa imagen, revelada hoy en varias conferencias de prensa en todo el mundo, muestra un orbe brillante con una mancha negra distintiva en el centro. Sagitario A* (Sag A* para abreviar) se encuentra a 26.000 años luz de la Tierra y tiene una masa de aproximadamente 4 millones de veces la del Sol. Los científicos han sospechado durante mucho tiempo que este objeto es un agujero negro debido a la forma en que las estrellas orbitan a su alrededor, dijo Michael Johnson, astrofísico del Centro de Astrofísica Harvard-Smithsonian, que trabajó en la creación de esta imagen. "Las estrellas nos dieron una predicción precisa de algo que no se había visto en absoluto", dice. Pero, sin evidencia visual, los científicos no pudieron confirmar esa idea. Para obtener imágenes de Sag A*, los científicos utilizaron el Event Horizon Telescope (EHT), una red global de ocho antenas de radio que recopilan datos simultáneamente. El telescopio recoge la luz emitida por el gas brillante que orbita alrededor de un objeto objetivo, lo que permite a los científicos "ver" cómo la gravedad del objeto desvía la luz. Si la flexión es sustancial, el objeto puede confirmarse como un agujero negro. Los datos de esta imagen, al igual que los datos utilizados para la imagen de M87*, se recopilaron en 2017. Pero el equipo tardó mucho más en armar la imagen de Sag A*, un proceso que requería el uso de diferentes "instantáneas" de la Platos de radio EHT. Los platos funcionan en pares y la resolución de la imagen depende de las separaciones y orientaciones de los pares en relación con el objeto de interés. Hacer una imagen perfecta requeriría tener pares de platos con todas las separaciones y orientaciones posibles, que el EHT no tiene. La rotación de la Tierra ayuda a llenar algunos vacíos, pero no es suficiente, dijo Katie Bouman, ingeniera de Caltech que codirige el grupo de imágenes de EHT. Bouman comparó el proceso de creación de imágenes con el de tratar de adivinar una canción tocada en un piano al que le faltan las teclas. “Dado que no sabemos cuándo se deben presionar las teclas que faltan, hay un sinfín de posibles melodías que podrían estar sonando”, dijo. “Sin embargo, con suficientes teclas en funcionamiento, nuestros cerebros a menudo pueden llenar los espacios para reconocer la canción correctamente”, y lo mismo ocurre con la recreación de una imagen de agujero negro. Eso funcionó para M87*, pero para Sag A* había otro factor que complicaba las cosas: el gas de rápido movimiento que orbita alrededor del gigante negro. El gas alrededor de Sag A* completa una órbita completa alrededor del agujero negro en minutos, una fracción del tiempo que tarda el gas en orbitar M87*. De hecho, el gas Sag A* orbita tan rápido que ejecuta múltiples rotaciones del agujero negro en el tiempo que le toma al EHT recopilar un conjunto de datos, creando un desenfoque de movimiento de la misma manera que el flujo de agua sobre una cascada nubla un fotografía de larga exposición. “El material se arremolinaba alrededor de Sag A* tan rápido que la apariencia de Sag A* podía cambiar de un minuto a otro”, dijo Bouman. “Esto es un poco como cambiar la tonalidad de la canción mientras la tocamos en nuestro piano roto”.


Figura 2. El corto tiempo de órbita del gas emisor de luz alrededor de Sag A* afectó la resolución de la imagen EHT. Este vídeo explica cómo.

Para mitigar estos problemas, el equipo de EHT dedicó los últimos años a desarrollar algoritmos que ayuden a recuperar una imagen a partir de datos incompletos. Para Sag A*, el método involucró la producción de decenas de miles de imágenes, cada una de las cuales es consistente con las observaciones del EHT pero contiene diferentes conjeturas para los datos faltantes. Luego, el equipo pudo reducir esas conjeturas y recuperar la estructura subyacente más probable de Sag A *. “Llegar a esta conclusión tomó años, pero nunca retrocedimos ante el desafío”, dijo Bouman. Es un "tremendo placer" ver finalmente una imagen de Sag A*, dice Alex Lupsasca, un teórico de agujeros negros de la Universidad de Princeton, que no participó en el proyecto. Él comenta que la rosquilla brillante que vemos no es una sola imagen de Sag A*, sino una distribución de probabilidad sobre muchas imágenes posibles compatibles con los datos. Pero, para él, eso no resta valor al resultado. “Este avance traspasa los límites de nuestra tecnología actual y abre la puerta a futuras observaciones con una precisión aún más exquisita, tanto desde tierra como, eventualmente, desde el espacio”. Ese sentimiento es compartido por Eliot Quataert, astrofísico de la Universidad de Princeton. “Este es un resultado increíblemente emocionante, y estoy asombrado por el increíble trabajo realizado por el equipo de EHT”, dice. Quataert agrega que para él el resultado clave es que la imagen sea consistente con el conocimiento previo de este agujero negro. “Este no tenía por qué ser el caso”, dice. "Es notable". –Katherine Wright Katherine Wright es la editora adjunta de Física.

Figura 2. Otras imágenes de SgA* y M87. También incluyo las burbujas de Fermi que se sospecha puedan ser residuos de un vómito de SgA* (aunque pueden tener otros orígenes).

Referencias

[1] First Image of the Milky Way’s Black Hole, May 12th, 2022• Physics 15, 74. Physics APS news. URL: https://physics.aps.org/articles/v15/74

[2] Event Horizon Telescope, página oficial del EHT: https://eventhorizontelescope.org

Artículo editado y traducido por Juan F. González

Esferas de Dyson y enanas blancas

Publicado el 9 de mayo de 2022 por Andy Tomaswick

Si hay esferas de Dyson alrededor de las enanas blancas, deberíamos poder detectarlas

Figura 1. Esfera/enjambre de Dyson. Artist depiction of a Dyson sphere. Credit: Kevin McGill.

La búsqueda de esferas, anillos o enjambres de Dyson sigue siendo una preocupación para muchos astrónomos. Si hay alguno por ahí, eventualmente será encontrado, y la persona o el equipo de investigación que lo haga pasará a la historia por hacer uno de los descubrimientos más trascendentales en la historia de la humanidad. Si está interesado en reclamar ese galardón para usted, un excelente lugar para buscar puede ser alrededor de las enanas blancas. Al menos, esa es la teoría presentada en un nuevo artículo de Benjamin Zuckerman, profesor de astrofísica ahora retirado en UCLA. Las esferas de Dyson son materia de civilizaciones muy avanzadas. Comúnmente considerado como esferas artificiales que rodean una estrella completa. Sin embargo, si alguna vez se construyen, es más probable que aparezcan como una esfera parcialmente completa, o incluso como un anillo o "enjambre" de pequeños hábitats que rodean a su estrella anfitriona. Llamadas colectivamente DSR por el Dr. Zuckerman, cualquiera de estas configuraciones tendría un signo revelador único: cambiarían la firma infrarroja de esa estrella.

Ese es el enfoque del trabajo del Dr. Zuckerman. Su teoría se centra en escanear diferentes enanas blancas en busca de firmas infrarrojas anómalas que podrían indicar que una construcción artificial las rodea. Pero, ¿por qué enanas blancas? Aparte de ser razonablemente omnipresentes, tienen la distinción de ser el estado final de estrellas como la nuestra.

El ciclo de vida de un objeto de masa solar pasaría por la "secuencia principal", como en la que nos encontramos actualmente, y luego se expandiría a una fase de gigante roja, que potencialmente engulliría muchos de los planetas que el sistema ha acumulado mientras tanto. Luego colapsaría la base en una enana blanca, donde existe durante miles de millones de años antes de degenerar potencialmente en una enana negra de baja potencia. Mientras las enanas blancas todavía están vivas, emiten radiación térmica de hasta unos pocos miles de grados Kelvin, que podrían absorberse y reapropiarse para alimentar un DSR. Sin embargo, como señala el Dr. Zuckerman, lo más probable es que esa estrella haya desarrollado una civilización tecnológica antes de que se construya un objeto de este tipo a su alrededor, ya que cualquier civilización capaz de crear un DSR probablemente no esté interesada en construir una alrededor de un blanco en particular. enano, a excepción del que crecieron orbitando. El trabajo anterior de Zuckerman apunta a la posibilidad de que, si de hecho hay civilizaciones tecnológicamente avanzadas en la Vía Láctea, al menos algunas de ellas habrían experimentado que su estrella anfitriona se convirtió en una enana blanca. Si su respuesta a este evento potencialmente cataclísmico es construir un DSR alrededor de su estrella ahora más estable, entonces deberíamos poder verlos usando nuestros nuevos telescopios infrarrojos.

De hecho, ha habido campañas de observación tanto en WISE como en Spitzer. Ambos observaron enanas blancas con masas alrededor de lo que esperaríamos que se convirtiera nuestro propio Sol. Incluso notaron algunas incidencias de firmas infrarrojas anómalas. Sin embargo, los investigadores pensaron que el polvo era la causa más probable de esas anomalías y no hubo evidencia de DSR. Nunca ha habido ninguna evidencia de un DSR en ninguna parte de los datos astronómicos, para el disgusto de los cazadores de extraterrestres. Pero la ausencia de evidencia no es evidencia de ausencia, solo ayuda a limitar la probabilidad. Según el Dr. Zuckerman, con las observaciones que ya hemos hecho, podemos hacer un cálculo estadístico de que menos del 3% de los planetas habitables que orbitan estrellas que eventualmente se convierten en enanas blancas construyen una DSR a su alrededor. De acuerdo, las estimaciones actuales sitúan la cantidad de planetas habitables alrededor de estrellas de tipo G que podrían finalmente evolucionar a enanas blancas en 300 millones, por lo que aún podría haber más de 9 millones de civilizaciones que han construido una DSR alrededor de su estrella de origen enana blanca. Pero por ahora, la paradoja de Fermi aún se mantiene, y la ciencia continúa recopilando datos que limitarán aún más las estimaciones del número de civilizaciones tecnológicas avanzadas en nuestra galaxia o demostrarán que no estamos solos de una vez por todas. De cualquier manera, los telescopios infrarrojos más avanzados, como JWST, que se está poniendo en línea lentamente, son una de nuestras mejores oportunidades para encontrarlos. Y siempre habrá gente por ahí que quiera seguir buscando.

Referencias

[1] Dyson Spheres: The White Dwarf Factor by Paul Gilster on May 13, 2022. Centauridreams, URL: https://www.centauri-dreams.org/2022/05/13/dyson-spheres-the-white-dwarf-factor/

[2] If There are Dyson Spheres Around White Dwarfs, We Should be Able to Detect Them Universe Today: https://www.universetoday.com/155830/if-there-are-dyson-spheres-around-white-dwarfs-we-should-be-able-to-detect-them/

[3] If there are Dyson spheres around white dwarfs, we should be able to detect them. Phys.org news. URL: https://phys.org/news/2022-05-dyson-spheres-white-dwarfs.html

Artículo editado y traducido por Juan F. González

¿Hemos roto el Modelo Estándar de partículas?

The standard model of particle physics may be broken, expert says
by Roger Jones, The Conversation

Figura 1. El imán de anillo de almacenamiento para el experimento Muon G-2 en Fermilab. Crédito: Reidar Hahn/wikipedia, CC BY-SA.

Como físico que trabaja en el Gran Colisionador de Hadrones (LHC) en el Cern, una de las preguntas más frecuentes que me hacen es "¿Cuándo vas a encontrar algo?" Resistiendo la tentación de responder sarcásticamente "¿Aparte del bosón de Higgs, que ganó el Premio Nobel, y un montón de nuevas partículas compuestas?" Me doy cuenta de que la razón por la que la pregunta se plantea con tanta frecuencia se debe a cómo hemos presentado el progreso en la física de partículas al resto del mundo.

A menudo hablamos de progreso en términos de descubrir nuevas partículas, y con frecuencia lo es. Estudiar una nueva partícula muy pesada nos ayuda a ver los procesos físicos subyacentes, a menudo sin el molesto ruido de fondo. Eso facilita la explicación del valor del descubrimiento al público y a los políticos.

Recientemente, sin embargo, una serie de mediciones precisas de partículas y procesos estándar de pantano ya conocidos han amenazado con sacudir la física. Y con el LHC preparándose para funcionar con mayor energía e intensidad que nunca, es hora de comenzar a discutir ampliamente las implicaciones. En verdad, la física de partículas siempre ha procedido de dos maneras, de las cuales las nuevas partículas son una. La otra es haciendo mediciones muy precisas que prueben las predicciones de las teorías y busquen desviaciones de lo esperado. La evidencia temprana de la teoría de la relatividad general de Einstein, por ejemplo, provino del descubrimiento de pequeñas desviaciones en las posiciones aparentes de las estrellas y del movimiento de Mercurio en su órbita.

Tres claves Las partículas obedecen a una teoría contraria a la intuición pero fueron exitosas llamada mecánica cuántica. Esta teoría muestra que las partículas demasiado masivas para ser creadas directamente en una colisión de laboratorio aún pueden influir en lo que hacen otras partículas (a través de algo llamado "fluctuaciones cuánticas"). Sin embargo, las mediciones de tales efectos son muy complejas y mucho más difíciles de explicar al público. Pero los resultados recientes que insinúan una nueva física inexplicable más allá del modelo estándar son de este segundo tipo. Los estudios detallados del experimento LHCb encontraron que una partícula conocida como quark de belleza (los quarks forman los protones y neutrones en el núcleo atómico) "decae" (se desmorona) en un electrón con mucha más frecuencia que en un muón: el electrón es más pesado, pero por lo demás idénticos, hermano. De acuerdo con el modelo estándar, esto no debería suceder, lo que sugiere que nuevas partículas o incluso fuerzas de la naturaleza pueden influir en el proceso.

Curiosamente, sin embargo, las mediciones de procesos similares que involucran a los "quarks superiores" del experimento ATLAS en el LHC muestran que esta descomposición ocurre a la misma velocidad para los electrones y los muones. Mientras tanto, el experimento Muon g-2 en Fermilab en los EE. UU. ha realizado recientemente estudios muy precisos de cómo los muones "se tambalean" cuando su "giro" (una propiedad cuántica) interactúa con los campos magnéticos circundantes. Encontró una desviación pequeña pero significativa de algunas predicciones teóricas, lo que nuevamente sugiere que pueden estar trabajando fuerzas o partículas desconocidas.

Figura 2. Experimento LHCb. Crédito: CERN. 

El último resultado sorprendente es una medida de la masa de una partícula fundamental llamada bosón W, que lleva la fuerza nuclear débil que gobierna la desintegración radiactiva. Después de muchos años de toma y análisis de datos, el experimento, también en Fermilab, sugiere que es significativamente más pesado de lo que predice la teoría, desviándose en una cantidad que no ocurriría por casualidad en más de un millón de millones de experimentos. Una vez más, puede ser que partículas aún no descubiertas se sumen a su masa. Curiosamente, sin embargo, esto también está en desacuerdo con algunas mediciones de menor precisión del LHC.

El veredicto

Si bien no estamos absolutamente seguros de que estos efectos requieran una explicación novedosa, parece estar aumentando la evidencia de que se necesita algo de física nueva. Por supuesto, habrá casi tantos nuevos mecanismos propuestos para explicar estas observaciones como teóricos. Muchos buscarán varias formas de "supersimetría". Esta es la idea de que hay el doble de partículas fundamentales en el modelo estándar de lo que pensábamos, y cada partícula tiene un "súper compañero". Estos pueden involucrar bosones de Higgs adicionales (asociados con el campo que da su masa a las partículas fundamentales). Otros irán más allá, invocando ideas de moda menos recientes como "tecnicolor", lo que implicaría que existen fuerzas adicionales de la naturaleza (además de la gravedad, el electromagnetismo y las fuerzas nucleares débil y fuerte), y podría significar que el bosón de Higgs es de hecho un objeto compuesto hecho de otras partículas. Solo los experimentos revelarán la verdad del asunto, lo cual es una buena noticia para los experimentadores. Todos los equipos experimentales detrás de los nuevos hallazgos son muy respetados y han trabajado en los problemas durante mucho tiempo. Dicho esto, no es una falta de respeto hacia ellos señalar que estas mediciones son extremadamente difíciles de realizar. Además, las predicciones del modelo estándar generalmente requieren cálculos en los que se deben realizar aproximaciones. Esto significa que diferentes teóricos pueden predecir masas y tasas de descomposición ligeramente diferentes según las suposiciones y el nivel de aproximación realizado. Entonces, puede ser que cuando hagamos cálculos más precisos, algunos de los nuevos hallazgos encajen con el modelo estándar.

Del mismo modo, puede ser que los investigadores estén utilizando interpretaciones sutilmente diferentes y, por lo tanto, encuentren resultados inconsistentes. La comparación de dos resultados experimentales requiere una verificación cuidadosa de que se haya utilizado el mismo nivel de aproximación en ambos casos. Ambos son ejemplos de fuentes de "incertidumbre sistemática" y, si bien todos los involucrados hacen todo lo posible para cuantificarlas, pueden surgir complicaciones imprevistas que las subestimen o las sobreestimen. Nada de esto hace que los resultados actuales sean menos interesantes o importantes. Lo que ilustran los resultados es que existen múltiples caminos hacia una comprensión más profunda de la nueva física, y todos deben explorarse. Con el reinicio del LHC, todavía hay perspectivas de que se produzcan nuevas partículas a través de procesos más raros o que se encuentren ocultas bajo fondos que aún tenemos que desenterrar.

Referencias

[1] The standard model of particle physics may be broken, expert says by Roger Jones, The ConversationPhys.org news. URL: https://phys.org/news/2022-05-standard-particle-physics-broken-expert.html

Artículo traducido y editado por Juan F. González.

Nuevos métodos para ver agujeros negros

Hace tres años, la primera imagen de un agujero negro sorprendió al mundo. Un pozo negro de la nada encerrado por un anillo de luz ardiente. Esa imagen icónica del agujero negro en el centro de la galaxia Messier 87 se enfocó gracias al Event Horizon Telescope, una red global de antenas de radio sincronizadas que actúan como un telescopio gigante. Ahora, un par de investigadores de Columbia han ideado una forma potencialmente más fácil de mirar hacia el abismo. Descrito en estudios complementarios en Physical Review Letters y Physical Review D, su técnica de imagen podría permitir a los astrónomos estudiar agujeros negros más pequeños que el de M87, un monstruo con una masa de 6500 millones de soles, albergado en galaxias más distantes que M87, que a 55 millones de luz -años de distancia, todavía está relativamente cerca de nuestra propia Vía Láctea. La técnica tiene sólo dos requisitos. Primero, necesitas un par de agujeros negros supermasivos en proceso de fusión. En segundo lugar, debe mirar a la pareja en un ángulo casi lateral. Desde este punto de vista lateral, cuando un agujero negro pasa frente al otro, debería poder ver un destello de luz brillante a medida que el anillo brillante del agujero negro más lejano se magnifica por el agujero negro más cercano a usted, un fenómeno conocida como lente gravitacional. El efecto de lente es bien conocido, pero lo que los investigadores descubrieron aquí fue una señal oculta: una disminución distintiva en el brillo correspondiente a la "sombra" del agujero negro en la parte posterior. Esta atenuación sutil puede durar desde unas pocas horas hasta unos pocos días, dependiendo de cuán masivos sean los agujeros negros y cuán estrechamente entrelazadas estén sus órbitas. Si mide cuánto dura la inmersión, dicen los investigadores, puede estimar el tamaño y la forma de la sombra proyectada por el horizonte de eventos del agujero negro, el punto sin salida, donde nada escapa, ni siquiera la luz. "Tomó años y un gran esfuerzo por parte de docenas de científicos hacer esa imagen de alta resolución de los agujeros negros M87", dijo el primer autor del estudio, Jordy Davelaar, un postdoctorado en Columbia y el Centro de Astrofísica Computacional del Instituto Flatiron. "Ese enfoque solo funciona para los agujeros negros más grandes y cercanos: el par en el corazón de M87 y potencialmente nuestra propia Vía Láctea". Agregó: "Con nuestra técnica, mides el brillo de los agujeros negros a lo largo del tiempo, no necesitas resolver cada objeto espacialmente. Debería ser posible encontrar esta señal en muchas galaxias". La sombra de un agujero negro es su característica más misteriosa e informativa. "Ese punto oscuro nos informa sobre el tamaño del agujero negro, la forma del espacio-tiempo que lo rodea y cómo la materia cae en el agujero negro cerca de su horizonte", dijo el coautor Zoltan Haiman, profesor de física en Columbia. Las sombras de los agujeros negros también pueden contener el secreto de la verdadera naturaleza de la gravedad, una de las fuerzas fundamentales de nuestro universo. La teoría de la gravedad de Einstein, conocida como relatividad general, predice el tamaño de los agujeros negros. Los físicos, por lo tanto, los han buscado para probar teorías alternativas de la gravedad en un esfuerzo por reconciliar dos ideas contrapuestas sobre cómo funciona la naturaleza: la relatividad general de Einstein, que explica fenómenos a gran escala como la órbita de planetas y el universo en expansión, y la física cuántica, que explica cómo pequeñas partículas como electrones y fotones pueden ocupar múltiples estados a la vez. Los investigadores se interesaron en la erupción de agujeros negros supermasivos después de detectar un par de agujeros negros supermasivos en el centro de una galaxia lejana en el universo primitivo. El telescopio espacial Kepler de búsqueda de planetas de la NASA estaba buscando las pequeñas caídas en el brillo correspondientes a un planeta que pasa frente a su estrella anfitriona. En cambio, Kepler terminó detectando las llamaradas de lo que Haiman y sus colegas afirman que son un par de agujeros negros que se fusionan. Llamaron a la galaxia distante "Spikey" por los picos de brillo provocados por sus supuestos agujeros negros que se magnifican entre sí en cada rotación completa a través del efecto de lente. Para obtener más información sobre la llamarada, Haiman construyó un modelo con su postdoctorado, Davelaar. Sin embargo, se sintieron confundidos cuando su par de agujeros negros simulados produjo una caída inesperada, pero periódica, en el brillo cada vez que uno orbitaba frente al otro. Al principio, pensaron que era un error de codificación. Pero una verificación adicional los llevó a confiar en la señal. Mientras buscaban un mecanismo físico para explicarlo, se dieron cuenta de que cada caída en el brillo coincidía con el tiempo que le tomaba al agujero negro más cercano al espectador pasar frente a la sombra del agujero negro en la parte posterior. Los investigadores actualmente están buscando otros datos del telescopio para tratar de confirmar la caída que vieron en los datos de Kepler para verificar que Spikey, de hecho, alberga un par de agujeros negros que se fusionan. Si todo sale bien, la técnica podría aplicarse a un puñado de otros pares sospechosos de fusionar agujeros negros supermasivos entre los 150 que se han detectado hasta ahora y están esperando confirmación.

A medida que se pongan en marcha telescopios más potentes en los próximos años, pueden surgir otras oportunidades. El Observatorio Vera Rubin, que se inaugurará este año, tiene la vista puesta en más de 100 millones de agujeros negros supermasivos. Será posible seguir explorando agujeros negros cuando el detector de ondas gravitacionales de la NASA, LISA, se lance al espacio en 2030. "Incluso si solo una pequeña fracción de estos binarios de agujeros negros tiene las condiciones adecuadas para medir nuestro efecto propuesto, podríamos encontrar muchas de estas fusiones de agujeros negros", dijo Davelaar.

Referencias

[1] Jordy Davelaar, Zoltán Haiman. Self-Lensing Flares from Black Hole Binaries: Observing Black Hole Shadows via Light Curve Tomography. Physical Review Letters, 2022; 128 (19) DOI: 10.1103/PhysRevLett.128.191101

[2] Jordy Davelaar, Zoltán Haiman. Self-lensing flares from black hole binaries: General-relativistic ray tracing of black hole binaries. Physical Review D, 2022; 105 (10) DOI: 10.1103/PhysRevD.105.103010

[3] In a pair of merging supermassive black holes, a new method for measuring the void. Phys.org news. URL: https://phys.org/news/2022-05-pair-merging-supermassive-black-holes.html

Artículo editado y traducido por Juan F. González

Midiendo sombras de agujeros negros

Midiendo la sombra de un agujero negro

Jorge N. Wong Facultad de Ciencias Naturales del Instituto de Estudios Avanzados, Princeton, NJ, EE. UU. 9 mayo 2022• Física 15, 68

Una nueva técnica para medir las sombras proyectadas por un agujero negro binario podría permitir a los astrónomos obtener detalles sobre estos sistemas masivos.

Figura 1. Una caricatura que muestra la "autolente" de la luz por un sistema binario de agujero negro supermasivo. Jordy Davelaar y Zoltán Haiman de la Universidad de Columbia predicen que este efecto podría usarse para estudiar binarios de agujeros negros que están demasiado lejos de la Tierra para investigar con otras técnicas.

Cuando las galaxias chocan, los agujeros negros supermasivos centrales que contienen comienzan a orbitar entre sí. Este binario de agujeros negros supermasivos atrae gas, que fluye a través del sistema para formar dos estructuras en forma de disco, una alrededor de cada uno de los agujeros negros supermasivos. El gas de estos “minidiscos” se calienta a medida que cae hacia los agujeros y comienza a irradiar luz. Los astrónomos han detectado alrededor de 150 galaxias con candidatos binarios de agujeros negros supermasivos. Y, a medida que las observaciones se vuelven más detalladas, esperan que la luz de los minidiscos en esos sistemas lleve firmas reconocibles y dependientes del tiempo de las distorsiones de los agujeros negros [1]. Ahora, Jordy Davelaar y Zoltán Haiman de la Universidad de Columbia han probado teóricamente cómo una de esas distorsiones, la "sombra" del agujero negro, afecta esta firma de luz y descubrieron que provoca una caída en la señal que debería ser observable en aproximadamente el 1% de sistemas candidatos [2, 3]. La técnica podría permitir a los astrónomos estudiar agujeros negros que actualmente están más allá del alcance de los métodos de imagen convencionales (Fig. 1). Desde mediciones de ondas gravitacionales de agujeros negros fusionados hasta imágenes directas del plasma que rodea un agujero negro, la última década ha visto una explosión de evidencia observacional de agujeros negros (ver Punto de vista: Los primeros sonidos de los agujeros negros fusionados y Artículo de noticias: Agujero negro Pruebas de imagen de los límites de Einstein) [4–6]. Sin embargo, a pesar de estos logros, quedan muchas preguntas sobre los agujeros negros, incluida una crítica: ¿cómo crecen los agujeros negros a escalas supermasivas, de millones a miles de millones de veces la masa del Sol? Un agujero negro es un objeto simple, descrito por su masa, momento angular y carga eléctrica. Los agujeros negros supermasivos suelen ser eléctricamente neutros, por lo que sus parámetros de masa y momento angular determinan sus campos gravitatorios. El campo gravitacional determina cómo los agujeros negros desvían la luz y, por lo tanto, cómo aparecen ante un observador en la Tierra. La luz que pasa cerca del agujero negro es desviada por el campo gravitacional, produciendo una sombra de agujero negro, una región oscura que a menudo está rodeada por un anillo de luz brillante, cuyo tamaño y forma provienen directamente de la masa y el momento angular del agujero negro. Desafortunadamente para un observador terrestre, recuperar una imagen de la sombra de un agujero negro es prácticamente imposible para todos los agujeros negros supermasivos, excepto para los más cercanos. Esto se debe a que la mayoría de los agujeros negros supermasivos son demasiado pequeños para resolverse en el cielo nocturno. Este problema es particularmente problemático para los científicos que desean comprender cómo crecen los agujeros negros, ya que los primeros agujeros negros son los más alejados de la Tierra y, por lo tanto, los más pequeños en el cielo. Davelaar y Haiman predicen que su método podría capturar las sombras de estos objetos que de otro modo no se podrían resolver.

En su estudio, Davelaar y Haiman simularon numéricamente binarios de agujeros negros en una variedad de configuraciones diferentes. Utilizaron el modelo clásico de Novikov-Thorne para la acumulación de gas en los discos, eligiendo parámetros que se ajustaron para que su modelo reprodujera comportamientos vistos en simulaciones hidrodinámicas de minidiscos calentados por choque [7]. Luego, el dúo usó un código de trazado de rayos adaptativo para rastrear la luz que viaja entre los minidiscos y un observador de la Tierra. Esta implementación numérica permitió a Davelaar y Haiman variar fácilmente los parámetros que determinan el tamaño y la estructura de los minidiscos, así como las propiedades físicas de los agujeros negros y sus trayectorias orbitales.

Figura 2. Instantáneas pronosticadas (arriba) y curvas de luz (abajo) de una llamarada de autolente (roja) de un agujero negro binario.

Al analizar sus datos de simulación, Davelaar y Haiman buscaron sistemas binarios con caídas notables en las erupciones de autolente que se producen cuando un agujero negro en el binario pasa directamente detrás del otro (Fig. 2). Cuando uno de los agujeros negros en el binario pasa detrás del otro, la luz del minidisco alrededor del agujero negro que está más lejos es "lenteada" por el campo gravitacional del agujero negro más cercano. Esta lente produce un destello. Sin embargo, la intensidad de este destello disminuirá cuando la lente se asiente directamente sobre el agujero negro más lejano y la sombra de ese agujero negro sea reflejada. Usando estimaciones de la variabilidad de fondo y el ruido de los instrumentos, Davelaar y Haiman estiman que esta caída debería ser detectable en aproximadamente el 1% de los 150 candidatos binarios de agujeros negros supermasivos encontrados hasta ahora. Los astrofísicos ahora necesitan probar esta predicción con extensiones de modelo. Por ejemplo, ¿cómo afectan la predicción las suposiciones sobre la termodinámica del gas en los minidiscos? ¿Qué pasa si el flujo es transitorio o si los minidiscos chocan cuando los agujeros negros entran en espiral? ¿Y si el gas en los minidiscos es radiativamente ineficiente y los discos son geométricamente gruesos? Responder a tales preguntas es vital para diseñar estrategias de observación. Sin una comprensión completa de las incertidumbres del modelo, será imposible optimizar el uso de nuestros limitados y valiosos observatorios. Pero si podemos encontrar estos huecos en las sombras de los agujeros negros y luego usarlos para restringir las propiedades de las sombras (y, por lo tanto, la masa y el giro de los agujeros negros), mejorará significativamente nuestra comprensión de la demografía de los agujeros negros. Y eso ayudaría a revelar cómo ha evolucionado la naturaleza de los agujeros negros supermasivos a lo largo de la historia del Universo.

Referencias

[1] D. J. D'Orazio and R. Di Stefano, “Periodic self-lensing from accreting massive black hole binaries,” Mon. Not. R. Astron. Soc. 474, 2975 (2017).

[2] J. Davelaar and Z. Haiman, “Self-lensing flares from black hole binaries: Observing black hole shadows via light curve tomography,” Phys. Rev. Lett. 128, 191101 (2022).

[3] J. Davelaar and Z. Haiman, “Self-lensing flares from black hole binaries: General-relativistic ray tracing of black hole binaries,” Phys. Rev. D 105, 103010 (2022).

[4] B. P. Abbott et al. (LIGO Scientific Collaboration and Virgo Collaboration), “Observation of gravitational waves from a binary black hole merger,” Phys. Rev. Lett. 116, 061102 (2016).

[5] R. Abuter et al. (GRAVITY Collaboration), “Detection of orbital motions near the last stable circular orbit of the massive black hole SgrA*,” Astron. Astrophys. 618, L10 (2018).

[6] K. Akiyama et al. (The Event Horizon Telescope Collaboration), “First M87 Event Horizon Telescope results. I. The shadow of the supermassive black hole,” Astrophys. J. Lett. 875, L1 (2019).

[7] I. D. Novikov and K. S. Thorne, “Astrophysics and black holes,” in Proceedings of the Les Houches Summer School, edited by C. DeWitt and B. S. DeWitt (Gordon and Breach, New York, 1973), Vol. 23, p. 343-550.

[8] Measuring a Black Hole Shadow, George N. Wong.Physics.aps news, URL: https://physics.aps.org/articles/v15/68

Artículo editado y traducido por Juan F. González

El telescopio James Webb está casi listo para la acción

Figura 1. James Webb ST: visión artística.

Webb está casi listo. Hay una última cosa que hacer

El telescopio espacial James Webb se encuentra ahora en la fase final de puesta en marcha, ya que se prepara para las observaciones científicas. De los más de 1,000 hitos que el observatorio ha tenido que alcanzar desde su lanzamiento para volverse completamente operativo, el equipo dijo hoy que solo quedan unas doscientas actividades por realizar. Pero esos 200 son parte de la fase final de puesta en servicio de los instrumentos. “Lo llamo la recta final”, dijo Michael McElwain, científico del proyecto del observatorio Webb en una conferencia de prensa el 9 de mayo. “Hay 17 modos científicos que debemos poner en línea en los próximos dos meses, y necesitamos demostrar el funcionamiento operativo del telescopio. capacidades antes de que estemos listos para soltar los instrumentos científicos en el Universo”. Actualmente, el equipo dijo que están investigando los detalles de los instrumentos científicos para completar la puesta en servicio de cada uno. En los próximos dos meses, realizarán mediciones detalladas del rendimiento de los instrumentos científicos antes de que comiencen las operaciones científicas de rutina en el verano.

Klaus Pontoppidan, científico del proyecto Webb del Instituto de Ciencias del Telescopio Espacial, dijo que anticipa que las primeras imágenes oficiales, llamadas observaciones de liberación anticipada (ERO, por sus siglas en inglés) se harán públicas a mediados de julio, con una fecha más precisa próximamente.

Figura 2. Partes de JWST. Crédito: NASA.

“Las observaciones de lanzamiento anticipado serán un paquete de espectaculares imágenes en color y espectros para demostrar que Webb está en pleno funcionamiento”, dijo Pontoppidan. "Será una oportunidad para celebrar el comienzo de la ciencia de Webb y mostrar todas las capacidades de Webb". Pontoppidan agregó que aunque JWST es un observatorio infrarrojo, las imágenes ERO serán imágenes en color, donde los colores infrarrojos se traducirán en colores visibles que los humanos pueden ver.

Los espejos ahora están completamente alineados y el observatorio está cerca de sus temperaturas criogénicas finales. Los cuatro instrumentos científicos se han encendido e incluyen la cámara de infrarrojo cercano (NIRCam), el espectrómetro de infrarrojo cercano (NIRSpec), el generador de imágenes de infrarrojo cercano y el espectrómetro sin ranura (NIRISS) y el instrumento de infrarrojo medio (MIRI), como así como el sensor de orientación fina (FGS), que proporciona información de orientación de alta precisión como entrada a los sistemas de control de actitud del telescopio. El último conjunto de actividades de puesta en servicio incluye elementos para cada instrumento, así como para los mecanismos de todo el observatorio, escribió Scott Friedman, científico principal encargado de la puesta en marcha de Webb, en una publicación de blog. "Hemos operado los mecanismos y detectores [de cada instrumento], incluidas las ruedas de filtro, las ruedas de rejilla y el conjunto de microobturador NIRSpec", dijo Friedman. “El equipo de óptica de Webb usó imágenes de estrellas aisladas tomadas con cada uno de los instrumentos para alinear los espejos primario y secundario del observatorio. Pero tenemos más trabajo por hacer antes de que Webb esté completamente listo para embarcarse en las ambiciosas observaciones científicas que revelarán los secretos del universo”. Esto incluye un amplio conjunto de calibraciones y caracterizaciones de los instrumentos utilizando una amplia variedad de fuentes astronómicas para probar las capacidades y fortalezas de cada instrumento. “Mediremos el rendimiento de los instrumentos: la cantidad de luz que ingresa al telescopio llega a los detectores y se registra”, dijo Friedman. “Siempre hay alguna pérdida con cada reflejo de los espejos del telescopio y dentro de cada instrumento, y ningún detector registra cada fotón que llega. Mediremos este rendimiento en múltiples longitudes de onda de luz observando estrellas estándar cuya emisión de luz se conoce a partir de datos obtenidos con otros observatorios combinados con cálculos teóricos”.

Figura 3. Esta combinación de imágenes proporcionadas por la NASA el lunes 9 de mayo de 2022 muestra parte de la Gran Nube de Magallanes, una pequeña galaxia satélite de la Vía Láctea, vista por el Telescopio Espacial Spitzer retirado, a la izquierda, y el nuevo Telescopio Espacial James Webb. El nuevo telescopio está en la recta final de las pruebas, y se espera que las observaciones científicas comiencen en julio, dijeron los astrónomos el lunes. Crédito: NASA/JPL-Caltech, NASA/ESA/CSA/STScI.

También realizarán la calibración astrométrica de cada instrumento mediante la observación de una pequeña porción de cielo en una galaxia cercana, la Gran Nube de Magallanes, y compararán las imágenes con observaciones anteriores de otros observatorios, incluido el Telescopio Espacial Hubble.

El equipo también probará las habilidades de Webb para hacer 'observaciones de series de tiempo', "donde uno toma una serie muy larga de exposiciones para rastrear lo que sucede durante el tránsito de un exoplaneta", dijo Marcia Rieke, investigadora principal de la cámara de infrarrojo cercano de Webb en la sesión informativa del 9 de mayo. Aquí es donde un exoplaneta pasa por delante de su estrella anfitriona, y JWST puede medir la atenuación de la luz de la estrella cuando el planeta pasa por delante. “Ya hemos demostrado que podemos cargar el comando y la secuencia de tiempo correctos para capturar esos tránsitos”, dijo Reike. También necesitan probar el seguimiento de objetivos en movimiento de JWST. Esto es para observar objetos en nuestro propio sistema solar, como lunas alrededor de otros planetas, asteroides y objetos del cinturón de Kuiper cubiertos de hielo. “Dado que estos objetos siempre se están moviendo, tenemos que ajustar la orientación de JWST para mantener el objeto centrado en el campo de visión”, explicó Reike. “Esto requiere coordinación entre el instrumento, el sistema de guía fina y los controles que apuntan el telescopio. Más por venir, pero estamos aprendiendo cómo hacer todas estas técnicas exquisitamente útiles y complicadas de tomar datos. Estamos descubriendo lo que el telescopio puede hacer”. Y hasta ahora, el telescopio supera incluso las predicciones más optimistas de lo que JWST podrá ver y hacer. Los científicos dijeron que las vistas más nítidas que ahora están viendo sugieren aún más posibilidades para los tipos de ciencia que el nuevo observatorio podrá realizar.

Figura 4. Resultados de espectroscopia simulada de las columnas de Europa. Este es un ejemplo de los datos que podría devolver el telescopio Webb que podrían identificar la composición del océano subterráneo de esta luna. Crédito: NASA-GSFC/SVS, Telescopio Espacial Hubble, Stefanie Milam, Geronimo Villanueva.

Hoy, le pedimos a Heidi Hammel, científica interdisciplinaria de Webb para observaciones del sistema solar, que nos cuente sobre sus planes para estudiar a los vecinos más cercanos de la Tierra: "Estoy realmente entusiasmado con el próximo primer año de operaciones científicas de Webb. Dirijo un equipo de astrónomos igualmente entusiasmados ansiosos por comenzar a descargar datos. Webb puede detectar la tenue luz de las primeras galaxias, pero mi equipo observará mucho más cerca de casa. Usarán a Webb para desentrañar algunos de los misterios que abundan en nuestro propio sistema solar. "Una de las preguntas que me hacen con frecuencia es por qué necesitamos un telescopio poderoso como Webb para estudiar nuestro sistema solar cercano. Los científicos planetarios usamos telescopios para complementar nuestras misiones in situ (misiones que enviamos para volar, orbitar o aterrizar en Un ejemplo de esto es cómo se usó el Hubble para encontrar el objetivo posterior a Plutón para la misión New Horizons, Arrokoth. También usamos telescopios cuando no tenemos planeadas misiones in situ, como para los distantes gigantes de hielo Urano y Neptuno o para realizar mediciones de grandes poblaciones de objetos, como cientos de asteroides o Kuiper Belt Objects (pequeños mundos de hielo más allá de las órbitas de Neptuno, incluido Plutón), ya que solo podemos enviar misiones a unos pocos de estos.

"El equipo de Webb ya ha utilizado un asteroide dentro de nuestro sistema solar para realizar pruebas de ingeniería de la capacidad de 'objetivo móvil' (MT). El equipo de ingeniería probó esta capacidad en un pequeño asteroide en el cinturón principal: 6481 Tenzing , llamado así por Tenzing Norgay , el famoso guía de montaña tibetano que fue una de las primeras personas en llegar a la cima del monte Everest.Bryan Holler, del Instituto de Ciencias del Telescopio Espacial, tuvo la opción de elegir entre unos 40 posibles asteroides para probar el seguimiento del MT, pero, como nuestro equipo, "Dado que todos los objetos eran similares dijo que tenía un nombre relacionado con el éxito parecía una obviedad". Nos gusta ese tipo de cosas. "Mi papel con Webb como 'científico interdisciplinario' significa que mi programa utiliza todas las capacidades de este telescopio de vanguardia. Las necesitamos todas para comprender verdaderamente el sistema solar (y el universo).
 

"Nuestro sistema solar tiene muchos más misterios de los que mi equipo tuvo tiempo de resolver. Nuestros programas observarán objetos en todo el sistema solar: tomaremos imágenes de los planetas gigantes y los anillos de Saturno; exploraremos muchos objetos del cinturón de Kuiper; analizaremos la atmósfera de Marte; ejecutaremos estudios de Titán y mucho más. También hay otros equipos que planean observaciones; en su primer año, el 7% del tiempo de Webb se centrará en objetos dentro de nuestro sistema solar. "Un programa emocionante y desafiante que planeamos hacer es observar mundos oceánicos. Hay evidencia del Telescopio Espacial Hubble de que la luna Europa de Júpiter tiene columnas esporádicas de material rico en agua. Planeamos tomar imágenes de alta resolución de Europa para estudiar su superficie y buscar la actividad del penacho y los procesos geológicos activos Si localizamos un penacho, utilizaremos la espectroscopia de Webb para analizar la composición del penacho. "Tengo una debilidad en mi corazón por Urano y Neptuno. De hecho, fue la falta de una misión a estos mundos tan distantes lo que me involucró en Webb hace tantas décadas. El equipo de Urano espera vincular definitivamente la química y la dinámica. de la atmósfera superior (detectable con Webb) a la atmósfera más profunda que hemos estado estudiando con otras instalaciones durante muchas décadas. Pasé los últimos 30 años usando los telescopios más grandes y mejores que la humanidad haya construido para estudiar estos gigantes de hielo, y ahora agregaremos Webb a esa lista. "Hemos estado planeando las observaciones de Webb durante más de veinte años, y eso se ha acelerado ahora que estamos lanzados, desplegados y enfocados. Señalaré que casi todos los datos del sistema solar de mi equipo estarán disponibles gratuitamente para el amplio comunidad científica planetaria de inmediato Tomé esa decisión para permitir más descubrimientos científicos con Webb en futuras propuestas.

"Me complace haber podido trabajar con el equipo durante todo este tiempo, y quiero agradecer especialmente a las miles de personas que colectivamente han habilitado esta increíble instalación para la astrofísica y las comunidades planetarias. Gracias; ad astra".

El equipo de Webb ya ha publicado una serie de imágenes de campos estelares tomadas con fines de calibración, pero las nuevas fotografías serán de objetivos astrofísicos, clave para profundizar la comprensión humana del universo, dijo Pontoppidan. Estas imágenes se tomarán en infrarrojo y luego se colorearán para el consumo público. La luz visible y ultravioleta emitida por los primeros objetos luminosos ha sido estirada por la expansión del universo y llega hoy en forma de infrarrojos, que Webb está equipado para detectar con una claridad sin precedentes, lo que le brinda una vista sin precedentes de las primeras estrellas y galaxias que se formaron hace 13500 millones de años. Webb, que se espera que le costó a la NASA y otras agencias casi 10 mil millones de dólares, se encuentra entre las plataformas científicas más caras jamás construidas, comparable al Gran Colisionador de Hadrones en el CERN y su telescopio predecesor, el Hubble. Su misión también incluye el estudio de planetas distantes, conocidos como exoplanetas, para determinar su origen, evolución y habitabilidad.

Referencias

[1] Universe Today. URL: https://www.universetoday.com/155822/webb-is-almost-ready-theres-one-last-thing-to-do/

[2] Phys.org news. URL: https://phys.org/news/2022-05-webb-telescope-explore-solar.html

[3] Phys.org news. URL: https://phys.org/news/2022-05-webb-telescope-full-scientific-images.html

Artículo editado y traducido por Juan F. González.

El método de la velocidad radial

Publicado el 22 de diciembre de 2017 por Matt Williams.

¿Qué es el método de la velocidad radial?

¡Bienvenido de nuevo a nuestra serie sobre métodos de búsqueda de exoplanetas! Hoy, analizamos otro método ampliamente utilizado y popular de detección de exoplanetas, conocido como método de velocidad radial (también conocido como espectroscopia Doppler). ¡La búsqueda de planetas extrasolares seguramente se ha intensificado en la última década más o menos! Gracias a las mejoras realizadas en la instrumentación y la metodología, la cantidad de exoplanetas descubiertos (a partir del 1 de diciembre de 2017) alcanzó los 3710 planetas en 2780 sistemas estelares, con 621 sistemas que cuentan con múltiples planetas. Desafortunadamente, debido a los límites a los que se ven obligados a enfrentarse los astrónomos, la gran mayoría se han descubierto utilizando métodos indirectos. Cuando se trata de estos métodos indirectos, uno de los más populares y efectivos es el método de velocidad radial, también conocido como espectroscopia Doppler. Este método se basa en la observación de los espectros de estrellas en busca de signos de "bamboleo", donde se encuentra que la estrella se mueve hacia y desde la Tierra. Este movimiento es causado por la presencia de planetas, los cuales ejercen una influencia gravitatoria sobre su respectivo sol.

Descripción:

Esencialmente, el método de la velocidad radial no consiste en buscar señales de los planetas en sí, sino en observar una estrella en busca de señales de movimiento. Esto se deduce utilizando un espectómetro para medir la forma en que las líneas espectrales de la estrella se desplazan debido al efecto Doppler, es decir, cómo se desplaza la luz de la estrella hacia el extremo rojo o azul del espectro (desplazamiento al rojo/desplazamiento al azul). 


 
 Figura 1.
Diagrama que detalla el método de velocidad radial (también conocido como desplazamiento Doppler). Crédito: Observatorio Las Cumbres.

Estos cambios son indicaciones de que la estrella se está alejando (desplazamiento hacia el rojo) o hacia (desplazamiento hacia el azul) de la Tierra. Basándose en la velocidad de la estrella, los astrónomos pueden determinar la presencia de un planeta o sistema de planetas. Sin embargo, la velocidad a la que una estrella se mueve alrededor de su centro de masa, que es mucho más pequeño que el de un planeta, se puede medir con los espectrómetros actuales. Hasta 2012, este método era el medio más efectivo para detectar exoplanetas, pero desde entonces ha sido reemplazado por la fotometría de tránsito. No obstante, sigue siendo un método muy eficaz y, a menudo, se utiliza junto con el método de tránsito para confirmar la existencia de exoplanetas y establecer restricciones sobre su tamaño y masa.
 

Ventajas:

El método de velocidad radial fue el primer medio exitoso de detección de exoplanetas y ha tenido una alta tasa de éxito para identificar exoplanetas tanto en sistemas estelares cercanos (Proxima b y los siete planetas de TRAPPIST-1) como distantes (COROT-7c). Una de las principales ventajas es que permite medir directamente la excentricidad de la órbita del planeta. La señal de velocidad radial es independiente de la distancia, pero requiere espectros de alta relación señal-ruido para lograr un alto grado de precisión. Como tal, generalmente se usa para buscar planetas de baja masa alrededor de estrellas que se encuentran dentro de los 160 años luz de la Tierra, pero aún puede detectar gigantes gaseosos hasta unos pocos miles de años luz de distancia.
 
 

 
 Vídeo 1. El método de la velocidad radial y el bamboleo estelar del desplazamiento Doppler.


 
La técnica de velocidad radial es capaz de detectar planetas alrededor de estrellas de baja masa, como las estrellas de tipo M (enanas rojas). Esto se debe al hecho de que las estrellas de baja masa se ven más afectadas por el tirón gravitacional de los planetas y porque tales estrellas generalmente giran más lentamente (lo que lleva a líneas espectrales más claras). Esto hace que el método de velocidad radial sea muy útil por dos razones. Por un lado, las estrellas de tipo M son las más comunes en el Universo, representan el 70% de las estrellas en las galaxias espirales y el 90% de las estrellas en las galaxias elípticas. En segundo lugar, estudios recientes han indicado que las estrellas de tipo M de baja masa son el lugar más probable para encontrar planetas terrestres (es decir, rocosos). Por lo tanto, el método de velocidad radial es muy adecuado para el estudio de planetas similares a la Tierra que orbitan cerca de soles enanos rojos (dentro de sus respectivas zonas habitables). Otra gran ventaja es la forma en que el método de velocidad radial puede imponer restricciones precisas sobre la masa de un planeta. Aunque la velocidad radial de una estrella solo puede arrojar estimaciones de la masa mínima de un planeta, distinguir las líneas espectrales propias del planeta de las de la estrella puede arrojar mediciones de la velocidad radial del planeta. Esto permite a los astrónomos determinar la inclinación de la órbita del planeta, lo que permite medir la masa real del planeta. Esta técnica también descarta falsos positivos y aporta datos sobre la composición del planeta. El problema principal es que tal detección solo es posible si el planeta orbita alrededor de una estrella relativamente brillante y si el planeta refleja o emite mucha luz, (es decir, rocosos). Por lo tanto, el método de velocidad radial es muy adecuado para el estudio de planetas similares a la Tierra que orbitan cerca de soles enanos rojos (dentro de sus respectivas zonas habitables). Otra gran ventaja es la forma en que el método de velocidad radial puede imponer restricciones precisas sobre la masa de un planeta. Aunque la velocidad radial de una estrella solo puede arrojar estimaciones de la masa mínima de un planeta, distinguir las líneas espectrales propias del planeta de las de la estrella puede arrojar mediciones de la velocidad radial del planeta. Esto permite a los astrónomos determinar la inclinación de la órbita del planeta, lo que permite medir la masa real del planeta. Esta técnica también descarta falsos positivos y aporta datos sobre la composición del planeta. El problema principal es que tal detección solo es posible si el planeta orbita alrededor de una estrella relativamente brillante y si el planeta refleja o emite mucha luz.

Figura 2. Número de descubrimientos de planetas extrasolares por año hasta septiembre de 2014, con colores que indican el método de detección: velocidad radial (azul), tránsito (verde), tiempo (amarillo), imágenes directas (rojo), microlente (naranja). Crédito: Dominio público.

Hasta diciembre de 2017, 662 de todos los exoplanetas descubiertos (tanto candidatos como confirmados) se detectaron utilizando solo el método de velocidad radial, casi el 30 % del total.

Desventajas:

Dicho esto, el método de velocidad radial también tiene algunos inconvenientes notables. Para empezar, no es posible observar cientos o incluso miles de estrellas simultáneamente con un solo telescopio, como se hace con la fotometría de tránsito. Además, a veces la espectrografía Doppler puede producir señales falsas, especialmente en sistemas de múltiples planetas y estrellas. Esto se debe a menudo a la presencia de campos magnéticos y ciertos tipos de actividad estelar, pero también puede deberse a la falta de datos suficientes, ya que las estrellas generalmente no se observan de forma continua. Sin embargo, estas limitaciones se pueden mitigar combinando las mediciones de velocidad radial con otro método, el más popular y eficaz de los cuales es la fotometría de tránsito. Si bien distinguir entre las líneas espectrales de una estrella y un planeta puede permitir establecer mejores restricciones en la masa de un planeta, esto generalmente solo es posible si el planeta orbita alrededor de una estrella relativamente brillante y el planeta refleja o emite mucha luz. Además, los planetas que tienen órbitas muy inclinadas (en relación con la línea de visión del observador) producen oscilaciones visibles más pequeñas y, por lo tanto, son más difíciles de detectar.
 


Vídeo 2. Método de velocidad radial.

Al final, el método de velocidad radial es más efectivo cuando se combina con la fotometría de tránsito, específicamente para confirmar las detecciones realizadas con este último método. Cuando ambos métodos se usan en combinación, no solo se puede confirmar la existencia de un planeta, sino que también se pueden hacer estimaciones precisas de su radio y masa real.

Ejemplos de ``surveys'' (estudios) de velocidad radial:

Los observatorios que utilizan el método de velocidad radial incluyen el Observatorio La Silla del Observatorio Europeo Austral (ESO) en Chile. Esta instalación lleva a cabo estudios de búsqueda de exoplanetas utilizando su telescopio de 3,6 metros, que está equipado con el espectrómetro Buscador de planetas de velocidad radial de alta precisión (HARPS). También están los telescopios en el Observatorio Keck en Mauna Kei, Hawái, que se basan en el espectrómetro Echelle Spectrometer (HIRES) de alta resolución.

También está el Observatorio de Haute-Provence en el sur de Francia, que utilizó el espectrógrafo ELODIE para detectar 51 Pegasi b, el primer "Júpiter caliente" que se encontró orbitando una estrella de secuencia principal, en 1995. En 2006, ELODIE fue dado de baja y reemplazado por el espectrógrafo SOPHIE. Se espera que los estudios de búsqueda de exoplanetas que se basan en el Método de velocidad radial se beneficien enormemente del despliegue del Telescopio espacial James Webb (JWST), que está programado para 2019. Una vez que esté operativa, esta misión obtendrá mediciones Doppler de estrellas utilizando su conjunto avanzado. de instrumentos infrarrojos para determinar la presencia de candidatos a exoplanetas. Algunos de estos serán luego confirmados utilizando el Satélite de Sondeo de Exoplanetas en Tránsito (TESS), que se desplegará en 2018. Gracias a las mejoras en tecnología y metodología, el descubrimiento de exoplanetas ha crecido a pasos agigantados en los últimos años. Con miles de exoplanetas confirmados, el enfoque se ha desplazado gradualmente hacia la caracterización de estos planetas para aprender más sobre sus atmósferas y condiciones en su superficie. ¡En las próximas décadas, gracias en parte al despliegue de nuevas misiones, se espera que se hagan algunos descubrimientos muy profundos! Tenemos muchos artículos interesantes sobre la caza de exoplanetas aquí en Universe Today. Aquí está ¿Qué son los planetas extrasolares?, ¿Qué es el método de tránsito?, ¿Qué es el método de imagen directa?, ¿Qué es el método de microlente gravitacional? y El universo de Kepler: más planetas en nuestra galaxia que estrellas.

Astronomy Cast también tiene algunos episodios interesantes sobre el tema. Aquí está el episodio 366: Espectrógrafo HARPS. Para obtener más información, asegúrese de consultar la página de la NASA sobre exploración de exoplanetas, la página de la Sociedad Planetaria sobre planetas extrasolares y el archivo de exoplanetas de NASA/Caltech.

Referencias

[1] What is the radial velocity method? Universe Today, article by Matt Williams, URL: https://www.universetoday.com/138014/radial-velocity-method/

[2] What is the Transit Method? Universe Today, by Matt Williams, URL: https://www.universetoday.com/137480/what-is-the-transit-method/

Artículo traducido y editado por Juan F. González.

Estrella con "estándar de oro" ("gold standard" star)

Astrónomos encuentran estrella 'estándar de oro' en la Vía Láctea

Fecha: 10 de mayo de 2022.

Fuente: Universidad de Michigan.

Resumen: En el vecindario de nuestro sol de la galaxia de la Vía Láctea hay una estrella relativamente brillante, y en ella, los astrónomos han podido identificar la gama más amplia de elementos en una estrella más allá de nuestro sistema solar hasta el momento.

En el vecindario de nuestro sol de la galaxia de la Vía Láctea hay una estrella relativamente brillante, y en ella, los astrónomos han podido identificar la gama más amplia de elementos en una estrella más allá de nuestro sistema solar hasta el momento. El estudio, dirigido por el astrónomo de la Universidad de Michigan Ian Roederer, identificó 65 elementos en la estrella HD 222925. Cuarenta y dos de los elementos identificados son elementos pesados que se enumeran en la parte inferior de la tabla periódica de elementos. Identificar estos elementos en una sola estrella ayudará a los astrónomos a comprender lo que se llama el "proceso de captura rápida de neutrones", o una de las principales formas en que se crearon los elementos pesados en el universo. Sus resultados se publican en arXiv y han sido aceptados para su publicación en la serie de suplementos de Astrophysical Journal.

"Hasta donde yo sé, ese es un récord para cualquier objeto más allá de nuestro sistema solar. Y lo que hace que esta estrella sea tan única es que tiene una proporción relativa muy alta de los elementos enumerados a lo largo de los dos tercios inferiores de la tabla periódica. Incluso detectamos oro", dijo Roederer. "Estos elementos fueron hechos por el proceso de captura rápida de neutrones. Eso es realmente lo que estamos tratando de estudiar: la física para comprender cómo, dónde y cuándo se hicieron esos elementos". El proceso, también llamado "proceso r", comienza con la presencia de elementos más ligeros como el hierro. Luego, rápidamente, del orden de un segundo, se agregan neutrones a los núcleos de los elementos más livianos. Esto crea elementos más pesados ​​como el selenio, la plata, el telurio, el platino, el oro y el torio, del tipo que se encuentra en HD 222925, y que rara vez se detectan en las estrellas, según los astrónomos. "Se necesitan muchos neutrones libres y un conjunto de condiciones de muy alta energía para liberarlos y agregarlos a los núcleos de los átomos", dijo Roederer. "No hay muchos entornos en los que eso pueda suceder, dos, tal vez".
 
 Uno de estos entornos ha sido confirmado: la fusión de estrellas de neutrones. Las estrellas de neutrones son los núcleos colapsados ​​de estrellas supergigantes y son los objetos celestes más pequeños y densos que se conocen. La colisión de pares de estrellas de neutrones provoca ondas gravitacionales y, en 2017, los astrónomos detectaron por primera vez ondas gravitacionales de estrellas de neutrones fusionadas. Otra forma en que podría ocurrir el proceso r es después de la muerte explosiva de estrellas masivas. "Ese es un importante paso adelante: reconocer dónde puede ocurrir el proceso r. Pero es un paso mucho más grande decir: '¿Qué hizo realmente ese evento? ¿Qué se produjo allí?" dijo Roederer. "Ahí es donde entra nuestro estudio". Los elementos que Roederer y su equipo identificaron en HD 222925 se produjeron en una supernova masiva o en una fusión de estrellas de neutrones muy temprano en el universo. El material fue expulsado y devuelto al espacio, donde más tarde se transformó en la estrella que Roederer está estudiando hoy. Esta estrella se puede usar como un representante de lo que habría producido uno de esos eventos. Cualquier modelo desarrollado en el futuro que demuestre cómo el proceso r o la naturaleza produce elementos en los dos tercios inferiores de la tabla periódica debe tener la misma firma que HD 222925, dice Roederer.

Crucialmente, los astrónomos usaron un instrumento en el Telescopio Espacial Hubble que puede recolectar espectros ultravioleta. Este instrumento fue clave para permitir a los astrónomos recolectar luz en la parte ultravioleta del espectro de luz, luz que es débil y proviene de una estrella fría como HD 222925. Los astrónomos también utilizaron uno de los telescopios Magellan, un consorcio del cual la UM es socio, en el Observatorio Las Campanas en Chile para recolectar luz de HD 222925 en la parte óptica del espectro de luz. Estos espectros codifican la "huella digital química" de los elementos dentro de las estrellas, y la lectura de estos espectros permite a los astrónomos no solo identificar los elementos contenidos en la estrella, sino también cuánto de un elemento contiene la estrella. Anna Frebel es coautora del estudio y profesora de física en el Instituto Tecnológico de Massachusetts. Ella ayudó con la interpretación general del patrón de abundancia de elementos de HD 222925 y cómo informa nuestra comprensión del origen de los elementos en el cosmos.
 
 "Ahora conocemos la salida detallada elemento por elemento de algún evento de proceso r que ocurrió temprano en el universo", dijo Frebel. "Cualquier modelo que intente entender qué está pasando con el proceso r tiene que ser capaz de reproducir eso". Muchos de los coautores del estudio son parte de un grupo llamado R-Process Alliance, un grupo de astrofísicos dedicados a resolver las grandes preguntas del proceso r. Este proyecto marca uno de los objetivos clave del equipo: identificar qué elementos y en qué cantidades se produjeron en el proceso r con un nivel de detalle sin precedentes.

Referencias

[1] Ian U. Roederer, James E. Lawler, Elizabeth A. Den Hartog, Vinicius M. Placco, Rebecca Surman, Timothy C. Beers, Rana Ezzeddine, Anna Frebel, Terese T. Hansen, Kohei Hattori, Erika M. Holmbeck, Charli M. Sakari. The R-Process Alliance: A Nearly Complete R-Process Abundance Template Derived from Ultraviolet Spectroscopy of the R-Process-Enhanced Metal-Poor Star HD 222925, submitted to arXiv, 2022. URL: https://arxiv.org/abs/2205.03426

[2] Astronomers find 'gold standard' star in Milky Way. Science daily news. URL: https://www.sciencedaily.com/releases/2022/05/220510151450.htm

Artículo editado y traducido por Juan F. González.

Planetas errantes como arcas interestelares

Planetas errantes como arcas interestelares de civilizaciones tecnológicas

No hemos encontrado ninguna firma tecnológica entre las estrellas, pero el campo es joven y nuestras herramientas de observación están mejorando constantemente. Vale la pena preguntarse qué tan probable será que una civilización avanzada produzca el tipo de firma tecnológica que solemos discutir. Un enjambre de Dyson debería producir evidencia de su existencia en el infrarrojo, pero no todas las tecnologías avanzadas involucran megaestructuras. Incluso hoy podemos ver el movimiento de la atención humana en el ciberespacio. ¿Una civilización que vive principalmente dentro de mundos virtuales produciría una firma detectable, o más o menos desaparecería de la observabilidad?

En 2020, Valentin Ivanov (ESO Paranal) y sus colegas propusieron una modificación a la escala de Kardashev basada en cómo una civilización se integra con su entorno ([3]). Los autores ofrecieron un conjunto de clases. La Clase 0 es una civilización que usa el medio ambiente sin cambiarlo sustancialmente. La clase 1 modifica su entorno para adaptarse a sus necesidades, mientras que la clase 2 se modifica a sí misma para adaptarse a su entorno. Una civilización de Clase 3 bajo este esquema sería enloquecedoramente difícil de encontrar porque es indistinguible de su entorno. De hecho, esto se vuelve especulativo, como lo ilustra el artículo de Ivanov:

"(...) El nuevo esquema de clasificación permite la existencia de civilizaciones avanzadas tranquilas que pueden coexistir con nosotros, pero permanecen invisibles para nuestras búsquedas por radio, térmicas o de tránsito. La suposición subyacente implícita de Hart (1975) es que la hipotética ETC [Civilización Extraterrestre] está interactuando con la materia en un nivel similar al nuestro. Ni siquiera podemos especular si es posible detectar una fuga de calor o una estructura en tránsito construida por un ETC capaz de interactuar con la materia a nivel de subquark, pero la respuesta es probablemente negativa y no porque ese ETC funcione de acuerdo con algunos especulativos. leyes de la física, sino porque tal ETC probablemente sería mucho más eficiente que nosotros controlando su desperdicio de energía y minimizando sus proyectos de construcción. ¿Un ETC tan avanzado necesitaría megaestructuras y grandes proyectos de astroingeniería?(...)"

Planetas 'pícaros' y sus usos

Aparte de la reconsideración de los supuestos de Kardashev sobre la energía disponible como medida del progreso de la civilización, siempre es útil recordar que debemos cuestionar nuestras inclinaciones antropocéntricas. Necesitamos considerar el rango de posibilidades que las civilizaciones avanzadas pueden tener ante ellas, razón por la cual me llama la atención un nuevo artículo de Irina Romanovskaya. El autor, profesor de física y astronomía en el Houston Community College System, aboga por la migración planetaria e interestelar como impulsores del tipo de firma que podríamos detectar. Una estrella en transición a gigante roja es un buen ejemplo: aquí encontraríamos una zona habitable que se está alejando más de la estrella, y posiblemente evidencia de la migración de una cultura a los planetas y lunas más distantes de su sistema de origen.

La evidencia de una civilización que se expande para ocupar los confines de su sistema podría venir en forma de firmas tecnológicas atmosféricas o exceso de infrarrojos, entre otras posibilidades. Pero es al moverse a otras estrellas que Romanovskaya ve la posibilidad más probable de una firma detectable, señalando que los pases estelares cercanos podrían ser momentos para esperar un movimiento a gran escala entre estrellas. También vienen a la mente otros mecanismos. Hemos discutido motores estelares en estas páginas antes (propulsores Shkadov, por ejemplo), que pueden mover estrellas enteras. Romanovskaya presenta la idea de que los planetas que flotan libremente podrían ser una forma más fácil y eficiente de migrar.

"(...)Los planetas que flotan libremente pueden proporcionar una gravedad superficial constante, grandes cantidades de espacio y recursos. Los planetas que flotan libremente con océanos superficiales y subterráneos pueden proporcionar agua como recurso consumible y para la protección contra la radiación espacial. Las tecnologías se pueden utilizar para modificar el movimiento de los planetas que flotan libremente. Si la fusión nuclear controlada tiene el potencial de convertirse en una importante fuente de energía para la humanidad (Ongena y Ogawa, 2016; Prager, 2019), entonces también puede convertirse en una fuente de energía para los viajeros interestelares que viajan en planetas que flotan libremente(...)."

Lo que ofrece un planeta de flotación libre o 'pícaro' es una gran cantidad de bienes raíces, lo que significa que una cultura que se enfrenta a una amenaza existencial puede encontrar útil enviar grandes cantidades de poblaciones biológicas o posbiológicas a sistemas planetarios cercanos. Se desconoce el número de planetas que flotan libremente, pero estudios recientes han sugerido que puede haber miles de millones de estos mundos, arrojados a las profundidades interestelares por interacciones gravitatorias en sus sistemas originales. Esperaríamos que algunos se movieran a través de las nubes cometarias de los sistemas planetarios, tal como lo hicieron estrellas como la estrella de Scholz (W0720) en nuestro sistema hace 70000 años, permaneciendo dentro de las 100000 AU del Sol durante un período de aproximadamente 10000 años.

"(...)Las civilizaciones extraterrestres pueden montar objetos de nubes de Oort de sus sistemas planetarios, que se convierten en planetas flotantes libres después de ser expulsados por sus estrellas anfitrionas durante la evolución de la rama gigante roja (RGB) y la evolución de la rama gigante asintótica (AGB). Por ejemplo, si una estrella anfitriona es una estrella similar al Sol y el eje semimayor crítico está acr ≈ 1000 AU, entonces los extraterrestres pueden usar naves espaciales para viajar desde su planeta de origen a un objeto similar a 2015 TG387, cuando está cerca de su periastro ~ 60–80 UA. Montarían en ese objeto y dejarían el objeto cuando llegara a su apastron ~ 2100 AU. Luego, usarían su nave espacial para transferirse a otro objeto de la nube de Oort que luego sería expulsado por su estrella posterior a la secuencia principal.(...)"

Un estudio reciente encuentra que las simulaciones de formación de planetas terrestres alrededor de estrellas como el Sol producen alrededor de 2,5 planetas de masa terrestre por estrella que son expulsados ​​durante el proceso de formación de planetas, muchos de estos muy probablemente cerca de Marte en tamaño. Louis Strigari (Universidad de Stanford) calculó en 2012 que por cada estrella de la secuencia principal puede haber hasta 105 objetos sueltos, un número enorme que justificaría el paso frecuente de esos mundos cerca de otros sistemas estelares. Seamos más conservadores y digamos que los planetas que flotan libremente probablemente superen en número a las estrellas en la galaxia. Algunos de estos mundos pueden ser expulsados ​​por interacciones de dispersión posteriores en sistemas multiplanetarios o por evolución estelar. Estos planetas son objetivos de observación engañosos, como nos recuerda el reciente descubrimiento de 70 de ellos en la asociación Upper Scorpius OB (a 420 años luz de la Tierra). Pueden existir en sus innumerables miles de millones, pero confiamos en el azar y las alineaciones momentáneas con una estrella de fondo para detectar su paso a través de microlentes gravitacionales.

Figura 1. Esta imagen muestra las ubicaciones de 115 posibles planetas rebeldes, resaltados con círculos rojos, descubiertos recientemente por un equipo de astrónomos en una región del cielo ocupada por Upper Scorpius y Ophiucus. Los planetas rebeldes tienen masas comparables a las de los planetas de nuestro Sistema Solar, pero no orbitan una estrella y, en cambio, vagan libremente por su cuenta. El número exacto de planetas rebeldes encontrados por el equipo está entre 70 y 170, dependiendo de la edad asumida para la región de estudio. Esta imagen se creó asumiendo una edad intermedia, lo que resultó en una serie de candidatos a planetas entre los dos extremos del estudio. Crédito: ESO/N. Risinger (skysurvey.org).

Si encontramos un planeta que flota libremente en nuestros datos, ¿se convierte en un objetivo SETI? Romanovskaya cree que la idea tiene mérito y sugiere varias estrategias para examinar esos mundos en busca de firmas tecnológicas. Una cosa que podríamos hacer es concentrarnos en estrellas posteriores a la secuencia principal con zonas habitables previamente estables, buscando señales de tecnología cerca de ellas, bajo el supuesto de que una civilización local bajo presión podría necesitar una salida, ya sea a través de la transferencia a una zona libre que pasa. -planeta flotante o por otros medios. Por lo tanto, los vecindarios estelares de gigantes rojas y enanas blancas que se formaron a partir de estrellas de clase G y K merecen estudio. Una llamada 'honda Dyson' (una asistencia gravitatoria binaria enana blanca) podría acelerar un planeta que flota libremente y, como ha demostrado David Kipping, los binarios con estrellas de neutrones y agujeros negros también son candidatos para tal maniobra. Por lo tanto, abrimos el espacio de firma tecnológica a las enanas blancas binarias y sus contrapartes de estrellas de neutrones que las civilizaciones utilizan como aceleradores de planetas.
 
 A una estrella pasajera

Los pases cercanos por otras estrellas también merecen estudio. Ya se han hecho algunos intentos de este tipo. En un estudio reciente, Bradley Hansen (UCLA) analizó los encuentros estelares cercanos al Sol, utilizando la base de datos Gaia dentro de 100 parsecs e identificando 132 pares de estrellas que pasan dentro de 10,000 AU entre sí. No apareció ningún exceso infrarrojo del tipo que podría señalar los esfuerzos migratorios en los datos alrededor de estrellas similares al Sol. Dos años antes, Hansen trabajó con su colega de la UCLA, Ben Zuckerman, sobre la supervivencia de las civilizaciones tecnológicas dada la evolución estelar problemática; ambos artículos aparecieron en el Astronomical Journal (no citaré todos estos artículos a continuación, ya que se citan en el artículo de Romanovskaya, que es disponible en texto completo en línea). En un sistema que ha experimentado una migración interestelar, esperaríamos ver firmas tecnológicas atmosféricas y posibles evidencias de terraformación en planetas colonizados. Un clip de su artículo de 2020:

"(...) … asociamos la migración con un evento astrofísico particular que es, en principio, observable, a saber, un paso cercano de dos estrellas. Se podría reducir el vasto espacio de parámetros de una búsqueda de evidencia de tecnología con un enfoque en una muestra de estrellas de este tipo en una búsqueda de señales de comunicación o signos de actividad como excesos infrarrojos o absorciones transitorias de fotosferas estelares. Sin embargo, nuestras estimaciones sugieren que la densidad de tales sistemas es baja en comparación con el confuso primer plano de las estrellas verdaderamente unidas, y se requeriría un programa sustancial de investigación de falsos positivos.(...)"

De hecho, la lista de firmas tecnológicas mencionadas en el artículo de Romanovskaya, en su mayoría extraídas de la literatura, nos aleja del paradigma SETI original de escuchar las comunicaciones por radio. Introduce el potencial SETI de los planetas que flotan libremente, pero luego incluye la detección infrarroja de sondas autorreproductoras, motores estelares (las estrellas de hipervelocidad se convierten en candidatas SETI), comunicaciones de naves espaciales interestelares o radiación de ciclotrón emitida por velas magnéticas y otras tecnologías, y el buscar artefactos potenciales de otras civilizaciones aquí en el Sistema Solar, según lo examinado por Robert Freitas y otros y recientemente revigorizado por el trabajo de Jim Benford. Todo el cielo parece abrirse a la búsqueda si aceptamos estas premisas; las firmas tecnológicas llueven como confeti, especialmente dada la hipótesis del planeta que flota libremente. Por lo tanto:
 
 
 "(...) Las emisiones inexplicables de radiación electromagnética observadas solo una o varias veces a lo largo de las líneas de observación de sistemas planetarios, grupos de estrellas, galaxias y regiones aparentemente vacías del espacio pueden ser firmas tecnológicas producidas en planetas que flotan libremente ubicados a lo largo de las líneas de observación; Se recomienda la búsqueda de planetas que floten libremente en regiones donde ocurren emisiones inexplicables o fenómenos astronómicos.(...)"

¿Cómo construimos un programa de observación coherente a partir de la enorme lista de posibilidades? El autor no intenta producir tal, pero la lluvia de ideas sobre las posibilidades tiene sus propias virtudes que pueden resultar útiles cuando tratamos de dar sentido a futuros datos enigmáticos para preguntarnos si lo que vemos es de origen natural o tecnológico. El artículo es Romanovskaya, “Migración de civilizaciones extraterrestres y colonización interestelar: implicaciones para SETI y SETA”, publicado en línea por Cambridge University Press (28 de abril de 2022). Texto completo. El Ivanov et al. El artículo citado al principio es "Una clasificación cualitativa de civilizaciones extraterrestres", Astronomy & Astrophysics vol. 639, A94 (14 de julio de 2020). Resumen.

Referencias

[1] Free-Floating Planets as Interstellar Arks, by Paul Gilster on May 6, 2022. Centauri dreams, URL: https://www.centauri-dreams.org/2022/05/06/free-floating-planets-as-interstellar-arks/

[2] Romanovskaya, “Migrating extraterrestrial civilizations and interstellar colonization: implications for SETI and SETA”, published online by Cambridge University Press (28 April 2022). Disponible en la URL: https://www.cambridge.org/core/journals/international-journal-of-astrobiology/article/migrating-extraterrestrial-civilizations-and-interstellar-colonization-implications-for-seti-and-seta/BFFC1BB63FED869C85172BB3CC88DBBB

[3] Ivanov et al. “A qualitative classification of extraterrestrial civilizations”, Astronomy & Astrophysics Vol. 639, A94 (14 July 2020). URL: https://www.aanda.org/articles/aa/abs/2020/07/aa37597-20/aa37597-20.html

Artículo traducido y editado por Juan F. González

Detección del efecto Unruh: un nuevo avance

El avance de la investigación en la detección de la aceleración 'efecto Unruh': finalmente se puede probar en entornos de laboratorio

Fecha: 9 de mayo de 2022.

Fuente: Universidad de Waterloo.

Resumen: Un obstáculo importante para trabajar en la vanguardia de la física fundamental es la incapacidad de probar teorías de vanguardia en un entorno de laboratorio. Pero un descubrimiento reciente abre la puerta para que los científicos vean en acción ideas que antes solo se entendían en teoría o se representaban en la ciencia ficción.

Una de esas teorías es sobre el efecto Unruh. Cuando los astronautas en una nave espacial experimentan una aceleración súper fuerte y ven pasar la luz de las estrellas, entonces el efecto Unruh es un brillo cálido adicional sobre la luz que fluye. Predicho por primera vez por el físico canadiense Bill Unruh, este efecto está estrechamente relacionado con el brillo. de los agujeros negros predichos por Stephen Hawking, y está también relacionado con el principio de equivalencia. Todo objeto acelerado detectará una radiación térmica cuya temperatura es igual a:

TU=a2πkBcT_U=\dfrac{\hbar a}{2\pi k_B c}

Figura 1. El efecto Unruh, efecto de vacío consistente en la inequivalencia de partículas observadas en reposo y en un movimiento uniformemente acelerado.

El efecto Unruh es de hecho el análogo del efecto Hawking para observadores acelerados, que ven un vacío diferente a los observadores en reposo. Esto se debe a que los agujeros negros aceleran fuertemente todo hacia ellos y que la teoría cuántica de campos hace burbujear pares partícula-antipartícula del vacío. Esto es también consecuencia del efecto Hawking.  "Se cree que los agujeros negros no son del todo negros", dice Barbara Šoda, estudiante de doctorado en física en la Universidad de Waterloo. "En cambio, como descubrió Stephen Hawking, los agujeros negros deberían emitir radiación. Esto se debe a que, si bien nada más puede escapar de un agujero negro, las fluctuaciones cuánticas de radiación sí pueden". De manera similar a cómo el efecto Hawking necesita un agujero negro, el efecto Unruh requiere enormes aceleraciones para producir un brillo significativo. Por lo tanto, se pensó que el efecto Unruh era tan débil que sería imposible medirlo con las aceleraciones que se pueden lograr en los experimentos con la tecnología actual.

El equipo de investigación encontró una forma innovadora de experimentar con el efecto Unruh mediante un uso novedoso de láseres de alta intensidad. Descubrieron que hacer brillar un láser de alta intensidad sobre una partícula acelerada puede amplificar tanto el efecto Unruh que en realidad se vuelve medible. En un giro inesperado, el equipo también descubrió que al equilibrar delicadamente la aceleración y la desaceleración, uno debería incluso poder hacer transparente la materia acelerada. La capacidad de experimentar con el efecto Unruh, así como con el nuevo fenómeno de la transparencia inducida por la aceleración, brinda un gran impulso a los físicos, que llevan mucho tiempo buscando formas de unificar la teoría general de la relatividad de Einstein con la mecánica cuántica. "La teoría de la relatividad general y la teoría de la mecánica cuántica todavía están algo en desacuerdo, pero tiene que haber una teoría unificadora que describa cómo funcionan las cosas en el universo", dice el coautor Achim Kempf, profesor de matemáticas aplicadas y miembro del Instituto de Computación Cuántica de Waterloo. "Hemos estado buscando una manera de unir estas dos grandes teorías, y este trabajo nos está ayudando a acercarnos al abrir oportunidades para probar nuevas teorías contra experimentos".
 
 El equipo ahora dispone para realizar más experimentos de laboratorio. También están emocionados por los impactos de la investigación sobre algunas de las preguntas fundamentales sobre la física y la naturaleza del universo. "Durante más de 40 años, los experimentos se han visto obstaculizados por la incapacidad de explorar la interfaz de la mecánica cuántica y la gravedad", dice el coautor Vivishek Sudhir, profesor asistente de ingeniería mecánica en el Instituto de Tecnología de Massachusetts y afiliado del Interferómetro Láser Observatorio de Ondas Gravitacionales (LIGO). "Aquí tenemos una opción viable para explorar esta interfaz en un entorno de laboratorio. Si podemos resolver algunas de estas grandes preguntas, podría cambiarlo todo".
 
Referencias

[1] Barbara Šoda, Vivishek Sudhir, Achim Kempf. Acceleration-Induced Effects in Stimulated Light-Matter Interactions. Physical Review Letters, 2022; 128 (16). DOI: 10.1103/PhysRevLett.128.163603 Journal URL: https://journals.aps.org/prl/abstract/10.1103/PhysRevLett.128.163603

[2] Research breakthrough means warp speed 'Unruh effect' can finally be tested in lab settings. Science Daily news, https://www.sciencedaily.com/releases/2022/05/220509100938.htm

Artículo editado y traducido por Juan F. González.

Estudios del pseudogap en cupratos

Figura 1. Material 2d. Credit: CC0 Public Domain.

Más de tres décadas desde el descubrimiento de la superconductividad a alta temperatura en los materiales de cuprato cerámico, la investigación de los estados electrónicos en los materiales de cuprato para avanzar en la comprensión de la fase superconductora y los fenómenos relacionados ha adquirido una importancia increíble.

En un nuevo artículo publicado en The European Physical Journal B, Ernesto Raposo de la Universidad Federal de Pernambuco, Brasil, y sus coautores, analizan una de las propiedades físicas esenciales de los compuestos superconductores de cuprato, el llamado pseudogap, que describe un estado en el que la superficie de Fermi de un material posee un salto o gap de energía parcial.

A pesar del impresionante progreso en el estudio de los compuestos superconductores de cuprato, los autores señalan que los investigadores aún tienen que llegar a un consenso sobre el origen físico de la fase pseudogap en estos compuestos. Para abordar este problema, el equipo emplea el hamiltoniano de Hubbard de una banda de electrones vecinos que interactúan en los planos de CuO2CuO_2 de los sistemas de cuprato para examinar la aparición de la fase de pseudogap. Además de considerar la energía de repulsión de Coulomb habitual en el sitio y el salto de electrones a los sitios vecinos más cercanos, los investigadores también consideraron un mecanismo competitivo de saltos a los sitios vecinos más cercanos.

Para llevar a cabo su estudio, el equipo dopó el sistema con electrones o con huecos para aproximarse a las concentraciones críticas de dopaje en las que se cierra la pseudogap, además de estimar el rango de concentración en el que se mantiene. Usando un modelo creado para reflejar los parámetros del compuesto de cuprato La2CuO4La_2CuO_4, el equipo encontró las concentraciones críticas de dopaje de electrones y huecos y también obtuvo el gap de transferencia de carga y las energías máximas de pseudogap. Los autores dicen que la pseudobrecha no se abre cuando la siguiente energía cinética vecina más cercana se anula, y describen este hallazgo como notable.

Los cálculos de los investigadores indican que la energía de salto al vecino más cercano coincide con el valor de el pseudogap observado en la medida experimental en los sistemas de cuprato. Esto sugiere que el salto de electrones en competencia a lo largo de las direcciones nodales de la zona de Brillouin de la subred podría desempeñar un papel en la aparición de la fase de pseudogap en los materiales de cuprato.
 
Referencias

[1] Y. Vielza et al, Pseudogap Mott-phase in cuprate superconductors: a Hartree–Fock study with limited next-nearest-neighbor hopping, The European Physical Journal B (2022). DOI: 10.1140/epjb/s10051-022-00298-w

[2] Studying the pseudogap in superconducting cuprate materials by Springer. Phys.org news. URL: https://phys.org/news/2022-05-pseudogap-superconducting-cuprate-materials.html

Artículo editado y traducido por Juan F. González

Agujeró negro supermasivo invirtió su campo magnético

Un agujero negro supermasivo acaba de invertir todo su campo magnético

Los agujeros negros son poderosos motores cósmicos. Proporcionan la energía detrás de los cuásares y otros núcleos galácticos activos (AGN). Esto se debe a la interacción de la materia con sus poderosos campos gravitatorios y magnéticos. Técnicamente, un agujero negro no tiene un campo magnético por sí solo, sino el plasma denso que rodea el agujero negro como un disco de acreción. A medida que el plasma gira alrededor del agujero negro, las partículas cargadas dentro de él generan una corriente eléctrica y un campo magnético. La dirección del flujo de plasma no cambia espontáneamente, por lo que uno podría imaginar que el campo magnético es muy estable. Así que imagine la sorpresa de los astrónomos cuando vieron evidencia de que el campo magnético de un agujero negro había sufrido una inversión magnética. En términos básicos, un campo magnético puede representarse como el de un imán simple, con polos norte y sur. Una inversión magnética es donde la orientación de ese polo imaginario cambia y la orientación del campo magnético cambia. Este efecto es común entre las estrellas. Nuestro Sol invierte su campo magnético cada 11 años, lo que impulsa el ciclo de 11 años de manchas solares que los astrónomos han observado desde el siglo XVII. Incluso la Tierra sufre inversiones magnéticas cada pocos cientos de miles de años. Pero no se pensaba que las inversiones magnéticas fueran probables para los agujeros negros supermasivos.

En 2018, un estudio del cielo automatizado encontró un cambio repentino en una galaxia a 239 millones de años luz de distancia. Conocida como 1ES 1927+654, la galaxia se iluminó en un factor de 100 en luz visible. Poco después de su descubrimiento, el Observatorio Swift capturó su resplandor en rayos X y ultravioleta. Una búsqueda de observaciones de archivo de la región mostró que la galaxia en realidad comenzó a brillar hacia fines de 2017. En ese momento se pensó que este rápido aumento de brillo era causado por una estrella que pasaba cerca del agujero negro supermasivo de la galaxia. Un encuentro tan cercano provocaría un evento de interrupción de marea, que destrozaría la estrella e interrumpiría el flujo de gas en el disco de acreción del agujero negro. Pero este nuevo estudio arroja una sombra sobre esa idea.

Figura 1. Cómo un agujero negro podría sufrir una inversión magnética. Crédito: Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA/Jay Friedlander.

El equipo analizó las observaciones de la llamarada galáctica en todo el espectro de luz, desde la radio hasta los rayos X. Una de las cosas que notaron fue que la intensidad de los rayos X disminuyó muy rápidamente. Los rayos X a menudo son producidos por partículas cargadas que giran en espiral dentro de campos magnéticos intensos, por lo que esto sugiere un cambio repentino en el campo magnético cerca del agujero negro. Al mismo tiempo, la intensidad de la luz visible y ultravioleta aumentó, lo que sugirió que partes del disco de acreción del agujero negro se estaban calentando. Ninguno de estos efectos es lo que esperaría con un evento de interrupción de las mareas.

En cambio, una inversión magnética se ajusta mejor a los datos. Como mostró el equipo, cuando un disco de acreción de un agujero negro sufre una inversión magnética, los campos se debilitan primero en los bordes exteriores del disco de acreción. Como resultado, el disco puede calentarse de manera más eficiente. Al mismo tiempo, el campo magnético más débil significa que las partículas cargadas producen menos rayos X. Una vez que el campo magnético completa su inversión, el disco vuelve a su estado original. Esta es solo la primera observación de la inversión magnética de un agujero negro galáctico. Ahora sabemos que pueden ocurrir, pero no sabemos qué tan comunes son estas reversiones. Se necesitarán más observaciones para determinar cuántas veces el agujero negro de una galaxia puede convertirse en un bateador ambidiestro.

Referencias

[1] Laha, Sibasish, et al. “A radio, optical, UV and X-ray view of the enigmatic changing look Active Galactic Nucleus 1ES~1927+ 654 from its pre-to post-flare states.” arXiv preprint arXiv:2203.07446 (2022).

[2] A Supermassive Black Hole Just Flipped its Entire Magnetic Field.  Posted on May 8, 2022 by Brian Koberlein. URL: https://www.universetoday.com/155813/a-supermassive-black-hole-just-flipped-its-entire-magnetic-field/

Artículo editado y traducido por Juan F. González.

Agujero negro a la carrera

Agujero negro fusionado a la fuga

12 mayo 2022•Physics 15, s62.

El análisis de las ondas gravitacionales de la fusión de un agujero negro sugiere que el último agujero negro recibió una patada que lo expulsará de su galaxia.

Cuando dos agujeros negros entran en espiral, podemos imaginar que toda la energía es absorbida por la fusión. Sorprendentemente, las fusiones a veces pueden expulsar el agujero negro final a una velocidad lo suficientemente alta como para expulsarlo de su galaxia anfitriona. Los astrónomos han visto indicios de agujeros negros que se mueven rápidamente, pero no era obvio que las fusiones fueran la causa. Un nuevo análisis de las ondas gravitacionales de una fusión proporciona la primera evidencia directa de una fuerte patada [1].

Se prevé que ocurran patadas cuando las ondas gravitacionales de una fusión se emiten predominantemente en una dirección; para conservar el impulso, el agujero negro remanente retrocede en la dirección opuesta. Esta asimetría puede surgir cuando los agujeros negros que se fusionan tienen masas o espines desiguales. Se esperan grandes impulsos cuando el plano orbital de la fusión precede, lo que se observa como una modificación de amplitud en la señal de onda gravitacional. Vijay Varma del Instituto Max Planck de Física Gravitacional en Alemania y sus colegas analizaron la fusión GW200129, que es el primer evento que exhibe una firma fuerte e inequívoca de precesión en sus datos de ondas gravitacionales. El equipo comparó la señal observada con las predicciones basadas en simulaciones de relatividad numérica y descubrió que el último agujero negro de 60 masas solares recibió una patada de alrededor de 1500 km/s, que probablemente lo sacaría de su galaxia (la velocidad de escape de la Vía Láctea es de 550 km/s).


Vídeo 1. Instituto V. Varma/Max Planck de Física Gravitacional Una simulación de la fusión de agujeros negros GW200129, que muestra la precesión del plano orbital y la señal gravitacional esperada.

Después de fusionarse, el agujero negro final es expulsado en dirección hacia abajo. Los resultados tienen implicaciones para la existencia de agujeros negros pesados, que los físicos han explicado a través de escenarios de fusión múltiple (ver [3]). Para que esta explicación funcione, las patadas no deben ser demasiado comunes, ya que esto enviaría agujeros negros fuera de la galaxia donde es poco probable que se produzcan fusiones posteriores.

–Michael Schirber.

Michael Schirber es editor corresponsal de Physics con sede en Lyon, Francia.

Referencias

[1] V. Varma et al., “Evidence of large recoil velocity from a black hole merger signal”. Phys. Rev. Lett. 128, 191102 (2022).   http://dx.doi.org/10.1103/PhysRevLett.128.191102

[2] Merged Black Hole on the Run,  May 12, 2022. Physics 15, s62. Phys.org news. URL: https://physics.aps.org/articles/v15/s62

[3] A Heavyweight Merger, Rosalba Perna, Department of Physics and Astronomy, Stony Brook University, Stony Brook, NY, USA September 2, 2020• Physics 13, 111URL:  https://physics.aps.org/articles/v13/111

Artículo editado y traducido por Juan F. González.

Agujeros negros simétricos y sus aproximaciones

Los astrofísicos construyen aproximaciones para la métrica de los agujeros negros esféricamente simétricos por la Universidad RUDN.

Figura 1. Agujero negro en el cielo. Imagen artística. Crédito: CC0 Public Domain.

Los astrofísicos de la RUDN han propuesto un nuevo método para el cálculo aproximado de los parámetros de los agujeros negros esféricamente simétricos en la teoría de Einstein-Maxwell. Al comparar los radios de sombra de los agujeros negros obtenidos a través de este método con soluciones numéricas exactas, los astrofísicos han revelado que la aproximación que sugirieron muestra una precisión razonable en el segundo orden. Esto significa que es posible estudiar los propios agujeros negros y los fenómenos en su vecindad, por ejemplo, el movimiento de partículas. El artículo se publica en la revista Physical Review D.

El problema de obtener una aproximación analítica para la métrica del agujero negro en la teoría escalar de Einstein-Maxwell no se ha resuelto en el caso general cuando ninguno de los parámetros es fijo. Pero es posible construir una aproximación analítica de la métrica con precisión controlada para obtener resultados que coincidan con las soluciones numéricas. Existe un enfoque general de aproximación, cuya mejora continúa dentro de varios modelos.

El astrofísico de la RUDN, Roman Konoplya, analizó el caso de un agujero negro con simetría esférica en la teoría de Einstein-Maxwell. Suponiendo una interacción no mínima entre los campos escalares y electromagnéticos, se levantan las prohibiciones sobre la existencia de "pelos" escalares en los agujeros negros, y la llamada escalarización espontánea de los agujeros negros ocurre con una carga suficientemente grande del agujero negro. Los físicos suelen decir que un agujero negro "no tiene cabello", lo que significa que sus únicos parámetros distintivos son su masa, giro y carga eléctrica. Pero en este caso, el agujero negro tiene un parámetro adicional: un "cabello" escalar. Las aproximaciones analíticas obtenidas por el astrofísico de RUDN se utilizaron para calcular las "sombras" proyectadas por los agujeros negros con un campo escalar. Resultó que la inclusión de un campo escalar aumenta el radio de la sombra.

Los resultados del estudio de los astrofísicos permiten encontrar formas analíticas de funciones métricas aproximadas para cualquier valor de parámetro deseado, así como calcular el radio de las sombras para cada agujero negro específico. Según los autores del artículo, las aproximaciones obtenidas están listas para ser utilizadas para el estudio posterior de los agujeros negros escalarizados de Einstein-Maxwell y los fenómenos en sus proximidades, como el movimiento de partículas, el anillo cuasinormal y la estabilidad. Cuando el telescopio LISA entra en funcionamiento, el "cabello" escalar se puede ver en ondas gravitacionales si el agujero negro tiene "cabello" debido a algunos campos de materia (escalares u otros) que no interactúan mínimamente. Sin embargo, según el astrofísico, no se trata del futuro cercano, ya que en todas las mediciones de ondas gravitacionales, la lucha por la relación señal-ruido aún no permite notar cambios relativamente pequeños en la geometría de los objetos compactos.

Referencias

[1] Astrophysicists construct approximations for the metric of spherically symmetric black holes
by RUDN University. URL: https://phys.org/news/2020-01-astrophysicists-approximations-metric-spherically-symmetric.html


[2] R. A. Konoplya et al. Analytical representation for metrics of scalarized Einstein-Maxwell black holes and their shadows, Physical Review D (2019). DOI: 10.1103/PhysRevD.100.044015

Artículo editado y traducido por Juan F. González.

Calculando la radiación de Hawking

Cálculo de la radiación de Hawking en el horizonte de sucesos de un agujero negro,

por la Universidad RUDN.

Figura 1. Espectro de la radiación de Hawking con factores de cuerpo gris en teoría de gravedad modificada. Crédito: Universidad de RUDN.

Un físico de la Universidad RUDN ha desarrollado una fórmula para calcular la radiación de Hawking en el horizonte de eventos de un agujero negro, lo que permite a los físicos determinar cómo cambiaría esta radiación con correcciones cuánticas a la teoría de la gravedad de Einstein. Esta fórmula permitirá a los investigadores probar la precisión de diferentes versiones de la teoría de la gravedad cuántica mediante la observación de los agujeros negros, y constituye un paso hacia la "teoría de la gran unificación" largamente buscada que conectaría la mecánica cuántica y la relatividad. El artículo se publica en la revista Physical Review D.

Aunque la teoría de la gravitación de Einstein se corresponde con el reciente descubrimiento de las ondas de gravitación, aún deja abiertas algunas preguntas, incluida la naturaleza de la singularidad, la materia oscura, la energía oscura y la cuestión de la gravedad cuántica. Además, incluso las observaciones de las ondas de gravedad no excluyen que las teorías alternativas de la gravitación puedan ser precisas, y pueden usarse para describir los agujeros negros. Tales teorías, que incluyen componentes cuánticos adicionales, no contradicen la imagen observada de fusiones de agujeros negros.

Los cálculos realizados siguiendo estas teorías predicen el mismo comportamiento de los agujeros negros a una gran distancia entre sí, pero al mismo tiempo demuestran características importantes cerca del horizonte de sucesos, el "borde" del agujero negro más allá del cual no hay retorno. Se cree que es imposible mirar más allá del horizonte de eventos de un agujero negro porque nada puede escapar, incluidas las partículas y la radiación. Sin embargo, Stephen Hawking demostró que los agujeros negros pueden "evaporarse" emitiendo varias partículas elementales. Esto significa que, con el tiempo, toda la información absorbida por un agujero negro puede desaparecer, lo que es contrario a las ideas fundamentales sobre la información: se cree que la información no puede desaparecer sin dejar rastro. Por lo tanto, las teorías alternativas de la gravitación, destinadas a eliminar esta paradoja, se han vuelto más populares ya que podrían contribuir a una teoría cuántica de la gravitación.

Uno de los enfoques más prometedores es la teoría de Einstein-dilaton-Gauss-Bonnet con dilaton: aplica componentes cuánticos como una corrección de la Teoría de la Relatividad General. "La teoría alternativa que hemos considerado está inspirada en el límite de baja energía de la teoría de cuerdas, la llamada teoría de Einstein-dilaton-Gauss-Bonnet con dilaton. Además de la parte de Einstein, contiene términos de curvatura cuadrática y un campo escalar ”, dice Roman Konoplya, investigador del Instituto de Educación e Investigación de Gravitación y Cosmología de la Universidad RUDN.

Para describir cómo responde un agujero negro a las perturbaciones gravitacionales externas, los cosmólogos utilizan el concepto de modos cuasinormales. Los modos son oscilaciones que ocurren cuando una acción externa sobre un agujero negro, cuyas características dependen de la fuerza del impacto y los parámetros del propio agujero negro. Se llaman cuasinormales porque se desvanecen con el tiempo y su amplitud se puede medir solo durante un período pequeño. Tales oscilaciones generalmente se describen utilizando la frecuencia como un número complejo, cuya parte real son las oscilaciones periódicas y la parte imaginaria, la tasa de disminución.

El físico de la Universidad RUDN, junto con los científicos de la República Checa Antonina Zinhailo y Zdeněk Stuchlík, estudiaron la radiación clásica (cuasinormal) y cuántica (de Hawking) de campos de prueba en el fondo de un agujero negro de cuatro dimensiones, esféricamente simétrico y asintóticamente plano en el Einstein- Teoría de dilaton-Gauss-Bonnet con dilaton. Obtuvieron una fórmula analítica para el estado eikonal de los modos cuasinormales y la usaron para calcular los modos cuasinormales del escalar de prueba y los campos de Maxwell y estimaron la intensidad de la radiación de Hawking para el agujero negro Einstein-dilatón-Gauss-Bonnet.

Los campos de texto son todos los campos en las proximidades de un agujero negro porque se propagan en su fondo (por ejemplo, un campo de Dirac o un campo electromagnético). La intensidad de la radiación electromagnética de Hawking y el campo de Dirac demostraron ser una característica significativamente más sensible que su espectro casi normal, mostrando un aumento en la tasa de emisión de energía en un 57 por ciento y un 48 por ciento respectivamente a los campos. "Obtuvimos una estimación de la intensidad de la evaporación de Hawking de los agujeros negros teniendo en cuenta las correcciones cuánticas de la geometría del agujero negro", concluye Roman Konoplya.

"La radiación clásica (por ejemplo, ondas electromagnéticas u otras) difiere de la de Einstein solo en un pequeño porcentaje, es decir, la radiación de Hawking es un mecanismo mucho más sensible. Los modos cuasinormales son las frecuencias de la radiación clásica que, a diferencia de los modos cuánticos, difieren poco de la Caso de Einstein. En el futuro, tal vez al observar los agujeros negros primarios que aparecieron en el universo primitivo, esto puede aclarar nuestras ideas sobre las correcciones cuánticas de la gravedad".

Referencias

[1] Calculating Hawking radiation at the event horizon of a black hole
by RUDN University.
URL:   https://phys.org/news/2020-01-hawking-event-horizon-black-hole.html

[2] R. A. Konoplya et al. Quasinormal modes, scattering, and Hawking radiation in the vicinity of an Einstein-dilaton-Gauss-Bonnet black hole, Physical Review D (2019). ArXiv: https://arxiv.org/abs/1903.03483

Artículo editado y traducido por Juan F. González

Un (radio)telescopio en la Luna

Un telescopio en la luna podría iluminar las edades oscuras del universo:

Un radiotelescopio planeado para el lado oscuro de la luna podría tapar un agujero de 500 millones de años en la historia cósmica. Por Eric Betz. 15 de mayo de 2021.

Figura 1. Un enorme cúmulo de galaxias está entrelazado con hilos de materia oscura (azul) y gas (naranja). Se cree que la formación de estructuras a gran escala que se ven hoy en día se originó durante las misteriosas "edades oscuras" del universo. (Crédito: Colaboración Illustris).

Tenemos conocimiento del Universo gracias a los fotones en diversas longitudes de onda, aunque las observaciones más habituales usan el espectro óptico electromagnético, fotones, hoy día vemos ondas en otras regiones del espectro electromagnético. Verbigracia: rayos X, infrarrojos (IR), ultravioleta (UV), rayos gamma, microondas, o radio. En el futuro también mejoraremos la Astronomía multimensajero, que no solamente marcará fotones, sino rayos cósmicos, neutrinos, y ondas gravitacionales (o incluso podríamos observar partículas de materia oscura y mapear el cielo de, por ejemplo, WIMPs o axiones).

Hace unos 13800 millones de años, nuestro universo estalló en existencia. En una fracción de segundo, se disparó de subatómico al tamaño de una toronja. Y a medida que el cosmos creció y creció, también se enfrió, hasta que se pudieron formar los componentes básicos de la materia, partículas subatómicas llamadas quarks y gluones. Eventualmente, esta sopa de quarks se agregó en átomos. Los átomos se fusionaron en moléculas más grandes. El gas llenó el universo. Sin embargo, el cosmos permanecería así, oscuro, durante cientos de millones de años antes de que la luz brillara desde las primeras estrellas y galaxias. Entendemos partes de lo que sucedió en el universo primitivo. Pero un gran espacio en blanco todavía persigue a los astrónomos. Lo llaman la "edad oscura" porque, sin la luz de las estrellas para estudiar, se quedan adivinando de dónde provienen todas las cosas familiares. ¿Cómo pasamos de un universo lleno de gas al que ahora vemos en el cielo nocturno?

“El universo primitivo no tenía galaxias, solo cosas calientes. A medida que las cosas se enfriaban, algo tenía que suceder antes de que se formaran las galaxias”, dice el astrofísico ganador del Premio Nobel John Mather del Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA. “Honestamente, tenemos muchas historias y muchas predicciones, pero ninguna medida”. Desentrañar este misterio es “uno de los grandes objetivos de la astronomía moderna”, añade. Para resolverlo, los científicos e ingenieros han identificado una ubicación poco probable para su trabajo, una que podría ayudar a dar forma a la próxima generación de investigación astronómica: el lado oculto de la luna. Antes de las primeras estrellas, el universo no emitía luz visible, pero la materia primordial que impregnaba el universo probablemente emitía señales de radio. Los astrónomos nunca han visto estas longitudes de onda porque están tan extendidas que no pueden detectarse por la charla de radio que rebota alrededor de la Tierra.

La cara oculta de la luna es el único lugar del sistema solar interior donde los radioastrónomos pueden encontrar algo de paz y tranquilidad. Su superficie siempre está alejada de la Tierra, por lo que si los astrónomos pudieran construir un radiotelescopio allí, tendrían una barrera natural contra el ruido.

Telescopios en la Luna

En 1986, casi 100 de los principales astrónomos del mundo se reunieron en un hotel en Houston para presentar docenas de ideas audaces para construir telescopios en nuestro satélite natural. Incluso antes del programa Apolo, los científicos habían argumentado que los telescopios lunares eran una de las mejores justificaciones científicas para ir a la luna. Ese impulso ayudó a aterrizar un pequeño telescopio en el Apolo 16. Y a mediados de la década de 1980, la idea finalmente parecía madura. El programa de transbordadores espaciales de la NASA estaba prosperando y los planes para una estación espacial estaban tomando forma. El regreso a la luna no parecía lejano.

Figura 2. Los astrónomos entienden partes del universo primitivo, pero aún quedan grandes espacios en blanco. (Crédito: Roen Kelly/Discover).

Figura 3. El telescopio James Webb (JWST) podría llegar hasta la era de la reionización donde se formaron las primeras estrellas y galaxias.

Figura 4. Diferentes eras cósmicas.

Luego, menos de tres semanas después de la reunión de Houston, el transbordador espacial Challenger se estrelló. El programa lunar revivido de Estados Unidos también colapsaría en los próximos años. Aún así, no todos abandonaron la idea. Desde esa reunión hace 35 años, Jack O. Burns ha sido el evangelista líder en la construcción de telescopios en la luna. Ha impulsado los telescopios lunares a través de tres iniciativas separadas de regreso a la luna. “Mi trabajo desde la década de 1980 ha sido liderar la ciencia que podríamos hacer en términos de astronomía una vez que lleguemos a la luna”, dice Burns, quien dirige la Red para la Exploración y la Ciencia Espacial financiada por la NASA. Por primera vez, Burns piensa que esta loca idea podría convertirse en realidad. Después de que Donald Trump fuera elegido presidente en 2016, Burns se desempeñó como el único científico en el equipo de transición de la NASA de la nueva administración. Las ideas que se le ocurrieron al equipo se convirtieron más tarde en el programa Artemis, que tiene como objetivo aterrizar astronautas en la luna para 2024. Burns también presentó sus ideas sobre el uso de telescopios lunares para desentrañar las edades oscuras cósmicas. Él ve esto como la "aplicación asesina", el caso científico que finalmente hace que los telescopios lunares sean indispensables. Durante la cena, también convenció la idea al entonces administrador de la NASA, Jim Bridenstine. Burns ahora ha completado un estudio de ingeniería financiado por la NASA en un proyecto que él llama FARSIDE, o Farside Array for Radio Science Investigations of the Dark Ages and Exoplanets. Todo el radiotelescopio se empaquetaría en un módulo de aterrizaje lunar robótico que aterrizaría en el otro lado de la luna. Luego, cuatro pequeños rovers desenrollarían lentamente casi 30 millas de cable y 128 antenas en un patrón en espiral que cubriría unas 6 millas.

Figura 5. En 1972, el Apolo 16 colocó el primer observatorio basado en la Luna.

La tecnología se pone al día

En el pasado, las propuestas de telescopios lunares de los astrónomos se basaban en colonias lunares y programas espaciales multimillonarios. “La única forma en que podíamos concebir poner instrumentos científicos en la luna era con astronautas”, dice Burns. Pero gracias a la robótica moderna y al surgimiento de compañías privadas de vuelos espaciales, el precio de FARSIDE es menor que el costo de un vehículo explorador de Marte. Durante más de un año, el equipo de FARSIDE ha estado trabajando con la compañía espacial de Jeff Bezos, Blue Origin. Mientras que Elon Musk sueña con Marte, el objetivo final de Bezos es que los humanos trabajen y vivan en la luna, incluida la ciencia. Para lograr ese objetivo, invirtió miles de millones de dólares en cohetes reutilizables y un módulo de aterrizaje de carga llamado Blue Moon que puede transportar varias toneladas métricas de peso a la superficie lunar. Con esta nave espacial, Blue Origin pretende abrir la puerta a las colonias lunares. Para la NASA, también es una forma de que los astronautas estadounidenses vuelvan a la luna. Pero ese tipo de capacidad de carga es más que suficiente para desplegar un telescopio, además de los rovers para construirlo, en un solo viaje. Burns no es el único que lo persigue. El potencial científico de la cara oculta de la Luna ha atraído el interés de otros investigadores y de otros países. Los astrónomos nunca antes habían observado en esta parte del espectro de radio, y los investigadores están ansiosos por ser los primeros en ver qué se esconde allí. Podría ofrecer una nueva prueba para la cosmología estándar. Y las mediciones son tan sensibles que incluso podrían detectar campos electromagnéticos alrededor de los exoplanetas, lo que ayudaría a identificar planetas habitables. “Tienes este entorno de silencio de radio al otro lado de la luna que permite mediciones muy sensibles que simplemente no puedes obtener de otra manera”, dice Steve Squyres, científico jefe de Blue Origin. “Ese entorno es muy, muy propicio para hacer ciencia innovadora”.

La fiebre de la luna

Incluso la NASA financió recientemente otro estudio de telescopio lunar. La propuesta sugiere usar pequeños robots para escalar acantilados y suspender un observatorio de radio dentro de un cráter lunar en el lado opuesto. China persigue objetivos similares. El país ya ha desplegado un pequeño telescopio en la cara oculta de la luna con su módulo de aterrizaje Chang'e 4. Ahora, está avanzando con planes para misiones sorprendentemente similares a las que Burns ha estado impulsando durante décadas.

Figura 6. El telescopio FARSIDE y sus rovers auxiliares llegarían a la luna utilizando el módulo de aterrizaje Blue Moon de Blue Origin. (Crédito: cortesía de Caltech/JPL).

Mientras tanto, Burns recibió fondos de la NASA para completar un estudio conceptual y desarrollar instrumentos para un proyecto llamado Dark Ages Polarimetry Pathfinder, o DAPPER. Este pequeño satélite se desplegará desde un "autobús" de nave espacial que la agencia planea lanzar tan pronto como en 2022. Y en lugar de sentarse en la superficie de la luna, hará observaciones iniciales de las edades oscuras y el amanecer cósmico durante la breve parte de su órbita donde está detrás de la luna.

Pero con la NASA y las empresas privadas compitiendo para poner las botas en la luna lo más rápido posible, los astrónomos se han puesto nerviosos de que los problemas de contaminación por ruido de radio los sigan fuera de la Tierra. “Es imperativo hacerlo pronto”, dice Squyres. “Si bien el entorno de radio en el otro lado de la luna está tranquilo ahora, no es probable que siga así”. Si los científicos pueden comenzar a construir estaciones de investigación en la cara oculta de la Luna, pueden crear un precedente duradero de que esta región está protegida del desarrollo, como la Antártida. Pero espera demasiado, y perderán la ventana.

Estamos listos para empezar ahora”, dice Burns. “No hay duda de que podemos hacer esto. Y alguien lo hará, ya sea la NASA o los chinos o Jeff Bezos. Estoy convencido de que se hará”. Eric Betz es un escritor de ciencia y tecnología para Discover, Astronomy y otros.


Referencias

[1] A Telescope on the Moon Could Illuminate the Dark Ages of the Universe. Eric Betz, May 15, 2021 11:00 PM. Discover magazine, URL: https://www.discovermagazine.com/the-sciences/a-telescope-on-the-moon-could-illuminate-the-dark-ages-of-the-universe

Artículo editado y traducido por Juan F. González.

Nueva aleación con memoria creada por IA

Nueva aleación con memoria de forma descubierta a través de inteligencia artificial

por Michelle Revels, Universidad Texas A&M

Figura 1. Resumen gráfico. Crédito: Acta Materialia (2022). Graphical abstract. Credit: Acta Materialia (2022). DOI: 10.1016/j.actamat.2022.117751

Investigadores del Departamento de Ciencia e Ingeniería de Materiales de la Universidad Texas A&M han utilizado un marco de selección de materiales de inteligencia artificial (AIMS) para descubrir una nueva aleación con memoria de forma. La aleación con memoria de forma mostró la mayor eficiencia durante la operación lograda hasta ahora para materiales a base de níquel-titanio. Además, su marco basado en datos ofrece una prueba de concepto para el desarrollo de futuros materiales.

Este estudio fue publicado recientemente en la revista Acta Materialia. Las aleaciones con memoria de forma se utilizan en varios campos donde se necesitan actuadores compactos, livianos y de estado sólido, reemplazando a los actuadores hidráulicos o neumáticos porque pueden deformarse cuando están fríos y luego volver a su forma original cuando se calientan. Esta propiedad única es crítica para aplicaciones, como alas de aviones, motores a reacción y componentes automotrices, que deben soportar cambios de formas grandes repetidos y recuperables.

Ha habido muchos avances en las aleaciones con memoria de forma desde sus inicios a mediados de la década de 1960, pero a un costo. Comprender y descubrir nuevas aleaciones con memoria de forma ha requerido una extensa investigación a través de la experimentación y el ensayo y error ad-hoc. A pesar de que se han documentado muchos para ayudar a mejorar las aplicaciones de aleaciones con memoria de forma, se han producido nuevos descubrimientos de aleaciones cada década. Aproximadamente cada 10 años, se ha descubierto una composición o sistema significativo de aleación con memoria de forma. Además, incluso con los avances en aleaciones con memoria de forma, se ven obstaculizados por su baja eficiencia energética, causada por incompatibilidades en su microestructura durante el gran cambio de forma. Además, son notoriamente difíciles de diseñar desde cero.

Para abordar estas deficiencias, los investigadores de Texas A&M combinaron datos experimentales para crear un marco computacional AIMS capaz de determinar composiciones óptimas de materiales y procesar estos materiales, lo que condujo al descubrimiento de una nueva composición de aleación con memoria de forma. "Al diseñar materiales, a veces hay múltiples objetivos o restricciones que entran en conflicto, lo cual es muy difícil de resolver", dijo el Dr. Ibrahim Karaman, profesor I de Chevron y jefe del departamento de ciencia e ingeniería de materiales. "Usando nuestro marco de aprendizaje automático, podemos usar datos experimentales para encontrar correlaciones ocultas entre las características de diferentes materiales para ver si podemos diseñar nuevos materiales".

Figura 2. El estudiante de doctorado William Trehern operando un fundidor de arco al vacío, un método de síntesis comúnmente utilizado para crear aleaciones de alta pureza de varias composiciones. Trehern y su equipo utilizaron un marco de selección de materiales de inteligencia artificial para descubrir una nueva aleación con memoria de forma. Crédito: Ingeniería de Texas A&M.

Se pronosticó y probó que la aleación con memoria de forma encontrada durante el estudio con AIMS logró la histéresis más estrecha jamás registrada. En otras palabras, el material mostró la menor pérdida de energía al convertir energía térmica en trabajo mecánico. El material mostró una alta eficiencia cuando se sometió a ciclos térmicos debido a su ventana de temperatura de transformación extremadamente pequeña. El material también exhibió una excelente estabilidad cíclica bajo actuación repetida. Una composición de níquel-titanio-cobre es típica para las aleaciones con memoria de forma. Las aleaciones de níquel-titanio-cobre suelen tener titanio igual al 50% y forman un material monofásico. Utilizando el aprendizaje automático, los investigadores predijeron una composición diferente con titanio igual al 47 % y cobre igual al 21 %. Si bien esta composición se encuentra en la región de dos fases y forma partículas, ayudan a mejorar las propiedades del material, explicó William Trehern, estudiante de doctorado y asistente de investigación graduado en el departamento de ciencia e ingeniería de materiales, y el primer autor de la publicación. En particular, esta aleación con memoria de forma de alta eficiencia se presta para la recolección de energía térmica, que requiere materiales que puedan capturar la energía residual producida por las máquinas y ponerla en uso, y el almacenamiento de energía térmica, que se utiliza para enfriar dispositivos electrónicos. Más notablemente, el marco AIMS ofrece la oportunidad de utilizar técnicas de aprendizaje automático en la ciencia de los materiales. Los investigadores ven potencial para descubrir más químicas de aleaciones con memoria de forma con las características deseadas para otras aplicaciones. "Es una revelación usar el aprendizaje automático para encontrar conexiones que nuestro cerebro o los principios físicos conocidos tal vez no puedan explicar", dijo Karaman. "Podemos usar la ciencia de datos y el aprendizaje automático para acelerar la tasa de descubrimiento de materiales. También creo que potencialmente podemos descubrir nueva física o mecanismos detrás del comportamiento de los materiales que no conocíamos antes si prestamos atención a las conexiones que puede encontrar el aprendizaje automático. " Otros colaboradores incluyen al Dr. Raymundo Arróyave y la Dra. Kadri Can Atli, profesores en el departamento de ciencia e ingeniería de materiales, y el estudiante de pregrado en ciencia e ingeniería de materiales Risheil Ortiz-Ayala. "Si bien el aprendizaje automático ahora se usa ampliamente en la ciencia de los materiales, la mayoría de los enfoques hasta la fecha se centran en predecir las propiedades de un material sin explicar necesariamente cómo procesarlo para lograr las propiedades deseadas", dijo Arróyave. "Aquí, el marco analizó no solo la composición química de los materiales candidatos, sino también el procesamiento necesario para lograr las propiedades de interés".
 

Referencias

[1] New shape memory alloy discovered through artificial intelligence framework
by Michelle Revels, Texas A&M University.
URL: https://phys.org/news/2022-05-memory-alloy-artificial-intelligence-framework.html DOI: https://dx.doi.org/10.1016/j.actamat.2022.117751

[2] W. Trehern et al., Data-driven shape memory alloy discovery using Artificial Intelligence Materials Selection (AIMS) framework, Acta Materialia (2022). URL: https://www.sciencedirect.com/science/article/abs/pii/S1359645422001379 https://dx.doi.org/10.1016/j.actamat.2022.117751

Artículo editado y traducido por: Juan F. González

Hacia la misión LISA

LISA alcanza un hito crucial: El futuro observatorio de ondas gravitacionales en el espacio completa una revisión rigurosa. 

04 de mayo de 2022.

Figura 1. Impresión artística de los satélites de la misión LISA en el sistema solar observando ondas gravitacionales de una galaxia distante. Universidad de Florida / Simon Barke (CC BY 4.0).

LISA, la antena espacial de interferómetro láser, ha alcanzado un hito importante: ha superado la "Revisión de formulación de misión" (MFR) integral y ahora ingresa a la siguiente fase de desarrollo. El equipo de revisión, compuesto por expertos de la ESA, la NASA, la comunidad científica y la industria, no identificó obstáculos y confirmó que LISA ha alcanzado con éxito una madurez suficiente para pasar a la siguiente etapa de desarrollo. El MFR confirma la viabilidad de la misión LISA e identifica un camino claro de desarrollo tecnológico necesario para alcanzar el siguiente hito importante: la adopción de la misión. El MFR es un punto de control para garantizar que la tecnología y la planificación de LISA estén suficientemente maduras; este es un requisito previo para que continúe el desarrollo de la misión. En el ciclo de vida de una misión de la ESA, el MFR es el final formal de la Fase A (factibilidad de la misión). LISA entra ahora en la Fase B1 que se centra en la definición preliminar de la misión. Impresión artística de los satélites de la misión LISA en el sistema solar observando ondas gravitacionales de una galaxia distante. Impresión artística de los satélites de la misión LISA en el sistema solar observando ondas gravitacionales de una galaxia distante. Universidad de Florida / Simon Barke (CC BY 4.0) “LISA está en marcha. Ahora estamos entrando en la fase B1 durante la cual realizamos un trabajo de diseño más detallado para establecer el conjunto completo de requisitos de la misión y el enfoque de verificación”, dice el profesor Karsten Danzmann, líder del consorcio LISA. Martin Gehler, Gerente del Estudio LISA en la Agencia Espacial Europea, agrega: “La revisión fue un gran éxito para todas las partes interesadas y el fruto de un trabajo vigoroso por parte del Consorcio, la NASA y la ESA durante los últimos años”. AEI Hannover es líder en el desarrollo de LISA y en el consorcio LISA. Karsten Danzmann, director de AEI Hannover, es el líder del consorcio LISA. En colaboración con el Instituto Espacial Nacional de la Universidad Técnica de Dinamarca (DTU), AEI Hannover está desarrollando y construyendo el medidor de fase, uno de los componentes de hardware centrales de la misión. Además, el instituto lidera numerosos subproyectos y paquetes de trabajo LISA de gran tamaño en meteorología óptica e interferometría. El instituto cuenta con los laboratorios más grandes del mundo para la interferometría de la misión LISA.

Información de contexto

LISA: A través de las observaciones de ondas gravitacionales, LISA ofrecerá una visión única y sin precedentes del Universo, muy diferente de cualquier otro telescopio espacial y cualquier detector de ondas gravitacionales en tierra.

LISA entregará resultados científicos pioneros que permitirán conocimientos que no están disponibles a través de observaciones electromagnéticas. La combinación de las observaciones de LISA con las de otras instalaciones terrestres y espaciales también permitirá a los científicos hacer enormes avances en la astronomía de múltiples mensajes.

El instrumento LISA consistirá en tres naves espaciales en una configuración triangular con brazos de 2,5 millones de kilómetros, moviéndose en una órbita similar a la de la Tierra alrededor del Sol. Las ondas gravitacionales de fuentes en todo el Universo producirán ligeras oscilaciones en las longitudes de los brazos (más pequeñas que el diámetro de un átomo). LISA capturará estos movimientos y, por lo tanto, medirá las ondas gravitacionales mediante el uso de enlaces láser para monitorear los desplazamientos de las masas de prueba que caen libremente dentro de la nave espacial. Los satélites LISA están siendo construidos por la ESA, los países miembros de la ESA y la NASA.

El hardware de LISA consiguió su primera y muy exitosa prueba en el espacio con la misión LISA Pathfinder (LPF), liderada por la ESA con la participación de la NASA. Esto incluyó una prueba exhaustiva de los componentes cruciales de la tecnología de LISA. LPF demostró que es posible colocar y mantener masas de prueba en caída libre con un asombroso nivel de precisión, y que la exquisita metrología necesaria para LISA cumple con los requisitos.

LISA observará ondas gravitacionales en una banda de frecuencia más baja que las detectables por LIGO y Virgo, lo que nos permitirá observar sistemas mucho más grandes en épocas anteriores de la historia del Universo. Colateralmente, se espera detectar otros conjuntos de fuentes, como binarias enanas blancas, el fondo estocástico de ondas gravitacional, o incluso detectar exoplanetas.

El Consorcio LISA es una gran colaboración internacional que combina los recursos y la experiencia de científicos en muchos países de todo el mundo. Junto con la ESA como agencia líder y la NASA como socio internacional, el Consorcio LISA está trabajando para llevar a cabo la misión LISA.


 
Figura 2. Sistema binario de 2 agujeros negros. Si son supermasivos, serán una fuente de ondas gravitacionales que LISA podrá detectar.
 
Referencias

[1] LISA reaches a crucial milestone: The future gravitational-wave observatory in space completes a rigorous review. May 4th, 2022. Max Planck Institute news. URL: https://www.aei.mpg.de/919602/lisa-erreicht-entscheidenden-meilenstein

[2] The Laser Interferometer Space Antenna reaches a crucial milestone by LISA Consortium and the Max Planck Institute for Gravitational Physics. Phys.org news: https://phys.org/news/2022-05-laser-interferometer-space-antenna-crucial.html

[3] Enlaces a la misión LISA:

-Albert Einstein Institute, Hannover. https://www.aei.mpg.de/lisa

-LISA Consortium homepage: https://www.lisamission.org/

-LISA ESA homepage: https://sci.esa.int/web/lisa/

-LISA NASA homepage: https://lisa.nasa.gov/

Artículo editado y traducido por: Juan F. González. 

Nuevo sistema binario ``viuda negra''

Figura 1. Representación artística de un pulsar binario acretando de otra estrella. Credit: Pixabay/CC0 Public Domain. 

Los astrónomos descubren un binario raro de 'viuda negra', con la órbita más corta hasta ahora por Jennifer Chu, Instituto de Tecnología de Massachusetts.

El destello de una estrella cercana ha llevado a los astrónomos del MIT a un nuevo y misterioso sistema a 3000 años luz de la Tierra. La rareza estelar parece ser una nueva "viuda negra binaria": una estrella de neutrones, o púlsar, que gira rápidamente y que está dando vueltas y consumiendo lentamente una estrella compañera más pequeña, como lo hace su homónimo arácnido con su pareja.

Los astrónomos conocen unas dos docenas de viudas negras binarias en la Vía Láctea. Este candidato más nuevo, llamado ZTF J1406+1222, tiene el período orbital más corto identificado hasta ahora, con el púlsar y la estrella compañera dando vueltas cada 62 minutos. El sistema es único en el sentido de que parece albergar una tercera estrella lejana que orbita alrededor de las dos estrellas internas cada 10000 años.

Esta probable viuda negra triple está planteando preguntas sobre cómo se podría haber formado un sistema así. Con base en sus observaciones, el equipo del MIT propone una historia de origen: como ocurre con la mayoría de los binarios de la viuda negra, el sistema triple probablemente surgió de una densa constelación de viejas estrellas conocida como cúmulo globular. Este cúmulo en particular puede haberse desplazado hacia el centro de la Vía Láctea, donde la gravedad del agujero negro central fue suficiente para separar el cúmulo y dejar intacta la triple viuda negra. "Es un escenario de nacimiento complicado", dice Kevin Burdge, becario postdoctoral de Pappalardo en el Departamento de Física del MIT. "Este sistema probablemente ha estado flotando en la Vía Láctea durante más tiempo que el sol".

Burdge es el autor de un estudio que aparece en Nature que detalla el descubrimiento del equipo. Los investigadores utilizaron un nuevo enfoque para detectar el sistema triple. Si bien la mayoría de los binarios de la viuda negra se encuentran a través de la radiación gamma y de rayos X emitida por el púlsar central, el equipo utilizó luz visible, y específicamente el parpadeo de la estrella compañera del binario, para detectar ZTF J1406+1222. "Este sistema es realmente único en lo que respecta a las viudas negras, porque lo encontramos con luz visible, y por su amplio compañero, y el hecho de que vino del centro galáctico", dice Burdge. "Todavía hay mucho que no entendemos al respecto. Pero tenemos una nueva forma de buscar estos sistemas en el cielo".

Los coautores del estudio son colaboradores de múltiples instituciones, incluidas la Universidad de Warwick, Caltech, la Universidad de Washington, la Universidad McGill y la Universidad de Maryland.

Día y noche

Los binarios de la viuda negra funcionan con púlsares, estrellas de neutrones que giran rápidamente y que son los núcleos colapsados ​​de estrellas masivas. Los púlsares tienen un período de rotación vertiginoso, giran cada pocos milisegundos y emiten destellos de rayos X y gamma de alta energía en el proceso. Normalmente, los púlsares giran y mueren rápidamente a medida que queman una gran cantidad de energía. Pero de vez en cuando, una estrella que pasa puede dar nueva vida a un púlsar. A medida que se acerca una estrella, la gravedad del púlsar extrae material de la estrella, lo que proporciona nueva energía para hacer girar el púlsar hacia arriba. El púlsar "reciclado" luego comienza a volver a irradiar energía que despoja aún más a la estrella y finalmente la destruye.

"Estos sistemas se denominan viudas negras debido a la forma en que el púlsar consume lo que lo recicló, al igual que la araña se come a su pareja", dice Burdge. Todos los binarios de la viuda negra hasta la fecha han sido detectados a través de destellos de rayos X y gamma del púlsar. Por primera vez, Burdge se encontró con ZTF J1406+1222 a través del parpadeo óptico de la estrella compañera. Resulta que el lado diurno de la estrella compañera, el lado que mira perpetuamente al púlsar, puede ser muchas veces más caliente que el lado nocturno, debido a la constante radiación de alta energía que recibe del púlsar.

Razonó que si los astrónomos observaban una estrella cuyo brillo cambiaba periódicamente en gran medida, sería una fuerte señal de que estaba en un sistema binario con un púlsar.

Movimiento estelar

Para probar esta teoría, Burdge y sus colegas analizaron los datos ópticos tomados por el Zwicky Transient Facility, un observatorio con sede en California que toma imágenes de campo amplio del cielo nocturno. El equipo estudió el brillo de las estrellas para ver si alguna estaba cambiando drásticamente por un factor de 10 o más, en una escala de tiempo de aproximadamente una hora o menos, signos que indican la presencia de una estrella compañera que orbita estrechamente alrededor de un púlsar. El equipo pudo seleccionar la docena de binarios de viuda negra conocidos, lo que validó la precisión del nuevo método. Luego vieron una estrella cuyo brillo cambiaba por un factor de 13, cada 62 minutos, lo que indica que probablemente era parte de un nuevo binario viuda negra, que etiquetaron como ZTF J1406+1222.

Buscaron la estrella en las observaciones realizadas por Gaia, un telescopio espacial operado por la Agencia Espacial Europea que mantiene mediciones precisas de la posición y el movimiento de las estrellas en el cielo. Mirando hacia atrás a través de décadas de mediciones de la estrella del Sloan Digital Sky Survey, el equipo descubrió que el binario estaba siendo seguido por otra estrella distante. A juzgar por sus cálculos, esta tercera estrella parecía estar orbitando la binaria interna cada 10000 años. Curiosamente, los astrónomos no han detectado directamente emisiones gamma o de rayos X del púlsar en el binario, que es la forma típica en la que se confirman las viudas negras. ZTF J1406+1222, por lo tanto, se considera un binario viuda negra candidato, que el equipo espera confirmar con futuras observaciones.
 

"Lo único que sabemos con certeza es que vemos una estrella con un lado diurno que es mucho más caliente que el lado nocturno, orbitando alrededor de algo cada 62 minutos", dice Burdge. "Todo parece apuntar a que es un binario de viuda negra. Pero hay algunas cosas extrañas al respecto, por lo que es posible que sea algo completamente nuevo". El equipo planea continuar observando el nuevo sistema, así como aplicar la técnica óptica para iluminar más estrellas de neutrones y viudas negras en el cielo.
 

Figura 2. Imagen artística de un púlsar en configuración viuda negra. Una vista ilustrada de un púlsar viuda negra y su compañera estelar. Las emisiones de rayos gamma del púlsar (magenta) calientan fuertemente el lado opuesto de la estrella (naranja). El púlsar está evaporando gradualmente a su compañero. Créditos: Crédito: Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA/Cruz deWilde.

Referencias

[1] Kevin Burdge et al., A 62-minute orbital period black widow binary in a wide hierarchical triple, Nature (2022). DOI: 10.1038/s41586-022-04551-1. ArXiv: https://arxiv.org/abs/2205.02278 También en la URL: www.nature.com/articles/s41586-022-04551-1

[2]  Astronomers discover a rare 'black widow' binary, with the shortest orbit yet by Jennifer Chu, Massachusetts Institute of Technology. May 4, 2022. Phys.org news. URL: https://phys.org/news/2022-05-astronomers-rare-black-widow-binary.html

[3] Astronomers discover a rare 'black widow' binary, with the shortest orbit yet: The system is orbited by third stellar companion and may have originated near the center of the Milky Way.  Science Daily news, URL: https://www.sciencedaily.com/releases/2022/05/220504110446.htm

[4] Astronomers discover a rare “black widow” binary, with the shortest orbit yet, MIT news. URL: https://news.mit.edu/2022/black-widow-binary-orbit-0504

Artículo editado y traducido por: Juan F. González. 

Agujeros negros estelares en sistemas binarios: la lista de la NASA

Figura 1. Representación artística de un agujero negro estelar en un sistema binario, algunas veces también denominado microcuásar (microquasar) cuando desarrolla estructura de jets y rayos X.

La NASA lanza una simulación de 22 sistemas binarios de agujeros negros conocidos. ¿Quiere echar un vistazo a algunos sistemas binarios de agujeros negros? Bueno, entonces la NASA te respalda con esta impresionante imagen que muestra 22 sistemas confirmados. Bailando en la oscuridad Cada sistema en la visualización de la NASA consiste en una estrella que orbita alrededor de un agujero negro. Puedes ver que la mayoría de las estrellas introducen su material en el horizonte de eventos del agujero negro. A veces, esa alimentación es apenas visible, con solo un delgado disco de material que rodea el agujero negro. Otras veces es más prominente, con la propia estrella estirándose. En otros, la estrella produce un flujo de salida llamado viento estelar, que el agujero negro aspira. El video, producido por el Centro de Vuelo Espacial Goddard y el Estudio de Visualización Científica de la NASA, muestra todos los sistemas de agujeros negros a escala. El binario de agujeros negros más grande, GRS 1915, domina el centro. En ese sistema, el disco de acreción es más grande que la órbita de Mercurio en nuestro propio sistema solar.


Vídeo 1.  Simulación de 22 agujeros negros en sistemas binarios conocidos. Obtenga más información sobre los sistemas de agujeros negros más conocidos de nuestra galaxia y su vecina, la Gran Nube de Magallanes. Esta visualización presenta 22 sistemas binarios de rayos X que albergan agujeros negros confirmados a la misma escala, con sus órbitas aceleradas unas 22000 veces. La vista de cada sistema refleja cómo lo vemos desde la Tierra. Los colores de las estrellas que van desde el blanco azulado hasta el rojizo representan temperaturas desde 5 veces más calientes hasta un 45% más frías que nuestro Sol. En la mayoría de estos sistemas, una corriente de materia procedente de la estrella forma un disco de acreción alrededor del agujero negro. En otros, como el famoso sistema llamado Cygnus X-1, la estrella produce un fuerte flujo de salida que es parcialmente arrastrado por la gravedad del agujero negro para formar el disco. Los discos de acreción usan un esquema de color diferente porque tienen temperaturas aún más altas que las estrellas. El disco más grande que se muestra, perteneciente a un binario llamado GRS 1915, abarca una distancia mayor que la que separa a Mercurio de nuestro Sol. Los propios agujeros negros se muestran más grandes que en la realidad usando esferas escaladas para reflejar sus masas. Crédito: Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA y Estudio de Visualización Científica Música: "Event Horizon" de Gravity. Escrita y producida por Lars Leonhard Mire este video en el canal de YouTube Goddard de la NASA. URL alternativa: https://youtu.be/NqOhCBRnrnA


Vídeo 2. El mismo vídeo que el anterior, sin las trazas de las órbitas.

Para guiarse por el video, aquí hay algunos consejos:

-Los 22 sistemas confirmados en la imagen viven en la galaxia de la Vía Láctea o en nuestro vecino más cercano, la Gran Nube de Magallanes.

-El visual acelera las tasas de rotación de todos los sistemas en 22000 veces.

-Los colores de las estrellas son precisos. Por ejemplo, las estrellas más calientes, que son de color blanco azulado, son cinco veces más calientes que el Sol. Las estrellas más frías, que son rojas, son un 45% más frías.

-Los discos de acreción son tan brillantes que eclipsan a las estrellas, por lo que su coloración está en una escala diferente.

-Los diferentes ángulos en los que vemos los sistemas binarios de agujeros negros representan cómo los vemos desde nuestra perspectiva en la Tierra.

La visualización incluye algunos famosos sistemas binarios de agujeros negros. Por ejemplo, está Cygnus X-1, el primer agujero negro conocido, que se encuentra a 7200 años luz de nosotros. En ese sistema, el agujero negro tiene una masa de 21 masas solares y la estrella compañera es 40 veces más grande que el sol. La visualización también incluye MAXI J1659, el sistema con la órbita más rápida conocida. En ese sistema, que está a 29000 años luz de nosotros, la estrella compañera orbita el agujero negro cada 2,4 horas.

Conceptos básicos binarios de agujeros negros

Los astrónomos conocen estos sistemas a través de las copiosas cantidades de radiación de rayos X que producen. Cuando las estrellas compañeras se acercan demasiado al agujero negro, la intensa gravedad del agujero negro atrae sus atmósferas. Todo ese gas y material fluye hacia el agujero negro, que es relativamente pequeño. Por ejemplo, el agujero negro Cygnus X-1 tiene solo 77 millas de ancho. Esto obliga al gas a comprimirse, y toda esa fricción hace que se caliente. Los discos de acreción en los sistemas binarios de agujeros negros alcanzan temperaturas tan altas que emiten radiación de rayos X.

Figura 2. Un ejemplo de sistema binario de agujero negro.

Combinando observaciones realizadas con el Very Large Telescope de ESO y el telescopio de rayos X Chandra de la NASA, los astrónomos han descubierto el par de chorros más poderosos jamás vistos desde un agujero negro estelar. Al estudiar el sistema orbital, los astrónomos pueden descubrir las propiedades del agujero negro. La emisión de rayos X da una idea del tamaño total, mientras que la órbita del compañero revela la masa. Ponerlos juntos da la densidad, y si está por encima de cierto umbral, los astrónomos saben que es un agujero negro. Puede encontrar más información sobre la visualización visitando el sitio web de la NASA.

Referencias

[1] NASA Releases a Simulation of 22 Known Black Hole Binary Systems. Posted on May 5, 2022 by Paul M. Sutter at UniverseToday.com, URL: https://www.universetoday.com/155743/nasa-releases-a-simulation-of-22-known-black-hole-binary-systems/

[2] NASA's Black Hole Orrery, Released on May 2, 2022 URL: https://svs.gsfc.nasa.gov/14149
 
Artículo editado y traducido por: Juan F. González

Apéndice: GIFs animados y vídeos adicionales.


1. GIF highlighting Cygnus X-1. Credit: NASA’s Goddard Space Flight Center and Scientific Visualization Studio.


2. GIF highlighting V404 Cygni. See these stories for more about the 2015 eruption:
NASA Missions Monitor a Waking Black Hole. NASA's Swift Reveals a Black Hole Bull's-eye.

Credit: NASA’s Goddard Space Flight Center and Scientific Visualization Studio.


3. GIF highlighting MAXI J1659-152.

Credit: NASA’s Goddard Space Flight Center and Scientific Visualization Studio

4. GIF highlighting A0620-00.

Credit: NASA’s Goddard Space Flight Center and Scientific Visualization Studio


5. This animation compares the largest system, GRS 1915+105, discovered in 1992, with its diminutive cousin H1705-25, discovered in 1977 when it erupted as an X-ray nova. Their black holes are thought to weigh, respectively, 15 and 7 solar masses. The accretion disk of GRS 1915 may extend more than 50 million miles (80 million kilometers), greater than the distance separating Mercury from the Sun.

Credit: NASA's Goddard Space Flight Center and Scientific Visualization Studio

6.This animation depicts a fanciful flight past several of the visualized black hole systems, including Cygnus X-1 and GRS 1915.

Credit: NASA’s Goddard Space Flight Center and Scientific Visualization Studio

Apéndice B. Vídeos completos de los 22 sistemas binarios con agujero negro simulados por la NASA (hay más).


Simulación 1. Close up view of GRS 1915. Credit: NASA's Scientific Visualization Studio.

Simulación 2. Close up view of Cygnus X-1. Credit: NASA's Scientific Visualization Studio.


Simulación 3. Close up view of LMC X-1. Credit: NASA's Scientific Visualization Studio.

Simulación 4. Close up view of V404 Cygni. Credit: NASA's Scientific Visualization Studio.


Simulación 5. Close up view of V4641 Sagittarii. Credit: NASA's Scientific Visualization Studio.


Simulación 6. Close up view of GS 1354. Credit: NASA's Scientific Visualization Studio.


Simulación 7. Close up view of GRO J1655. Credit: NASA's Scientific Visualization Studio.


Simulación 8. Close up view of GX 339-4. Credit: NASA's Scientific Visualization Studio.


Simulación 9. Close up view of LMC X-3. Credit: NASA's Scientific Visualization Studio.


Simulación 10. Close up view of XTE J1550. Credit: NASA's Scientific Visualization Studio.


Simulación 11. Close up view of 4U 1543. Credit: NASA's Scientific Visualization Studio.


Simulación 12. Close up view of MAXI J1820. Credit: NASA's Scientific Visualization Studio.


Simulación 13. Close up view of H1705. Credit: NASA's Scientific Visualization Studio.


Simulación 14. Close up view of GRS 1124. Credit: NASA's Scientific Visualization Studio.


Simulación 15. Close up view of GS 2000. Credit: NASA's Scientific Visualization Studio.


Simulación 16. Close up view of GRS 1009. Credit: NASA's Scientific Visualization Studio.


Simulación 17. Close up view of A0620-00 in Monoceros. Credit: NASA's Scientific Visualization Studio.


Simulación 18. Close up view of XTE J1859. Credit: NASA's Scientific Visualization Studio.


Simulación 19. Close up view of XTE J1650. Credit: NASA's Scientific Visualization Studio.


Simulación 20. Close up view of XTE J1118. Credit: NASA's Scientific Visualization Studio.


Simulación 21. Close up view of GRO J0422. Credit: NASA's Scientific Visualization Studio.


Simulación 22. Close up view of MAXI J1659. Credit: NASA's Scientific Visualization Studio.


Simulación adicional extra. Artist's interpretation of Swift J1745-26, a newly discovered black hole with a flaring accretion disk. Interpretación artística de Swift J1745-26, un agujero negro recientemente descubierto con un disco de acreción llameante.


 
 Artículo editado y traducido por Juan F. González
 
 
 
 
 
 

 
 

Cristales de fotones

Cristales fotónicos

Investigación sobre el estado topológico del cristal fotónico más allá del límite de difracción óptica.

Figura 1. Caracterización del estado frontera (superficie/límite/borde) topológica Z2\mathbb{Z}_2 y su línea oscura. Crédito: Compuscript Ltd. Characterization of the Z2 topological edge state and its dark line. Credit: Compuscript Ltd.

Una nueva publicación de Opto-Electronic Advances considera la investigación sobre estados topológicos de cristales fotónicos más allá del límite de difracción óptica. La luz omnipresente muestra diferentes características en diferentes materiales. Si el material se dispone periódicamente de forma selectiva al nivel de longitud de onda de la luz, provocando regiones repetidas regularmente de constante dieléctrica alta y baja, se puede controlar el comportamiento de propagación de la luz. Estas estructuras periódicas se denominan cristales fotónicos y las longitudes de onda que se propagan se denominan modos. Basado en cristal fotónico, hay muchas aplicaciones, como recubrimientos de baja y alta reflexión en lentes y espejos, fibras de cristal fotónico, sensores ópticos, etc.

Una de las mayores dificultades en el proceso de fabricación de cristales fotónicos es el defecto, que puede provocar la dispersión de la luz que se propaga en los cristales fotónicos. Estos defectos son difíciles de evitar, ya que siempre hay algunas imperfecciones en el proceso de fabricación. Para superar este problema, la topología como un concepto matemático que se ocupa de las propiedades invariantes bajo deformación continua se introdujo en la fotónica para describir la propiedad global de los cristales fotónicos. Los cristales fotónicos topológicos se centran en las características generales y no son sensibles a los defectos locales. Y si el cristal fotónico es topológico no trivial, admite estados ópticos en su límite o frontera/borde/superficie, que tampoco son sensibles a los defectos locales. Estos sólidos estados límite pueden permitir excelentes aplicaciones para la comunicación óptica y las emisiones cuánticas, como la guía de ondas unidireccional y el láser monomodo.

 Sin embargo, debido al límite de difracción de la luz, es difícil obtener detalles de los estados ópticos con una longitud característica de alrededor de 300 nm o menos. Algunos fenómenos físicos novedosos no se han estudiado completamente mediante el uso de microscopía óptica tradicional, como una línea oscura que existe con el estado de borde topológico protegido por simetría cristalina. Recientemente, el grupo de investigación del profesor Zheyu Fang de la Universidad de Pekín mostró una investigación sobre el estado del borde topológico del cristal fotónico. En esta investigación, el límite de difracción óptica se rompe mediante el uso de la nanoscopia de catodoluminiscencia (CL). La línea oscura se refleja con una resolución de sublongitud de onda profunda y el mecanismo de la línea oscura se aclara con la distribución del campo electromagnético que se calcula mediante simulación numérica. Su investigación proporciona una comprensión más profunda de los estados de borde topológicos y puede tener una gran importancia para el diseño de futuros dispositivos topológicos en chip.

El grupo de investigación del profesor Zheyu Fang de la Universidad de Pekín se dio cuenta del estado del borde topológico Z2\mathbb{Z}_2 en el rango visible y caracterizó su línea oscura con la nanoscopia de catodoluminiscencia (CL). Su estructura se compone de una región de cristal fotónico trivial topológica externa y una región de cristal fotónico no trivial topológica interna. El estado de borde topológico está confinado en la interfaz entre estos dos tipos de cristales fotónicos. El estado del borde topológico se refleja directamente desde la estructura de cristal fotónico diseñada con la fotoluminiscencia mejorada (PL) de la monocapa WSe2WSe_2 que cubría la parte superior. La densidad local óptica radiativa de los estados del estado de borde se caracteriza aún más mediante el uso de nanoscopía CL con una resolución de alrededor de 10 nm, rompiendo el límite de difracción óptica. Se encuentra que la línea oscura del estado de borde está exactamente localizada en la región vecina de la celda unitaria no trivial cerca de la interfaz. Y la línea oscura se interpreta con la distribución del campo orbital p-d artificial analizando en detalle los estados de borde topológicos simulados. Descubrieron que la energía del estado de borde topológico Z2\mathbb{Z}_2 se localiza en la interfaz y decae gradualmente en el área vecina, mientras que las proporciones de los orbitales p y d son diferentes según las distancias a la interfaz. Esto conduce a diferentes características de radiación de los estados de borde topológicos Z2\mathbb{Z}_2 en diferentes posiciones. Las líneas oscuras en la región de celda unitaria no trivial vecina cerca de la interfaz están compuestas principalmente de componentes orbitales d, por lo que la radiación del estado de borde topológico Z2\mathbb{Z}_2 es débil en esta región. Esto se puede usar directamente para mejorar la eficiencia cuántica del láser de estado de borde topológico (componente orbital p) o inhibir la emisión cuántica (componente orbital d). Además, esta caracterización CL resuelta en sublongitud de onda profunda se puede adaptar a cualquier otro análisis de modo topológico fotónico. Este trabajo fortalece la comprensión detallada de los estados de borde topológicos Z2\mathbb{Z}_2 y constituye una instrucción vital para la exploración y el diseño de dispositivos topológicos en chip, lo que beneficia el desarrollo de la futura comunicación óptica y la óptica cuántica.

En el campo de la fotónica micro-nano, el grupo de investigación del Prof. Zheyu Fang de la Universidad de Pekín se centra en las teorías, materiales, aplicaciones, diseños de IA y métodos de caracterización de catodoluminiscencia. Estudiaron la preparación y caracterización de nanoestructuras plasmónicas, el enfoque óptico a nanoescala y el diseño de guías de ondas, el dopaje y la detección de interfaces de electrones calientes, el comportamiento de excitones de materiales bidimensionales y las características de luminiscencia, etc. Se han logrado muchos resultados de investigación innovadores en cuestiones científicas clave. como la miniaturización de fotodetectores de alta eficiencia y la modulación de las características fotoeléctricas de las estructuras plasmónicas bajo el campo externo.

Referencias

[1] Research on the photonic crystal topological state beyond the optical diffraction limit
by Compuscript Ltd. Phys.org news. URL: https://phys.org/news/2022-05-photonic-crystal-topological-state-optical.html

[2] Xiao He et al, Field distribution of the Z2\mathbb{Z}_2 topological edge state revealed by cathodoluminescence nanoscopy, Opto-Electronic Advances (2022). DOI: 10.29026/oea.2022.210015

[3] Field distribution of the Z2\mathbb{Z}_2 topological edge state revealed by cathodoluminescence nanoscopy.  URL: https://www.oejournal.org/article/doi/10.29026/oea.2022.210015

Artículo traducido y editado por: Juan F. González

12 de Mayo de 2022: el día de SgA*

Figura 1. El agujero negro de M87 (imagen superior) y su imagen con polarización (figura inferior), mediante interferometría a escala planetaria con el Event Horizon Telescope (EHT). Créditos: EHT collaboration. NASA/ESA y otras agencias espaciales.  Un appetizer...

Figura 2. ¿Cómo será el agujero negro de nuestra galaxia en SgA*? ¡Estamos a punto de averiguarlo y saberlo!

Anuncio a los medios. Publicado originalmente el 2 de mayo de 2022 por Matt Williams.

Sagitario A* (denotado en general como SgA*) está a punto de ser mostrado al mundo. ¿Estáis preparados/as para verlo? Ya hay fecha oficial...

12 de Mayo de 2022: ¡Será el GRAN DÍA para SgA*!: veremos (por fin) el agujero negro central de la Vía Láctea mediante interferometría VLBI (Very Large Baseline Interferometry) a escala planetaria.

La fecha es para apuntarse en los calendarios (y la recordarán los libros de texto): El 12 de mayo de 2022, no es un sueño de verano. Entonces veremos la imagen del Event Horizon Telescope del agujero negro supermasivo de la Vía Láctea (que tiene aproximadamente 4 millones de masas solares). Hemos esperado mucho para esto (dada la complejidad del análisis de los datos de interferometría de radio, su integración y procesado).

En abril de 2019, el consorcio astronómico internacional conocido como Event Horizon Telescope (EHT) fue noticia en todo el mundo cuando anunció la primera imagen de un agujero negro. Específicamente, la imagen mostró el disco brillante que rodea el agujero negro supermasivo (SMBH) en el centro de la galaxia M87. En 2021, siguieron con esto adquiriendo una imagen de la región central de la galaxia Centaurus A y el chorro de radio que emana de ella. Pero en lo que seguramente será el anuncio más emocionante hasta el momento, el Observatorio Europeo Austral (ESO) e investigadores del EHT anunciarán los resultados de su estudio que examinó el SMBH en el centro de nuestra propia Vía Láctea: ¡Sagitario A* ! Los resultados se compartirán como parte de una conferencia de prensa el jueves 12 de mayo a partir de las 15:00 CEST (08:00 EDT; 05:00 PDT).

El evento tendrá lugar en la sede central de ESO en Múnich, Alemania, y se transmitirá en vivo a través de un webcast de ESO. La conferencia de prensa incluirá al Director General de ESO, Xavier Barcons, abriendo las cosas, seguido por el Director del Proyecto EHT, Huib Jan van Langevelde, y el Presidente Fundador de la Junta de Colaboración de EHT, Anton Zensus, pronunciando comentarios. Luego, un panel de investigadores del grupo de trabajo Event Horizon Telescope Consortium (EHTC) explicará los resultados y responderá las preguntas de los medios de comunicación (en el lugar y en línea). Este panel estará compuesto por:

-Thomas Krichbaum, investigador del Grupo VLBI en el Instituto Max Planck de Radioastronomía (MPIfR) en Alemania.

-Sara Issaoun, astrónoma y becaria Einstein de la NASA en el Centro Harvard-Smithsonian de Astrofísica (CfA) y la Universidad de Radboud, Países Bajos.

-José L. Gómez, investigador del Grupo VLBI del Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA-CSIC), España.

-Christian Fromm, Catedrático de Astronomía de la Universidad de Würzburg, Alemania.

-Mariafelicia de Laurentis, profesora de la Universidad de Nápoles “Federico II” y del Instituto Nacional de Física Nuclear (INFN) de Italia.

Se emitirá un comunicado de prensa de ESO sobre los resultados y un amplio material audiovisual de apoyo a las 03:07 p. También habrá conferencias de prensa simultáneas en todo el mundo, incluso en Washington D.C., Santiago de Chile, Ciudad de México, Tokio y Taipei (sobre las que puede obtener más información aquí). Un evento en línea para el público seguirá a la conferencia de prensa a las 04:30 p. m. CEST (10:30 a. m. EDT; 07:30 a. m. PDT), que durará aproximadamente una hora y se transmitirá en vivo en el canal de Youtube de ESO. Esto consistirá en una sesión de preguntas y respuestas, donde los miembros del público tendrán la oportunidad de dirigirse a otro panel de expertos en EHT que estará compuesto por:

-Sera Markoff, profesora del Instituto de Astronomía Anton Pannekoek de la Universidad de Ámsterdam, Países Bajos.

-Michael Janssen, académico visitante del MPIfR.

-Rocco Lico, investigador del IAA-CSIS, miembro del Grupo VLBI en MPIfR y ganador del premio Event Horizon Telescope Early Career Award 2021.

-Roman Gold, profesor asistente en la Universidad del Sur de Dinamarca.

-Violette Impellizzeri, profesora y Paul Harris Fellow en la Universidad de Leiden (Países Bajos) y ganadora del prestigioso Premio Breakthrough 2020.

-Ziri Younsi, becaria Stephen Hawking de UKRI en el University College London, Reino Unido.
 

Deseo: espero que hayan mejorado los narradores (la divulgación de la imagen de M87 por la ESA fue deprimente, la de la NASA fue espectacular; en Europa no se sabe vender las noticias científicas). Si no, creo que tendré que cambiarme al canal de la NASA...

La NASA tendrá su propio comité de la NSF(National Science Foundation) y conferencia de prensa, con los siguientes participantes:

-Katherine (Katie) L. Bouman, Assistant Professor of Computing and Mathematical Sciences, Electrical Engineering and Astronomy at Caltech.

 -Vincent Fish, Research Scientist at MIT Haystack Observatory.

-Feryal Özel, Professor, Departments of Astronomy and Physics at University of Arizona.

-Michael Johnson, Astrophysicist at Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian.





Referencias

[1]  Universetoday.com URL: https://www.universetoday.com/155696/this-is-it-on-may-12th-well-see-the-event-horizon-telescopes-image-of-the-milky-ways-supermassive-black-hole/

[2] Evento en el canal de la ESA en Youtube.com: https://www.youtube.com/watch?v=rIQLA6lo6R0&feature=youtu.be

[3] Evento en el canal de la NASA y la NSF: TBA.

Artículo editado y traducido por Juan F. González

Apéndice: Anillos de fotones (Photon rings)

Para un agujero negro sin rotación (de Schwarzschild), hay varias órbitas interesantes:

1) La Innermost Stable Circular Orbit (ISCO): la órbita circular más pequeña posible. Si se cae a menos distancia del radio de esta órbita, uno se precipitará inexorablemente hacia el horizonte y alcanzará la singularidad espacio-temporal. Para un agujero negro esférico de Schwarzschild (sin carga eléctrica, sin rotación, sin constante cosmológica u otros tipos de carga) que solamente tiene masa, el radio ISCO bien dado por la expresión siguiente

RISCO=6GMc2=3RSR_{ISCO}=\dfrac{6GM}{c^2}=3R_S

2) Para los fotones que caen y acaban formando el llamado anillo de fotones (photon ring). La única última órbita circular (inestable) para fotones es la denominada esfera de fotones. Dentro de la esfera de fotones no hay órbitas de fotones estables. El radio de la esfera de fotones viene dado para el tipo de agujero negro de Schwarzschild como una vez y media el radio gravitacional de estos objetos:

Rps=32RS=3GMc2R_{ps}=\dfrac{3}{2}R_S=\dfrac{3GM}{c^2}

donde, como antes c=3·108m/sc=3\cdot 10^8m/s es la velocidad de la luz de nuestro Universo. La esfera de fotones y sus secciones, los anillos de fotones, tienen propiedades ópticas curiosas. Si uno pudiera estar ahí o cerca (que no se podría físicamente de modo sencillo ni problamente técnicamente), uno podía verse la nuca delante de dicho agujero, dado que la luz emitida por nosotros por detrás daría la vuelta y la podríamos ver de frente.

El procesado de imágenes para ver anillos de fotones es complicado, pero se hará cada vez más con el avance de la VLBI:

Figura 3. Procesando los anillos de fotón con interferometría. Credit: George Wong (UIUC) and Michael Johnson (CfA).

Red cuántica para macrotelescopio óptico

Figura 1. Compuesto por cuatro telescopios de 8,2 metros que pueden actuar como uno solo, el Very Large Telescope del Observatorio Europeo Austral en el norte de Chile es la principal instalación astronómica del mundo para la interferometría óptica. Sin embargo, los nuevos enfoques del mundo cuántico podrían permitir a los astrónomos fabricar interferómetros ópticos mucho más grandes y capaces. Crédito: Juan Carlos Muñoz-Mateos/ESO.

Hace unos años, los investigadores que utilizaron el Event Horizon Telescope (EHT) basado en radio realizaron una observación extraordinaria, como la que sigue siendo un sueño para la mayoría de los otros astrónomos. El equipo del EHT anunció en abril de 2019 que había captado con éxito la sombra de un agujero negro supermasivo en una galaxia cercana al combinar observaciones de ocho radiotelescopios diferentes repartidos por nuestro planeta. Esta técnica, llamada interferometría, efectivamente le dio al EHT la resolución, o la capacidad de distinguir fuentes en el cielo, de un telescopio del tamaño de la Tierra. En las longitudes de onda ópticas que sustentan las magníficas imágenes del telescopio espacial Hubble y muchas otras instalaciones famosas, los interferómetros de hoy solo pueden combinar la luz de instrumentos que están separados por unos pocos cientos de metros como máximo. Eso puede cambiar a medida que los astrónomos recurran a los físicos cuánticos en busca de ayuda para comenzar a conectar telescopios ópticos que están a decenas, incluso cientos, de kilómetros de distancia entre sí. Dichos interferómetros ópticos se basarían en los avances que se están logrando en el campo de las comunicaciones cuánticas, particularmente el desarrollo de dispositivos que almacenan los delicados estados cuánticos de los fotones recolectados en cada telescopio. Estos dispositivos, llamados discos duros cuánticos (QHD), se transportarían físicamente a una ubicación centralizada donde se recuperarían los datos de cada telescopio y se combinarían con los demás para revelar colectivamente detalles sobre algún objeto celeste distante. Esta técnica recuerda al icónico experimento de la doble rendija, realizado por primera vez por el físico Thomas Young en 1801, en el que la luz incide sobre una barrera opaca que tiene dos rendijas por las que puede pasar. La luz se recombina al otro lado de la barrera, creando un patrón de interferencia de rayas brillantes y oscuras, también conocido como interferograma. Esto funciona incluso si los fotones individuales se filtran a través de las rendijas uno por uno: con el tiempo, el patrón de interferencia seguirá emergiendo. "Si tenemos dos telescopios que se pueden hacer para que se comporten como las rendijas de Young y podemos obtener un interferograma en una fuente de luz, como una estrella en el cielo, el interferograma te dice muchas cosas sobre la fuente". dice el astrónomo Jonathan Bland-Hawthorn de la Universidad de Sydney, cuyo equipo propone el uso de discos duros cuánticos para construir interferómetros ópticos. Dichos instrumentos algún día podrían ayudar a los astrónomos a medir los tamaños y movimientos intrínsecos de estrellas y galaxias con mayor precisión, un ingrediente crucial en nuestra comprensión de la evolución del cosmos. Aunque los radioastrónomos ya han construido interferómetros impresionantes como el EHT, eso se debe principalmente a que la interferometría es más fácil de lograr en radio que en frecuencias ópticas de tres maneras importantes: Primero, las antenas de radio son más baratas de construir que los telescopios ópticos, por lo que se pueden construir grandes números de ellos (para aumentar el área de recolección de la señal y, por lo tanto, la sensibilidad) y separarlos (para aumentar la resolución). En segundo lugar, los objetos astronómicos emiten potentes ondas de radio, lo que simplifica el registro de estas señales en antenas individuales para su posterior correlación. Las fuentes ópticas, sin embargo, suelen ser mucho, mucho más débiles, tan débiles, de hecho, que los telescopios a menudo deben acumular la luz de un objetivo celeste, literalmente, un fotón a la vez, convirtiendo la interferencia en un fenómeno mecánico cuántico. En tercer lugar, la atmósfera de la Tierra distorsiona la luz óptica, lo que deja poco tiempo a los telescopios para recoger los fotones antes de que las capas superiores de aire turbulento interrumpan su fase o coherencia. Tales restricciones han limitado las líneas de base de los interferómetros ópticos, es decir, las separaciones más largas entre los telescopios vinculados. Por ejemplo, el Centro de Astronomía de Alta Resolución Angular (CHARA) es un conjunto de seis telescopios ópticos de un metro que operan en el Observatorio Mount Wilson en California, y cuenta con una línea de base máxima de 330 metros. Y el interferómetro GRAVITY del Observatorio Europeo Austral, que conecta cuatro telescopios de 8,2 metros en el Observatorio Paranal en Chile, tiene una línea de base máxima de 130 metros. “El interferómetro más impresionante de cualquier tipo en el mundo es el instrumento ESO Gravity”, dice Bland-Hawthorn. “Ahora imagine ESO Gravity [con una línea base de] más de un kilómetro, tres kilómetros o 10 kilómetros”.

Con la tecnología óptica convencional, tales conceptos seguirían siendo esquivos. Los fotones recolectados por cada telescopio deben enviarse a través de fibras ópticas a algún lugar donde puedan combinarse. Además, es posible que los fotones de algunos telescopios deban mantenerse en suspenso en "líneas de retardo", que a menudo involucran fibras ópticas, para garantizar que la luz de todos los telescopios haya viajado la misma distancia. Si las líneas de transmisión o retardo son demasiado largas, lo que ocurre muy por debajo de las escalas de kilómetros, los fotones finalmente se absorben o dispersan, lo que hace que la interferencia sea imposible. Es imposible, al menos, sin la ayuda de la física cuántica. En 2011, Daniel Gottesman del Perimeter Institute for Theoretical Physics en Ontario y sus colegas sugirieron colocar una fuente de fotones entrelazados a mitad de camino entre dos telescopios distantes. La fuente envía uno de un par de fotones entrelazados a cada telescopio, donde se hacen que las partículas interfieran con otro fotón recibido de un objetivo celeste. Las mediciones de interferencia en cada telescopio se pueden registrar y luego usar para reconstruir un interferograma. Aunque esto puede parecer simple en principio, las líneas de base más largas para la interferometría óptica requerirían repetidores cuánticos, dispositivos costosos y complejos hechos a medida para distribuir el entrelazamiento a grandes distancias que son la antítesis de la tecnología comercial. Ahora Bland-Hawthorn se ha asociado con el tecnólogo cuántico John Bartholomew de la Universidad de Sydney y Matthew Sellars de la Universidad Nacional de Australia en Canberra para diseñar interferómetros ópticos que evitan el uso de fotones entrelazados y repetidores cuánticos. La idea básica es simple: considere dos telescopios de ocho metros separados por decenas de kilómetros. Los estados cuánticos de los fotones recogidos por cada telescopio, es decir, la amplitud y la fase de la luz en función del tiempo, se almacenan en discos duros cuánticos. Los astrónomos transportarían físicamente estos QHD, por carretera, ferrocarril o aire, a un lugar, donde los estados cuánticos se leerían y se harían interferir, generando un interferograma. Bartholomew y sus colegas han estado trabajando juntos en QHD que algún día podrían usarse para construir un interferómetro de este tipo. En 2015, el grupo argumentó que los estados fotónicos podrían almacenarse en los estados de espín nuclear de ciertos iones en un cristal de ortosilicato de itrio dopado con europio (o, más simplemente, Eu:YSO). En teoría, en un cristal mantenido a una temperatura helada de dos grados Kelvin, los estados de espín deberían permanecer coherentes hasta por un mes y medio, dice Bartholomew. En una demostración de laboratorio, su equipo logró un resultado más modesto pero igualmente impresionante, demostrando que podía mantener los estados de giro coherentes durante seis horas. “Solíamos bromear sobre poner el sistema de memoria en la parte trasera de un Toyota Corolla y conducir por la autopista”, dice. "Serías capaz de recorrer una gran distancia". Pero el experimento de 2015 no almacenó estados fotónicos en los estados de giro y los recuperó más tarde. Simplemente demostró que los estados de espín permanecieron coherentes durante horas. En un estudio de preimpresión de diciembre de 2020, Chuan-Feng Li de la Universidad de Ciencia y Tecnología de China y sus colegas informaron sobre el uso de cristales Eu:YSO para almacenar los estados coherentes de los fotones y recuperarlos después de una hora, verificando su fidelidad a través de experimentos de interferencia. "Es una gran idea conectar telescopios ópticos distantes a través de QHD", dice Li. “Debería ser factible hacerlo utilizando las memorias cuánticas basadas en Eu:YSO en las que estamos trabajando. El QHD se puede transportar en camiones y helicópteros”.

Nora Tischler, física cuántica de la Universidad Libre de Berlín, que no participó en ninguno de estos trabajos, también está impresionada con la idea de usar QHD para construir interferómetros ópticos. “Aunque la propuesta es técnicamente muy exigente, vale la pena señalar que esto puede aprovechar los desarrollos y esfuerzos ya existentes (e independientemente)”, dice. “La comunidad cuántica está trabajando arduamente para optimizar las memorias cuánticas como parte del esfuerzo por construir futuras redes cuánticas”. Estos recuerdos podrían formar la base de los discos duros cuánticos. Bartholomew dice que el siguiente paso es garantizar que los QHD sean resistentes a las vibraciones y aceleraciones que experimentarían durante el transporte. “Es necesario caracterizar el impacto de esas fuerzas en el almacenamiento cuántico”, dice. “Pero el motivo del optimismo es que estos estados de espín nuclear son muy insensibles a ese tipo de perturbaciones”. Aun así, no hay garantía de que la técnica sea un éxito práctico. Y tiene un competidor. En 2019, Johannes Borregaard, ahora en la Universidad Tecnológica de Delft en los Países Bajos, y sus colegas mejoraron la solución de Gottesman de 2011 al diseñar un método para comprimir la información que reciben los telescopios, conservando solo los fotones relevantes y descartando el resto. Entonces, esto requeriría interacciones con muchos menos pares de fotones entrelazados, que son difíciles de producir a las velocidades necesarias para la interferometría si la información entrante en los telescopios no se comprime primero. E incluso con la compresión, las líneas de base más largas aún garantizarían repetidores cuánticos. Borregaard dice que aún no está claro si los QHD o una combinación de fotones entrelazados y repetidores cuánticos serán los primeros en resolver el problema de la interferometría óptica. “Ambos son desafiantes”, dice. Incluso si se puede resolver el lado cuántico de la ecuación, el astrónomo John Monnier, experto en interferometría óptica e infrarroja de la Universidad de Michigan, es circunspecto. Los interferómetros ópticos con líneas de base cada vez más largas observarán objetos más pequeños y más débiles, lo que significa menos fotones por unidad de tiempo. Para contrarrestar los efectos nocivos de la atmósfera, los astrónomos siempre tienen la muy costosa opción de hacer telescopios más grandes, o la extraordinariamente costosa de colocarlos en el espacio, donde no hay atmósfera en absoluto. Alternativamente, pueden usar la óptica adaptativa, que implica el uso de la luz de un objeto de referencia brillante que está cerca en el cielo de la estrella o galaxia que se observa para corregir los efectos de desenfoque de la atmósfera. Pero a diferencia de la radioastronomía, donde las fuentes luminosas son relativamente abundantes, en longitudes de onda ópticas, "es muy raro encontrar un objeto brillante [cerca de] lo que sea que quieras estudiar", dice Monnier.
 
 Es posible que en el futuro, los interferómetros ópticos con grandes líneas de base también empleen el tipo de óptica adaptativa que utilizan los telescopios individuales hoy en día, que consiste en disparar potentes láseres para crear estrellas de referencia artificiales, o estrellas guía, en el cielo. Pero las estrellas guía láser actuales no son adecuadas para interferómetros con líneas de base de decenas de kilómetros. Dadas tales restricciones, construir interferómetros ópticos requerirá más que QHD, dice Monnier. "[Los QHD] podrían ser una pieza muy interesante de un futuro que también involucra algún tipo de nueva estrella guía láser para interferómetros o grandes telescopios". Si ese futuro llega a suceder, Bland-Hawthorn dice que se abrirá una era completamente nueva de astronomía óptica, particularmente con interferómetros que utilizan telescopios de 30 y 39 metros que se están construyendo en Hawai y Chile, respectivamente. Bland-Hawthorn también prevé poder descomponer las enanas blancas como Sirius B y los sistemas binarios en sus estrellas componentes, medir el tamaño de las estrellas y su velocidad intrínseca en el cielo (también llamado movimiento propio) con mayor precisión y resolver, con mayor detalle, las estrellas moviéndose alrededor del agujero negro en nuestro centro galáctico. "El seguimiento de las estrellas alrededor del agujero negro nos permitirá probar la teoría general de la relatividad de una nueva manera", dice Bland-Hawthorn. Fuera de la Vía Láctea, cree que los telescopios de clase de 40 metros conectados por QHD resolverán las estrellas en las galaxias hasta el cúmulo de Virgo y también medirán los movimientos propios de estas galaxias. “Este último experimento tiene implicaciones clave para el estudio de cómo evoluciona la estructura a gran escala con el tiempo cósmico debido a la materia oscura subyacente y la aparición de energía oscura”, dice Bland-Hawthorn.

Ideas relacionadas con este concepto, pero de un carácter diferente, son las que proponen construir telescopios cuánticos basados en el concepto de entralazamiento cuántico [2,3]. Está claro que la física cuántica ha venido para quedarse y revolucionar campos que creíamos ya establecidos y perennes.
 
 

Referencias

[1] Quantum Astronomy Could Create Telescopes Hundreds of Kilometers Wide. Astronomers hope to use innovations from the subatomic world to construct breathtakingly large arrays of optical observatories. By Anil Ananthaswamy on April 19, 2021. Scientific American. URL: https://www.scientificamerican.com/article/quantum-astronomy-could-create-telescopes-hundreds-of-kilometers-wide/

[2] Quantum telescopes. Aglae Kellerer. ArXiv: https://arxiv.org/abs/1403.6681

[3] Quantum telescopes: feasibility and constrains, A. R. Kurek, T. Pięta, Tomasz Stebel, A. Pollo, A. Popowicz  https://arxiv.org/abs/1508.04275

Artículo editado y traducido por Juan F. González

Nueva alternativa para computación cuántica con átomos neutros

Figura 1. Qubit de un átomo de itrio. Crédito: Kaufman Group/S. Burrows/JILA.

Según Jeff Thompson, físico de la Universidad de Princeton, ahora es un momento emocionante para la computación cuántica, ya que muchas plataformas de computación cuántica diferentes han alcanzado sistemas de gran tamaño y pueden realizar operaciones de alta fidelidad. La afirmación de Thompson está respaldada por la diversidad de sistemas que recientemente han logrado hitos significativos, como las computadoras cuánticas basadas en circuitos superconductores, interferómetros ópticos, iones atrapados y átomos neutros (consulte Viewpoint: Quantum Leap for Quantum Primacy, Synopsis: The Smallest Quantum Computer Yet, y Synopsis: Neutral-Atom Quantum Computers Are Back in the Race). Ahora, Thompson y sus colegas, y Adam Kaufman en JILA en Colorado y sus colegas, han demostrado un nuevo tipo de qubit para computadoras cuánticas de átomos neutros. Las propiedades del qubit le permiten almacenar y manipular de forma robusta la información cuántica [1, 2]. Los qubits de átomos neutros almacenan información en sus estados de espín. Hasta ahora, la mayoría de los experimentos con átomos neutros han utilizado metales alcalinos, para los cuales las técnicas necesarias de atrapamiento y enfriamiento están muy avanzadas. Sin embargo, los átomos de metales alcalinos tienen un inconveniente: los estados de espín electrónico utilizados para almacenar información cuántica pueden corromperse por el campo de luz utilizado para atrapar los átomos. Como alternativa, los físicos han experimentado con átomos alcalinotérreos, que pueden almacenar información de forma más sólida en sus estados de espín nuclear. Esta posibilidad ha sido demostrada en el estroncio-87 (S87r ^{87}Sr ), pero los múltiples estados de espín del gran espín nuclear de este isótopo dificultan su uso para implementar un qubit simple de dos niveles. En sus demostraciones, Thompson, Kaufman y sus respectivos equipos utilizaron iterbio-171 (Y171b^{171}Yb ) átomos. Al igual que los átomos de S87r^{87}Sr, los estados de espín de los átomos de Y171b^{171}Yb son robustos a la perturbación de la trampa óptica. Pero a diferencia de los átomos de S87r ^{87}Sr , los átomos de Y171b^{171}Yb tienen un giro nuclear de 1/2, lo que facilita la manipulación de los qubits de estado de giro hechos de este isótopo. Ambos equipos muestran que los átomos de Y171b^{171}Yb pueden enfriarse y atraparse usando pinzas ópticas y que los espines nucleares de los átomos de Y171b^{171}Yb pueden inicializarse, manipularse usando campos ópticos o de radiofrecuencia y medirse. Además, el grupo de Kaufman demuestra que una red atómica de diez por diez puede cargarse rápidamente con átomos de Y171b^{171}Yb, con pocos defectos, y luego enfriarse hasta casi el cero absoluto para manipulaciones de cúbits de alta fidelidad. Mientras tanto, el equipo de Thompson demuestra una operación de puerta de dos qubits utilizando pares de Y171b^{171}Yb adyacentes. átomos Aunque las computadoras cuánticas de átomos neutros aún no se han explorado tan a fondo como otras plataformas, los avances recientes en las técnicas de manipulación de átomos significan que se están poniendo al día. Kaufman cree que, eventualmente, los físicos podrán explotar las variadas estructuras energéticas de diferentes átomos para implementar computadoras cuánticas que sean escalables y que puedan usarse en diversas aplicaciones, como la metrología. Thompson dice que los subniveles de espín nuclear de Y171b^{171}Yb.

Se ha predicho que los átomos ofrecen un método especialmente efectivo de corrección de errores cuánticos.

–Marric Stephens.

Referencias

[1] S. Ma et al., “Universal gate operations on nuclear spin qubits in an optical tweezer array of 171Ybatoms,” Phys. Rev. X 12, 021028 (2022).

[2] A. Jenkins et al., “Ytterbium nuclear-spin qubits in an optical tweezer array,” Phys. Rev. X 12, 021027 (2022).

Artículo editado y traducido por Juan F. González

Nuevas fuentes de ecos de agujeros negros

Figura 1. Un agujero negro extrae material de una estrella vecina y lo deposita en un disco de acreción. Crédito: Aurore Simonnet y el Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA.

Dispersos a lo largo de nuestra galaxia, la Vía Láctea, hay decenas de millones de agujeros negros, pozos gravitatorios inmensamente fuertes del espacio-tiempo, de los cuales la materia que cae, e incluso la luz, nunca pueden escapar. Los agujeros negros son oscuros por definición, excepto en las raras ocasiones en que se alimentan. Cuando un agujero negro atrae gas y polvo de una estrella en órbita, puede emitir espectaculares ráfagas de luz de rayos X que rebotan y hacen eco en el gas inspirador, iluminando brevemente los alrededores extremos de un agujero negro.

Ahora, los astrónomos del MIT están buscando destellos y ecos de sistemas binarios de rayos X de agujeros negros cercanos, sistemas con una estrella en órbita y, en ocasiones, devorada por un agujero negro. Están analizando los ecos de tales sistemas para reconstruir la vecindad extrema e inmediata de un agujero negro.

En un estudio que aparece hoy en The Astrophysical Journal, los investigadores informan sobre el uso de una nueva herramienta de búsqueda automatizada, que han acuñado como "Máquina de reverberación", para analizar los datos satelitales en busca de signos de ecos de agujeros negros. En su búsqueda, han descubierto ocho nuevos binarios de agujeros negros con eco en nuestra galaxia. Anteriormente, solo se sabía que dos de estos sistemas en la Vía Láctea emitían ecos de rayos X. Al comparar los ecos entre sistemas, el equipo ha construido una imagen general de cómo evoluciona un agujero negro durante un estallido. En todos los sistemas, observaron que un agujero negro primero pasa por un estado "duro", generando una corona de fotones de alta energía junto con un chorro de partículas relativistas que se lanzan a una velocidad cercana a la de la luz. Los investigadores descubrieron que, en cierto punto, el agujero negro emite un destello final de alta energía, antes de pasar a un estado "suave" de baja energía.

Este destello final puede ser una señal de que la corona de un agujero negro, la región de plasma de alta energía justo fuera del límite de un agujero negro, se expande brevemente, expulsando un estallido final de partículas de alta energía antes de desaparecer por completo. Estos hallazgos podrían ayudar a explicar cómo los agujeros negros supermasivos más grandes en el centro de una galaxia pueden expulsar partículas a través de vastas escalas cósmicas para dar forma a la formación de una galaxia. "El papel de los agujeros negros en la evolución de las galaxias es una cuestión pendiente en la astrofísica moderna", dice Erin Kara, profesora asistente de física en el MIT. "Curiosamente, estos binarios de agujeros negros parecen ser 'mini' agujeros negros supermasivos, por lo que al comprender los estallidos en estos pequeños sistemas cercanos, podemos entender cómo los estallidos similares en los agujeros negros supermasivos afectan a las galaxias en las que residen".
 
 El primer autor del estudio es el estudiante graduado del MIT Jingyi Wang; otros coautores incluyen a Matteo Lucchini y Ron Remillard en el MIT, junto con colaboradores de Caltech y otras instituciones.

Retrasos de rayos X (X-ray delay)

Kara y sus colegas están usando ecos de rayos X para mapear la vecindad de un agujero negro, de la misma manera que los murciélagos usan ecos de sonido para navegar por su entorno. Cuando un murciélago emite una llamada, el sonido puede rebotar en un obstáculo y regresar al murciélago como un eco. El tiempo que tarda el eco en regresar es relativo a la distancia entre el murciélago y el obstáculo, lo que le da al animal un mapa mental de su entorno. De manera similar, el equipo del MIT busca mapear la vecindad inmediata de un agujero negro utilizando ecos de rayos X. Los ecos representan retrasos de tiempo entre dos tipos de luz de rayos X: la luz emitida directamente desde la corona y la luz de la corona que rebota en el disco de acreción de gas y polvo inspiradores. El tiempo en que un telescopio recibe luz de la corona, en comparación con cuando recibe los ecos de rayos X, da una estimación de la distancia entre la corona y el disco de acreción. Observar cómo cambian estos retrasos de tiempo puede revelar cómo evolucionan la corona y el disco de un agujero negro a medida que el agujero negro consume material estelar.

Evolución del eco (Echo evolution)

En su nuevo estudio, el equipo desarrolló un algoritmo de búsqueda para analizar los datos tomados por el Explorador de composición interior de la estrella de neutrones de la NASA, o NICER, un telescopio de rayos X de alta resolución en el tiempo a bordo de la Estación Espacial Internacional. El algoritmo seleccionó 26 sistemas binarios de rayos X de agujeros negros que anteriormente se sabía que emitían estallidos de rayos X. De estos 26, el equipo encontró que 10 sistemas estaban lo suficientemente cerca y brillantes como para poder discernir ecos de rayos X en medio de los estallidos. No se sabía previamente que ocho de los 10 emitieran ecos. "Vemos nuevas firmas de reverberación en ocho fuentes", dice Wang. "Los agujeros negros varían en masa de cinco a 15 veces la masa del sol, y todos están en sistemas binarios con estrellas similares al sol, normales y de baja masa". Como proyecto paralelo, Kara está trabajando con los académicos de educación y música del MIT, Kyle Keane e Ian Condry, para convertir la emisión de un típico eco de rayos X en ondas sonoras audibles.
 
 
 
 

Vídeo 1. Ecos de agujeros negros. Crédito: Instituto de Tecnología de Massachusetts.

Vídeo 2. Sonificación de ecos de agujeros negros. El cúmulo de galaxias de Perseo. Chandra X-ray Observatory observations of the Perseus galaxy cluster's black hole and M87's jet have been turned into sound by SYSTEM Sounds. Learn how they were sonified: https://chandra.harvard.edu/blog/node/813 Credit: NASA/CXC/SAO/K.Arcand, SYSTEM Sounds (M. Russo, A. Santaguida) | mash mix by Space.com


Vídeo 3. Sonificación de ecos de agujeros negros. Agujero negro en M87. Créditos: NASA/CSC/SAO/C. Reynolds. Optical: Hubble(NASA)/ESA/STSci. RADIO: ALMA. ESO/NAO/NRAO. et al. Sonificación de ASA/CXC/SAO/K. Arcand. SYSTEM SOUNDS (M. Ruso. A. Santaguida).

Luego, los investigadores ejecutaron el algoritmo en los 10 binarios de agujeros negros y dividieron los datos en grupos con "características de tiempo espectral" similares, es decir, retrasos similares entre los rayos X de alta energía y los ecos reprocesados. Esto ayudó a rastrear rápidamente el cambio en los ecos de rayos X en cada etapa durante el estallido de un agujero negro. El equipo identificó una evolución común en todos los sistemas. En el estado "duro" inicial, en el que una corona y un chorro de partículas de alta energía dominan la energía del agujero negro, detectaron retrasos breves y rápidos, del orden de milisegundos. Este estado duro dura varias semanas. Luego, se produce una transición durante varios días, en los que la corona y el chorro chisporrotean y se extinguen, y toma el control un estado blando, dominado por rayos X de menor energía del disco de acreción del agujero negro. Durante este estado de transición de duro a suave, el equipo descubrió que los retrasos de tiempo se hicieron momentáneamente más largos en los 10 sistemas, lo que implica que la distancia entre la corona y el disco también se hizo más grande. Una explicación es que la corona puede expandirse brevemente hacia afuera y hacia arriba, en un último estallido de alta energía antes de que el agujero negro termine la mayor parte de su comida estelar y se quede en silencio. "Estamos en los comienzos de poder usar estos ecos de luz para reconstruir los entornos más cercanos al agujero negro", dice Kara. "Ahora hemos demostrado que estos ecos se observan comúnmente, y podemos probar las conexiones entre el disco, el chorro y la corona de un agujero negro de una nueva manera".

Referencias

[1] Jingyi Wang et al, The NICER "Reverberation Machine": A Systematic Study of Time Lags in Black Hole X-Ray Binaries, The Astrophysical Journal (2022). DOI: 10.3847/1538-4357/ac6262

[2] Search reveals eight new sources of black hole echoes by Jennifer Chu, Massachusetts Institute of TechnologyPhys.org news. URL: https://phys.org/news/2022-05-reveals-sources-black-hole-echoes.html


 
 
 
 

 
 
 

Energía oscura como quintaesencia

 
 
Figura 1. El Universo es oscuro, ¿pero tiene quintaesencia? Credit: Unsplash/CC0 Public Domain.
 
Un trío de astrofísicos, dos de Princeton y el otro de la Universidad de Nueva York, han calculado estimaciones sobre cuán pronto podría colapsar el universo si las teorías sobre la quintaesencia de la energía oscura son correctas. En su artículo publicado en Proceedings of the National Academy of Sciences, Cosmin Andrei, Anna Ijjas y Paul Steinhardt sugieren que podría ser tan pronto como dentro de 100 millones de años. En las últimas décadas, los investigadores han encontrado evidencia de la expansión del universo: los objetos distantes se están separando con el tiempo. Albert Einstein predijo que este sería el caso y sugirió que la fuerza que separa todo en el universo es algo llamado energía oscura. También sugirió que su fuerza era constante, lo que significaría que el universo se expandiría para siempre. Desde entonces, otros han sugerido que tal vez la energía oscura, si es que realmente existe, podría no ser una constante después de todo. Y si ese fuera el caso, tal vez algún día el universo se ralentizaría y tal vez incluso dejaría de expandirse, y/o se invertiría, permitiendo que el universo se contrajera hasta que se comprimiera en una sola entidad. Los defensores de tal teoría describen que la energía oscura tiene un campo dinámico que llaman quintaesencia, una propiedad que permitiría la expansión o contracción del universo. Y al estudiar la evidencia recopilada sobre el universo conocido, encontraron que la teoría es tan sólida como la que propone la energía oscura como una constante. En este nuevo esfuerzo, el trío de investigadores se preguntó cuánto tardaría el universo en ralentizarse, detenerse, comenzar a contraerse y, finalmente, llegar a un punto único si la energía oscura tiene la quintaesencia. Para visualizar tal idea, construyeron un modelo del universo, uno que usaba datos reales que describían las características del universo conocido. Les mostró que si la idea de la quintaesencia es cierta, entonces el universo ya podría estar desacelerando su aceleración. También mostró que podría ralentizarse hasta detenerse en aproximadamente 65 millones de años, y podría comenzar a contraerse tan pronto como dentro de 100 millones de años. La teoría, como la que sugiere que la energía oscura es una constante, no se puede probar porque no hay forma de probarla. Los astrofísicos tienen que confiar en las señales que provienen de años luz de distancia, lo que sugiere que si el universo se está contrayendo actualmente, no podremos medirlo durante millones de años.
 
 
 Referencias

[1] Predicting how soon the universe could collapse if dark energy has quintessence by Bob Yirka , Phys.org, URL: https://phys.org/news/2022-05-universe-collapse-dark-energy-quintessence.html
 

[2] Cosmin Andrei et al, Rapidly descending dark energy and the end of cosmic expansion, Proceedings of the National Academy of Sciences (2022). DOI: 10.1073/pnas.2200539119
 
 
 Artículo editado y traducido por Juan F. González
 
 

Armas y guerras nucleares

Armas y guerras nucleares.

Índice

1. Historia de las armas nucleares.

2. Cómo funciona un arma nuclear.

3. Uso en la actualidad.

4. Cómo nos afecta.

5. Qué hacer en caso de guerra nuclear.

1. Historia de las armas nucleares.

En 1933 tan solo 6 años antes del descubrimiento de la fisión el científico estadounidense Leó Szilárd concluyó que era posible liberar grandes cantidades de energía mediante reacciones neutrónicas en cadena. El 4 de julio de 1934 Leo solicito la patente de la (bomba atómica) no para construirla sino para todo lo contrario, para que no se investigara.

No hubo muchos mas avances hasta la segunda guerra mundial

Durante la segunda guerra mundial

Figura 1. Imagen realizada por un bombardero de largo alcance B29 en Hiroshima despues del lanzamiento.


Un poco antes de la invasión de polonia estados unidos le tenia mucha fe en el proyecto nuclear. En 1941, en Estados Unidos, Philip Abelson construyó un sistema de enriquecimiento practicable (por difusión térmica líquida), y el 26 de febrero Seaborg y Wahl descubrieron el plutonio. A principios de marzo, los científicos anglo-norteamericanos ya sabían de qué orden habría de ser la masa crítica postulada por Szilard. Y en julio, el plutonio se demostró como un material fisible mucho mejor que el uranio, y el comité MAUD completó su informe final, describiendo la ingeniería de una bomba atómica con cierto detalle técnico. El 3 de septiembre de 1941, Churchill y los Jefes de Estado Mayor se pusieron de acuerdo para construir una bomba atómica. En diciembre, después de meses de sufrir una pesadilla burocrática, el proyecto fue transferido a los Estados Unidos donde continuo avanzando .En enero de 1942 el proyecto fue declarado secreto.

El 18 de junio de 1942 se ordenó al coronel James Marshall que organizara un distrito del Cuerpo de Ingenieros del Ejército, para centralizar todos estos trabajos y consolidar el desarrollo de la bomba. Marshall organizó este distrito con un nombre deliberadamente engañoso: fue el Distrito de Ingenieros de Manhattan (nunca hubo ninguna unidad de ingenieros ubicada en Manhattan, Nueva York) al proyecto se le denomino proyecto mhangatan . En la continuación del proyecto no hubo problemas hasta que en 1945 con la caida de Berlin solo quedaba japón y para no prolongar la guerra más. El 6 y 9 de agosto de 2945 estados unidos realizoLos bombardeos atómicos de Hiroshima y Nagasaki fueron dos ataques nucleares ordenados por Harry S. Truman, presidente de los Estados Unidos, contra el Imperio del Japón. Los ataques se efectuaron el 6 y el 9 de agosto de 1945, respectivamente, lo que contribuyó, junto con la Guerra soviético-japonesa, a la rendición de Japón y el fin de la Segunda Guerra Mundial. Después de seis meses de intenso bombardeo de otras 67 ciudades, el arma nuclear Little Boy fue soltada sobre Hiroshima el lunes 1​6 de agosto de 1945, la segunda​ seguida por la detonación de la bomba Fat Man el jueves 9 de agosto sobre Nagasaki. Entre 105 000 y 120000 personas murieron y 130 000 resultaron heridas.3​4​5​ Hasta la fecha, estos bombardeos constituyen los únicos ataques nucleares de la historia.​

También hubo otro proyecto al mismo tiempo, el alemán pero este no se termino de realizar por la caida del tercer reich en 1945 postsegunda guerra mundial como el soviético por el cual casi hay varias guerras nucleares, el francés, el inglés, el chino y el israelí y a finales del siglo el indio y pakistaní. En el siglo XXI lo desarrollo Corea del Norte.

Figura 2. Little Boy.

2.¿Cómo funciona un arma nuclear?

Las armas nucleares modernas funcionan combinando explosivos químicos, fisión nuclear y fusión nuclear. Los explosivos comprimen material nuclear, causando fisión; la fisión libera cantidades masivas de energía en forma de rayos X, que crean la alta temperatura y presión necesarias para encender la fusión. Por asi decirlo es una central nuclear portátil, hay que recalcar que tambien hay armas nucleares de hidrógeno. Es un proceso simple en principios aunque complejo en la práctica realizarlas.

Figura 3. Funcionamiento de una arma nuclear en un diagrama.

 

3. Uso en la actualidad.

Actualmente aunque el numero de armas nucleares comparada con las de la guerra fría es mucho menor las armas nucleares son mucho mas poderosas que las de hirosima y suponen un riesgo muy alto en la actualidad y mas con lo que esta sucediendo en ucrania . Un arma nuclear es mas que una arma de destrución masiva es una arma que muestra poder, respeto y eso puede relajar conflicto o avivarlos aparte una arma nuclear es la arma política por escelencia pero que a veces no funciona como es el caso actual de rusia en la guerra que tiene con ucrania, aunque el numero de ojivas se ha reducido en el mundo hay actualmente 13400 armas nucleares, según la ONU. Y aunque lograr el desarme nuclear mundial ha sido uno de los objetivos más antiguos de las Naciones Unidas, desde 1946, aún hoy hay una "frustración debido a la lentitud del desarme nuclear".

Figura 4. Armas nucleares. Camión ruso de las fuerzas de disuasión nuclear desfilando en el dia de la victoria.

Países con armas nucleares y su número de ellas

Actualmente hay 9 paises que tiene armas nucleares estos son EEUU, Rusia , Pakistán , India, Francia , Reino Unido , Israel , Corea del Norte y China .

Aquí hay un poco de la historia de cada uno a excepción del estadounidense que está explicado anteriormente.

Número de armas nucleares por país actualmente

Programa nuclear ruso/soviético

Actualmente Rusia es el país con mas bombas nucleares activas muchas de ellas soviéticas incluyendo dentro de su arsenal la bomba del zar que es la mas poderosa del mundo con un total desconocido entre las 3700 y 7000 de las cuales 1600 están listas para ser lanzadas en cualquier momento desde submarinos silos y camiones especializados .la UURS no solo le limito a estudiar la fisión y energía nuclear si no que también investigo con el uranio .Después del lanzamiento de la fat man los soviéticos copiaron y recopilaron, información sobre ella y en 4 años consiguieron copiar la bomba y el 29 de agosto de 1949 los soviéticos lanzaron su primera bomba nuclear con 22 kilotones . Desde hay ,con el aumento de las tensiones de la guerra fría los países centraron mucho dinero y esfuerzo en desarrollar mas y mejores armas nucleares dando resultado a las bombas de hidrógeno y los misiles balísticos intercontinentales.

Programa nuclear pakistaní

El proyecto Pakistani fue denominado Chagai- I. Actualmente pakistan tiene 130 armas nucleares activas El programa nuclear pakistaní se inició en enero de 1972, después de que Zulfikar Ali Bhutto llegó al poder político. La Guerra de Liberación de Bangladés y la guerra indo-pakistaní de 1971 fue una guerra y una lección inolvidable al establecimiento político y militar de Pakistán. Destacó la necesidad de contar con un fuerte y muy bien entrenada fuerza militar con una capacidad global para defenderse del enemigo, notablemente de las Fuerzas Armadas de la India. El legado de la guerra de 1971 había dejado cicatrices profundas en la sociedad civil pakistaní, así como la miseria política y militar. Al ver la superioridad india Zulfikar desarrollo armas nucleares . En 1974 después de su construcción y buscar por un largo tiempo una montaña de granito al fin se pudo realizar la prueba nuclear con una fuerza de 40 kilotones dando a conocer su nuevo poderío a la India.

Programa nuclear indio

Actualmente Índia tiene 120 ojivas nucleares .Al igual que Pakistán la india vio después de la guerra indo-pakistaní una gran decadencia militar y al enterarse del programa nuclear Pakistaní india no se quedo atrás y desarrollo también armas nucleares .Después de desarrollarlas. La primera prueba nuclear de la India se produjo el 18 de mayo de 1974. Desde entonces, la India ha llevado a cabo otra serie de pruebas en el polígono de pruebas de Pokhran en el estado de Rajastán en 1998.


Programa nuclear francés

En la actualidad, se estima que las Fuerzas Armadas de Francia cuentan con alrededor de 300 ojivas nucleares operativas, lo cual convierte a Francia en la tercera potencia nuclear del mundo.

Las armas nucleares son parte de la Force de Frappe nacional, desarrollada a partir de 1958 durante la Guerra Fría, cuando Charles de Gaulle decidió dotar a Francia de un medio de disuasión nuclear que le permitiera distanciarse de la OTAN. Francia no firmó el Tratado de prohibición parcial de ensayos nucleares, lo que le dio la posibilidad de realizar más pruebas nucleares hasta que firmó y ratificó el Tratado de Prohibición Completa de los Ensayos Nucleares en 1996 y en 1998, respectivamente.


Programa nuclear inglés

Reino Unido actualmente tiene 215 ojivas nucleares .Fue el tercer país (tras Estados Unidos y la Unión Soviética) en probar y desarrollar armas nucleares de manera independiente a partir de octubre de 1952 esto se debe que el proyecto nuclear americano se desarrollo en conjunto con Reino Unido y después fue transladado a los estados unidos. Aunque Reino Unido tenga la capacidades de desarrollar armas nucleares y sistemas para el uso de ella sigue utilizando un sistema de lanzamiento desarrollado por la empresa americana Lockheed Martin.

Programa nuclear israelí

Israel, a pesar de no contar con pruebas que lo confirme, es considerado por la organización NTI (iniciativa de amenaza nuclear) lo considera el sexto pais en tener armas nucleares se cree que en desarrollo con los estados unidos que su primera arma nuclear fue terminada en 1960 esto confirmado según Mordejái Vanunu, un extécnico nuclear israelí, reveló detalles del programa de armas nucleares a la prensa británica. Al tratarse de Israel es un país muy cerrado y no se puede recoger mucha información y se desconoce el número de armas que posee, se cree que 12.

Programa nuclear norcoreano

Corea del Norte actualmente tiene en servicio 10 armas nucleares . En 2009 confirmo el desarrollo de armas nucleares aunque ya tenia un pequeño numero de armas nucleares simples . El 9 de octubre del 2006, Corea del Norte anunció que había llevado a cabo con éxito su primera prueba nuclear y se detecto que el arma rondaba a un kilotón y en abril de 2009, surgieron informes de que Corea del Norte se había convertido en una potencia nuclear completamente desarrollada.

Programa nuclear chino.

Actualmente china pose unas 300 bombas nucleares según su gobierno las suficientes . El programa nuclear chino comenzó en la década de 1950 por entrar en la guerra de corea y ciertos problemas con la unión soviética y estados unidos .Se cree que su primera prueba nuclear tuvo lugar en 1964. y según muchos medios sigue desarrollando más.

Figura 5. Países nucleares.

4. Cómo nos afecta.

Las armas nucleares causan daños continuos, incluida la contaminación ambiental y la explotación de las comunidades marginadas. Una cosa que debe quedar clara es que en mínimo 100 años nada empezaría a recuperarse , otra cosa es que Europa quedaría destruida totalmente siendo España uno de los países menos afectados según un estudio de una universidad rusa . En caso de guerra nuclear nos olvidaríamos de como es la vida de el siglo XII: no móviles no electricidad no hospitales, sería volver a la prehistoria y la ley del mas fuerte y del que mas conocimientos tenga sobre como sobrevivir también podría suponer la extinción de la humanidad . Aunque se sobreviva a una explosión nuclear hay efectos secundarios sin cura que son la radiación dependa a la exposición de nuestro cuerpo a ella podríamos morirnos en días semanas meses o años , lo mas seguro es que se fallezca por cáncer.

5. Qué hacer en caso de guerra nuclear.

Primero de todo imaginemos que estamos lejos de la peor zona de explosión pero dentro de la zona de exclusión en ese caso debemos buscar refugio recomendablemente en un lugar subterráneo y en el cual tener víveres para mínimo estar un mes . En la mayoría de la población no tiene ni víveres para un mes ni un refugio entonces que se hace: Pues bien en caso de que nos avisaran por un comunicado de emergencia lo hay que hacer es mantener la calma y coger a nuestros seres queridos que estén con nosotros y coger la mayor cantidad de agua y comida y dirigirnos a un sótano o garaje una vez dentro intentar ¨sellar¨ la puerta para que no entre la radiación . Cuando la bomba explote si estas en el exterior no mirar el hongo ya que puede dar ceguera temporal o indefinida. Si estamos en el sótano intentar aguantar un mes pero el sótano debe tener paredes gruesas ya que después de que explote una bomba nuclear la radiación que emite es la gamma la cual es la mas peligrosa y si no estas cubiertos por unos cuantos metros de hormigón o metal tus esperanzas de sobrevivir son casi nulas pero si se logra salir e ir bastante lejos antes de coger la dosis mortal y encontrar una cueva todavía puedes sobrevivir. Una vez pase la radiación gamma llega la beta menos peligrosa y requiere menos protección. Si conseguiste sobrevivir ahora seguramente tu problema serán los víveres para salir a buscar comida hay que salir con la mayor cantidad de prendas posibles y coger comida en latas o en caso de animales extraer de ellos los riñones e hígado ya que son las partas mas contaminadas y el agua cogerla en cuevas o zonas subterráneas ya que el agua con radiación no se puede purificar y solo se podrá descontaminar con máquinas especiales . Si sigues vivo hasta ahora ya habrá mucho menos riesgo pero queda la radiación alfa mas peligrosa que la beta pero tan simple de parar como con una hoja .Lo que se debe hacer ahora es ir a por radios y comunicarte por canales de emergencia con las fuerzas armadas si se encuentran operativas y intentar huir a los lugares mas remotos del mundo como los Andes , Nueva Zelanda ... y ya ahí te tendrás que enfrentar seguramente a un cáncer a la falta de alimentos ya que no se podrá cultivar y a lluvias ácidas radioactivas.

Lo triste sería que pasara, y que REALMENTE, los dirigentes de alguno o algunos países crean que se puede sacar beneficio de un conflicto nuclear.

Referencias

[1] Arma nuclear - Wikipedia, la enciclopedia libre.

[2] Wikipedia (todos los programas nucleares )

[3] Historia de las armas nucleares - Wikipedia, la enciclopedia libre

[4] ¿Cómo funcionan armas nucleares? | Union of Concerned Scientists (ucsusa.org)

Artículo editado por Juan F. González

Versión original online en Prezi: Daniel Puig Jiménez (3ºESO, grupo F). URL: https://prezi.com/i/qsmmrp0nhlq9/armas-nucleares/

Los poderes del telescopio JWST

El JWST y sus poderes entran en acción

Por El Blog de Física arXiv | Publicado: miércoles, 20 de abril de 2022

La evidencia de cultivo en exoplanetas debería ser visible para el telescopio espacial James Webb La agricultura a escala industrial ha cambiado la composición de nuestra atmósfera. Entonces, las "exogranjas" deberían ser visibles en planetas similares a la Tierra que orbitan alrededor de otras estrellas.

Uno de los desarrollos clave que separan a la civilización moderna de las sociedades de cazadores-recolectores del pasado es la invención de la agricultura, que tuvo lugar hace unos 10.000 años. Esto comenzó con el cultivo de plantas silvestres y la domesticación de varios animales para obtener productos lácteos y carne. La gran ventaja de la agricultura es que sustenta una población mucho mayor que la caza y la recolección. Esto condujo al surgimiento de ciudades, el intercambio de recursos naturales y de ideas e innovaciones. También ha tenido un gran impacto en la Tierra misma. Los efectos de la agricultura son visibles en la disposición de los campos en forma de cuadrícula, en la forma en que la luz se refleja en las plantas fotosintéticas y en los productos químicos que libera a la atmósfera, particularmente en la agricultura a escala industrial. Ahora, un grupo de astrónomos y astrobiólogos dicen que esta firma atmosférica debe ser claramente visible desde el espacio y que una granja en otro planeta también podría generar una señal similar. "Vale la pena considerar la firma espectral de tal 'ExoFarm' en la búsqueda de firmas tecnológicas", dicen Jacob Haqq-Misra del Instituto de Ciencias del Espacio Blue Marble en Seattle, y sus colegas. Continúan explorando cómo podría verse esa firma y con qué facilidad podría ser detectada por la generación actual de telescopios espaciales como el James Webb.

Fijación de nitrógeno

Un elemento esencial de la agricultura es la aplicación de fertilizantes para aumentar la productividad. Esto brinda a las plantas un mejor acceso al nitrógeno, un elemento crucial para la vida. El nitrógeno está fácilmente disponible como N2N_2, que constituye el 78 por ciento de la atmósfera. Pero fijarlo en una forma utilizable por la planta es complicado porque el N2N_2 está unido por un triple enlace altamente estable. Este nitrógeno se descompone naturalmente en formas más fáciles de explotar en una variedad de formas que van desde los rayos hasta los microorganismos en el estiércol. Pero a medida que la población ha aumentado, particularmente desde la revolución industrial, la demanda de fertilizantes nitrogenados se ha disparado. Esto ha llevado al desarrollo de fertilizantes artificiales y una industria global dedicada a manipular el ciclo del nitrógeno a través de un enfoque industrial para crear amoníaco llamado proceso Haber-Bosch. Esto produce grandes cantidades de amoníaco, parte del cual se escapa a la atmósfera, aunque por cortos períodos de tiempo, ya que el amoníaco generalmente cae al suelo después de unos días. Por lo tanto, los niveles detectables de amoníaco en la atmósfera deben ser el resultado de una importante actividad agrícola en curso. Aunque el amoníaco atmosférico tiene una vida corta, su uso como fertilizante produce óxido nitroso (N2ON_2O), un gas de efecto invernadero que sobrevive en la atmósfera durante más de cien años.

Los óxidos nitrosos también se producen por combustión. Sin embargo, Haqq-Misra y compañía señalan que otras civilizaciones pueden descubrir, como nosotros, que la combustión no es sostenible y eliminarla gradualmente. Entonces, a largo plazo, es más probable que la firma de óxidos nitrosos indique actividad agrícola. La agricultura es también el principal productor de metano atmosférico en la Tierra. Así que CH4CH_4 es otra firma que vale la pena buscar, dice el equipo. “La firma de tal ExoFarm solo podría ocurrir en un planeta que ya admita la fotosíntesis, por lo que dicho planeta necesariamente ya mostrará características espectrales debido a H2OH_2O, O2O_2 y CO2CO_2”, dicen Haqq-Misra y compañía.

Firma tecnológica extraterrestre

“Estos cálculos sugieren la posibilidad de considerar la detección simultánea de NH3NH_3 y N2ON_2O en una atmósfera que también contiene H2OH_2O, O2O_2 y CO2CO_2 como una firma tecnológica para la agricultura extraterrestre”. Puede ser posible detectar esta firma en otros planetas utilizando los observatorios actuales. Los investigadores señalan que el Telescopio Espacial James Webb, actualmente en servicio, debería ser capaz de detectar amoníaco a un nivel de cinco partes por millón en la atmósfera de un planeta rico en hidrógeno que orbita una enana roja cercana. Los niveles actuales de amoníaco en la Tierra son de unas diez partes por billón. Eso hace que la búsqueda de firmas de nitrógeno sea una actividad interesante para los astrobiólogos. Es probable que la búsqueda de esta señal sea el siguiente paso natural después del descubrimiento de las firmas fotosintéticas. Lo que parece claro es que es poco probable que las firmas tecnológicas sean señales únicas de tipo WOW [3], sino patrones de evidencia más complejos que requieren un trabajo de detective dedicado. Y con el Telescopio James Webb entrando en funcionamiento a finales de este año, ese trabajo de detective podría estar a punto de comenzar.
 
 
 
 

Referencias

[1] Evidence of farming on exoplanets should be visible to James Webb Space Telescope, para Astronomy.com. URL: https://astronomy.com/news/2022/04/evidence-of-farming-on-exoplanets-should-be-visible-to-james-webb

[2] Disruption of a Planetary Nitrogen Cycle as Evidence of Extraterrestrial Agriculture. Online, ArXiv: arxiv.org/abs/2204.05360

[3] Sun-like star identified as the potential source of the WOW signal. Discovery Magazine. URL: https://www.discovermagazine.com/the-sciences/sun-like-star-identified-as-the-potential-source-of-the-wow-signal

Artículo editado y traducido del original por: Juan F. González.

Apéndice: El JWST alineado y enfocado. Primeras y espectaculares imágenes de su poder en IR.

Figura 1. Comparación de instrumentos.

Figura 2. WISE vs. Spitzer vs. JWST. Espectacular es decir poco...

Estados de la materia: ¿cuántos hay?/States of matter: how many of them?

Los tres estados básicos de la materia generalmente en los libros de texto son:

  1. Sólido/Solid. A state of matter that holds a definite shape and has a strong intermolecular force. Estado de la materia que mantiene una forma fija y tiene fuertes fuerzas intermoleculares.
  2. Líquido/Liquid. A state of matter that holds no definite shape and has a weak intermolecular force. Estado de la materia que no tiene forma fija y tiene débiles fuerzas intermoleculares.
  3. Gas/Gas. A state of matter that holds no definite volume and has a very weak intermolecular force (or null!). Estado de la materia que no tiene volumen fijo y tene fuerzas intermoleculares muy débiles (o nulas).


El cuarto estado de la materia, se denomina plasma (no confundir con plasma sanguíneo) eléctrico.  Plasma is a state of matter which is highly conductive and is dominated by electric and magnetic forces, since it consists of ionized atoms (atoms with unbound electrons). El plasma es un estado de la materia que es altamente conductor y está dominado por fuerzas eléctricas y magnéticas, ya que consiste de átomos ionizados (átomo con electrones no ligados).

Ahora viene una colección de estados "exóticos" o "noveles" de la materia:

  1. Supercritical fluid: a state of matter where the distinctions between liquid and gas states are lost. Estado de la materia donde la distinción entre líquido y gas se ha perdido es lo que se denomina fluido supercrítico.
  2. Excitonium: a state of matter madu up of excitons, unusual particles made up of escaped electrones. Excitonio: estado de la materia hecho de excitones, partículas inusuales consistentes de electrones desligados de los átomos.
  3. Degenerate matter: a state of matter that holds a highly dense state of fermionic matter, and particles with kinetic energy. Materia degenerada: estado de la materia que posee un estado altamente denso de materia fermiónica, y partículas con energía cinética.
  4. Photonic matter and photonic crystals: a state of matter where photons behave as if they have mass and forms molecules, even photonic crystals (ordered periodic light quanta patterns!). Materia fotónica y cristales fotónicos: estado de la materia donde los fotones se comportan como si tuvieran masa y forma moléculas, incluso cristales fotónicos (patrones de cuantos de luz ordenados periódicos) .
  5. String-net liquid: a state of matter where an atom has arrangements like liquid and pattern like solid. Líquido de red de cuerdas (string-net, anglicismo) es un estado de la materia donde un átomo tiene disposiciones como si fuera líquido pero patrones como un sólido.
  6. Dropleton: a state of matter where an artificial quality particles behaves like a liquid. Dropleton: estado de la materia donde partículas de propiedades artificiales se comportan como un líquido.
  7. Jahn-Teller metal: a state of matter where a solid acts like an insulator but also acts like a conductor. Metal de Jahn-Teller: estado de la materia donde un sólido actua como un aislante pero también como un conductor.
  8. (Space)Time crystals: a state of matter where the crystalline structure repeats in both space and time. Cristales de (espacio)tiempo: estado de la materia donde la estructura cristalina se repite en ambos, espacio y tiempo.
  9. Quantum spin-Hall: a state of matter where electrons dissipate less energy and produces less heat. Estado de espín-Hall cuántico: estado de la materia donde los electrones disipan menos energía y producen menos calor.
  10. Bose-Einstein condensate (sometimes dubbed 5th state of matter): a state of matter formed when a gas of bosons is cooled close to -273ºC, close to 0 K, and where all the bosons bechave collectively as one in the ground state. Condensado de Bose-Einstein (algunas veces llamado el quinto estado de la materia): estado de la materia formado por bosones (partículas de espín entero) enfriadas cerco del cero absoluto, donde se comportant todas las partículas colectivamente en el nivel fundamental.
  11. Fermionic matter condensate: a state of matter which is the same as Bose-Einstein condensate but here, fermions act like bosons. Condensado de materia fermiónica: estado de la materia análogo al condensado de Bose-Einstein, pero ahora los fermiones actúan como los bosones.
  12. Superconductivity: a state of matter where materials exhibit zero electric resistance and expel the magnetic fields. Superconductividad: estado de la materia donde los materiales exhiben resistencia eléctrica nula y expelen los campos magnéticos.
  13. Superfluid: a state of matter where fluids can move against gravity and flows frictionless. Superfluido: estado de la materia en donde los fluidos mueven contra la gravedad y fluyen sin fricción alguna.
  14. Supersolid: a state of matter where solids can move without friction but retains a rigid shape. Supersólido: estado de la materia donde los sólidos pueden mover sin fricción pero retienen una forma rígida.
  15. Quantum spin-liquid: a state of matter where a system preserves its disorder at a very lower temperature. Líquido de espín-cuántico: estado de la materia donde el sistema preserva su desorden a muy baja temperatura.
  16. Fermion materials: a state of matter defined by quantum transition and is correlated to fermions. Materiales fermiónicos: estado de la materia definido por transición cuántica y se correlaciona a los fermiones.
  17. Rydberg polaron: a state of matter which only exist at ultracool temperature and contains atoms inside atoms. Polarón de Rydberg: estado de la materia que solamente existe a temperaturas ultrafrías y contiene átomos dentro de átomos.
  18. Quark-gluon plasma: a state of matter that occurs at a very high temperature where quarks start moving freely, i.e. where hadrons melt. Plasma de quark-gluón: estado de la materia que ocurre a muy alta temperatura donde los quarks empiezan a moverse libremente, es decir, donde los hadrones se funden.
  19. Wigner crystal: a crystal or periodic structure made up with electrons only. Cristal de Wigner: un cristal o estructura periódica hecha solamente de electrones.
  20. Glass: non crystalline solid matter. Vidrio: materia sólida no cristalina.
  21. Liquid crystal: intermediate crystal between solid and liquid. Cristal líquido: cristal con propiedades intermedias entre sólidos y líquidos.
  22. Color-glass condensate: a state of matter of very high energy nuclear matter. Condensado de vidrio de color: estado de la materia nuclear existente a muy alta temperatura.
  23. Superglass: amorphous superfluid. Supervidrio: superfluido amorfo.
  24. Magnetically ordered matter: matter that displays certain magnetic order (ferrimagnetic, antiferrimagnetic and ferromagnetic). Materia ordenada magnéticamente: materia que muestra cierto orden magnético (ferrimagnético, antiferrimegnático y ferromagnético/paramagnetismo, diamagnetismo y ferromagnetismo).
  25. Programmable matter and computronium: material programable que puede alterar todas sus propiedades físicas y actuar como cualquier estado de la materia, algunas veces llamado computronio.
  26. Stringium: state of matter of (super)strings beyond Hagedorn transitions. Stringio: estado de la materia de las (super)cuerdas más allá de las transiciones de Hagedorn.
  27. Topological insulators: a state of matter where the substance is conductive in the surface but not in the bulk. Aislantes topológicos: estado de la materia donde la sustancia es conductora en la superficie pero no en el volumen
  28. Topological superconductors: a state of matter where the substance is superconductive in the bulk but not in the surface. Estado de la materia de sustancias superconductoras en el volumen pero no en la superficie.

Finalmente, las singularidades espacio-tiempo de los agujeros negros señalan posiblemente que el espacio-tiempo no es fundamental, y el vacío/vacuum/voidium a muy altas energías se comporta como otra sustancia cuyas propiedades nos son vedadas por los horizontes de sucesos y nuestra ignorancia sobre la teoría de la gravedad cuántica y el comportamiento de la materia y energía a muy alta densidad, muy alta temperatura (o energía) y muy pequeña distancia. Los objetos con densidad de Planck (planckeons) serían un tipo de sustancia peculiar que no tiene actualmente ninguna descripción conocida en términos de principios establecidos hasta el momento.

¿Cuántos conocías?

 

Artículo escrito y editado por Juan F. González.

Referencias

[1] Wikipedia. La enciclopedia libre, States of Matter, URL: https://en.wikipedia.org/wiki/State_of_matter#Glass

La órbita de Plutón es sorprendentemente inestable en sus proximidades

Figura 1. PLutón y sus cohortes en el el asteroide rico en hilo del Cinturón de Kuiper, más allá de la órbita de Neptuno. Créditos: NASA. Pluto and its cohorts in the icy-asteroid-rich Kuiper Belt beyond the orbit of Neptune. Credit: NASA.

En 1930, el astrónomo Clyde Tombaugh descubrió el legendario "Noveno Planeta" (o "Planeta X") mientras trabajaba en el Observatorio Lowell en Flagstaff, Arizona. La existencia de este cuerpo había sido predicha previamente en base a perturbaciones en la órbita de Urano y Neptuno. Después de recibir más de 1000 sugerencias de todo el mundo y un debate entre el personal del Observatorio, este objeto recién descubierto recibió el nombre de Plutón, que fue propuesto por una joven estudiante de Oxford (Venetia Burney).

Desde entonces, Plutón ha sido objeto de un estudio considerable, una controversia de nombres y fue visitado por primera vez el 14 de julio de 2015 por la misión New Horizons. Una cosa que ha quedado clara desde el principio es la naturaleza de la órbita de Plutón, que es muy excéntrica e inclinada. Según una nueva investigación, la órbita de Plutón es relativamente estable en escalas de tiempo más largas, pero está sujeta a perturbaciones y cambios caóticos en escalas de tiempo más cortas.

La investigación fue realizada por el Dr. Renu Malhotra, profesor de investigación científica Louise Foucar Marshall en el Laboratorio Lunar y Planetario (LPL) de la Universidad de Arizona; y Takashi Ito, profesor asociado del Centro de Investigación de Exploración Planetaria (PERC) del Instituto Tecnológico de Chiba y del Centro de Astrofísica Computacional del Observatorio Astronómico Nacional de Japón (NAOJ). El artículo que describe sus hallazgos apareció recientemente en las Actas de la Academia Nacional de Ciencias. Para desglosarlo, la órbita de Plutón es radicalmente diferente a la de los planetas, que siguen órbitas casi circulares alrededor del Sol cerca de su ecuador, proyectado hacia afuera (también conocido como la eclíptica). En contraste, Plutón tarda 248 años en completar una sola órbita alrededor del Sol y sigue una órbita altamente elíptica que está inclinada 17° con respecto al plano de la eclíptica del Sistema Solar. La naturaleza excéntrica de su órbita también significa que Plutón pasa 20 años durante cada período orbitando más cerca del Sol que Neptuno.
 
 La naturaleza de la órbita de Plutón es un misterio perdurable y algo de lo que los astrónomos se dieron cuenta muy poco tiempo después de su descubrimiento. Desde entonces, se han realizado múltiples esfuerzos para simular el pasado y el futuro de su órbita, lo que reveló una sorprendente propiedad que protege a Plutón de colisionar con Neptuno. Como le dijo el Dr. Malhotra a Universe Today por correo electrónico, esta es la condición de resonancia orbital conocida como "resonancia de movimiento medio": "Esta condición asegura que en el momento en que Plutón está a la misma distancia heliocéntrica que Neptuno, su longitud está a casi 90 grados de la de Neptuno. Más tarde, se descubrió otra propiedad peculiar de la órbita de Plutón: Plutón llega al perihelio en un lugar muy por encima del plano. de la órbita de Neptuno; este es un tipo diferente de resonancia orbital conocida como la 'oscilación vZLK(von Zeipel-Lidov-Kozai'".
 
 Esta abreviatura se refiere a von Zeipel, Lidov y Kozai, quienes estudiaron este fenómeno como parte del "problema de los tres cuerpos". Este problema consiste en tomar las posiciones y velocidades iniciales de tres objetos masivos (desde que se extendió para incluir partículas) y resolver su movimiento posterior de acuerdo con las Tres Leyes del Movimiento de Newton y su Teoría de la Gravitación Universal, para las cuales no existe una solución general. Como agregó el Dr. Malhotra:

Vídeo 1. 

"A fines de la década de 1980, con la disponibilidad de computadoras más poderosas, las simulaciones numéricas revelaron una tercera propiedad peculiar, que la órbita de Plutón es técnicamente caótica, es decir, pequeñas desviaciones de las condiciones iniciales conducen a una divergencia exponencial de las soluciones orbitales en decenas de millones. de años. Sin embargo, este caos es limitado. Se ha encontrado en simulaciones numéricas que las dos propiedades especiales de la órbita de Plutón mencionadas anteriormente persisten durante escalas de tiempo de gigaaños, lo que hace que su órbita sea notablemente estable, a pesar de los indicadores de caos". Para su estudio, Malhotra e Ito realizaron simulaciones numéricas de la órbita de Plutón hasta cinco mil millones de años en el futuro del Sistema Solar. En particular, esperaban abordar preguntas no resueltas sobre las órbitas peculiares de Plutón y otros objetos del tamaño de Plutón (también conocidos como Plutinos). Estas preguntas han sido abordadas por investigaciones realizadas durante las últimas décadas, como la "teoría de la migración planetaria", pero solo hasta cierto punto. En particular, esperaban abordar preguntas no resueltas sobre las órbitas peculiares de Plutón y otros objetos del tamaño de Plutón (también conocidos como Plutinos). En las últimas décadas, los astrónomos han intentado abordar estas cuestiones con nuevas teorías (como la "teoría de la migración de planetas"), pero han tenido un éxito limitado.

En esta hipótesis, Plutón fue arrastrado a su resonancia de movimiento medio actual por Neptuno, que emigró durante la historia temprana del Sistema Solar. Una predicción importante de esta teoría es que otros Objetos Transneptunianos (TNO) compartirían la misma condición de resonancia, lo que desde entonces se ha verificado con el descubrimiento de un gran número de Plutinos. Este descubrimiento también ha llevado a una aceptación más generalizada de la teoría de la migración planetaria. Pero como explicó el Dr. Malhotra: "La inclinación orbital de Plutón está estrechamente relacionada con su oscilación vZLK. Así que razonamos que si pudiéramos comprender mejor las condiciones de la oscilación vZLK de Plutón, tal vez podríamos resolver el misterio de su inclinación. Comenzamos investigando el papel individual de los otros planetas gigantes. (Júpiter, Saturno y Urano) en la órbita de Plutón". Para hacer esto, el Dr. Malhotra e Ito realizaron simulaciones por computadora en las que simularon la evolución orbital de Plutón durante hasta 5 mil millones de años que incluían ocho combinaciones diferentes de perturbaciones de planetas gigantes. Estas simulaciones de N-cuerpos incluyeron interacciones con:

  • Neptuno (—NP)
  • Urano y Neptuno (–UNP)
  • Saturno y Neptuno (-S-NP)
  • Júpiter y Neptuno (J–NP)
  • Saturno, Urano y Neptuno (-SUNP)
  • Júpiter, Urano y Neptuno (J-UNP)
  • Júpiter, Saturno y Neptuno (JS-NP)
  • Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno (JSUNP)

Figura 2. Comparación entre los 8 TNOs won la Tierra (a escala). Crédito: NASA/Lexicon. Comparison between the eight largest TNOs with Earth (all to scale). Credit: NASA/Lexicon.

"No encontramos subconjuntos de los tres planetas gigantes internos que pudieran recuperar la oscilación vZLK de Plutón; los tres (Júpiter, Saturno y Urano) eran necesarios", dijo el Dr. Malhotra. "Pero, ¿qué tienen estos planetas que [son] esenciales para la oscilación vZLK de Plutón?" agregó el Dr. Malhotra. "Se necesitan 21 parámetros para representar las fuerzas gravitatorias de Júpiter, Saturno y Urano en Plutón. Este es un espacio de parámetros prohibitivamente grande para explorar". Para simplificar estos cálculos, el Dr. Malhotra e Ito los fusionaron en un solo parámetro introduciendo algunas simplificaciones. Esto incluía representar cada planeta con un anillo circular de densidad uniforme, una masa total igual a la del planeta y un radio de anillo igual a la distancia promedio del planeta al Sol (también conocido como semieje mayor). Como indicó el Dr. Malhotra, esto arrojó un solo parámetro que representaba el efecto de Júpiter, Saturno y Urano (J2), que era equivalente al efecto de un "Sol achatado". "[D]escubrimos un arreglo fortuito de las masas y órbitas de los planetas gigantes que delinea un rango estrecho en el parámetro J2 en el que es posible la oscilación vZLK de Plutón, una especie de 'zona de Ricitos de Oro'", dijo. "Este resultado indica que, durante la era de la migración de planetas en la historia [del] Sistema Solar, las condiciones para los objetos transneptunianos cambiaron de tal manera que promovieron a muchos de ellos, incluido Plutón, al estado de oscilación vZLK. Es probable que la inclinación de Plutón se originó durante esta evolución dinámica".

Es probable que estos resultados tengan implicaciones significativas para futuros estudios del Sistema Solar exterior y su dinámica orbital. Con más estudios, el Dr. Malhotra cree que los astrónomos aprenderán más sobre la historia de la migración de los planetas gigantes y cómo finalmente se establecieron en sus órbitas actuales. También podría conducir al descubrimiento de un mecanismo dinámico novedoso que explicará los orígenes de la órbita de Plutón y otros cuerpos con altas inclinaciones orbitales. Esto será especialmente útil para los astrónomos dedicados al estudio de la dinámica del Sistema Solar. Como señaló el Dr. Malhorta, los investigadores en este campo comenzaban a sospechar que la evidencia que podría arrojar luz sobre la evolución orbital de Plutón podría haber sido borrada por las inestabilidades y la naturaleza caótica de estos mismos mecanismos orbitales. Como resumió el Dr. Malhotra:

"Creo que nuestro trabajo genera nuevas esperanzas para establecer una conexión entre la dinámica del sistema solar actual y la dinámica histórica del sistema solar. El origen de las inclinaciones orbitales de los planetas menores en todo el sistema solar, incluidos los TNO, presenta un problema importante sin resolver; quizás nuestro trabajo estimulará más atención a él. "Otro punto que destaca nuestro estudio es el valor de las aproximaciones simples (r) para un problema complicado: es decir, colapsar 21 parámetros en un solo parámetro abrió la puerta para llegar a los mecanismos dinámicos esenciales que afectan el muy interesante pero difícil de entender dinámica orbital de Plutón y Plutinos".

Referencias

[1] Pluto near the edge of chaos, Renu Malhotra  and Takashi Ito. March 31, 2022 | 119 (15) e2118692119. PNAS. DOI: https://www.pnas.org/doi/abs/10.1073/pnas.2118692119

[2] April 21, 2022. Pluto's orbit is surprisingly unstable, by Matt Williams, Universe Today. URL: https://phys.org/news/2022-04-pluto-orbit-surprisingly-unstable.html

Artículo editado y traducido por Juan F. González

En busca de agujeros negros de masa intermedia

Figura 1. Credit: X-ray: NASA/CXC/Washington State Univ./V. Baldassare et al.; Optical: NASA/ESA/STScI. Crédito: Rayos X. Universidad de Washington/NASA/CXC./V.Baldassare et al.; Óptica: NASA/ESA/STScl.

En algunas de las partes más pobladas del universo, los agujeros negros pueden estar destrozando miles de estrellas y usando sus restos para acumular peso. Este descubrimiento, realizado con el Observatorio de rayos X Chandra de la NASA, podría ayudar a responder preguntas clave sobre una clase esquiva de agujeros negros. Si bien los astrónomos han encontrado previamente muchos ejemplos de agujeros negros que destrozan estrellas, se ha visto poca evidencia de destrucción a una escala tan grande. Este tipo de demolición estelar podría explicar cómo se forman agujeros negros de tamaño medio a través del crecimiento descontrolado de un agujero negro mucho más pequeño. Los astrónomos han realizado estudios detallados de dos clases distintas de agujeros negros. La variedad más pequeña son los agujeros negros de "masa estelar" que normalmente pesan entre 5 y 30 veces la masa del Sol. En el otro extremo del espectro están los agujeros negros supermasivos que viven en medio de la mayoría de las galaxias grandes, con un peso de millones o incluso miles de millones de masas solares. En los últimos años, también ha habido evidencia de que existe una clase intermedia llamada agujeros negros de "masa intermedia". El último estudio, utilizando datos de Chandra de densos cúmulos estelares en los centros de 108 galaxias, proporciona evidencia sobre dónde podrían formarse estos agujeros negros de tamaño medio y cómo crecen. "Cuando las estrellas están tan juntas como en estos cúmulos extremadamente densos, proporcionan un caldo de cultivo viable para los agujeros negros de masa intermedia", dijo Vivienne Baldassare de la Universidad Estatal de Washington en Pullman, Washington, quien dirigió el estudio. "Y parece que cuanto más denso es el cúmulo de estrellas, más probable es que contenga un agujero negro en crecimiento".
 
 
 

 
 Vídeo 1.
Crédito: Centro de rayos X Chandra.

El trabajo teórico del equipo implica que si la densidad de estrellas en un cúmulo, el número empaquetado en un volumen dado, está por encima de un valor umbral, un agujero negro de masa estelar en el centro del cúmulo experimentará un rápido crecimiento a medida que se acerca. , tritura e ingiere las estrellas abundantes en las proximidades. De los cúmulos en el nuevo estudio de Chandra, los que tenían una densidad por encima de este umbral tenían aproximadamente el doble de probabilidades de contener un agujero negro en crecimiento que los que estaban por debajo del umbral de densidad. El umbral de densidad depende también de la rapidez con la que se mueven las estrellas en los cúmulos. "Este es uno de los ejemplos más espectaculares que hemos visto de la naturaleza insaciable de los agujeros negros, porque miles o decenas de miles de estrellas pueden consumirse durante su crecimiento", dijo Nicholas C. Stone, coautor de la Universidad Hebrea. Universidad de Jerusalén. "El crecimiento desbocado solo comienza a desacelerarse una vez que el suministro de estrellas comienza a agotarse". Otras formas en que los científicos han considerado que podrían formarse agujeros negros masivos en el centro de las galaxias incluyen el colapso de una nube gigantesca de gas y polvo o el colapso de estrellas de gran tamaño directamente en un agujero negro de tamaño mediano. Ambas ideas requieren condiciones que los científicos creen que solo existieron en los primeros cientos de millones de años después del Big Bang. El proceso sugerido por el último estudio de Chandra puede ocurrir en cualquier momento de la historia del universo, lo que implica que los agujeros negros de masa intermedia pueden formarse miles de millones de años después del Big Bang, hasta el día de hoy.

El crecimiento de agujeros negros en densos cúmulos estelares también podría explicar la detección de ondas gravitacionales por parte del Observatorio de ondas gravitacionales con interferómetro láser (LIGO) de algunos agujeros negros con masas entre 50 y 100 veces la del Sol. Tales agujeros negros no son predichos por la mayoría de los modelos del colapso de estrellas masivas. "Nuestro trabajo no prueba que el crecimiento descontrolado de agujeros negros ocurra en los cúmulos de estrellas", dijo Adi Foord, coautor de la Universidad de Stanford en Palo Alto, California. "Pero con observaciones de rayos X adicionales y modelos teóricos adicionales, podríamos hacer un caso aún más fuerte". Un artículo que describe estos resultados fue aceptado en The Astrophysical Journal. Del artículo [3], leemos:

"Una de las mayores preguntas abiertas en la astrofísica de agujeros negros en este momento es cómo se forman los agujeros negros que tienen un tamaño entre un agujero negro de masa estelar y un agujero negro supermasivo", dijo Vivienne Baldassare, autora principal del estudio y profesora asistente. de física y astronomía en la Universidad Estatal de Washington. "La mayoría de las teorías para su formación se basan en condiciones que se encuentran solo en el universo muy primitivo. Queríamos probar otra teoría que dice que pueden formarse a lo largo del tiempo cósmico en estos cúmulos estelares realmente densos". Durante décadas, los astrónomos han detectado agujeros negros más pequeños con una masa equivalente a unos pocos soles o agujeros negros gigantes con una masa similar a millones de soles, pero el eslabón perdido de los agujeros negros entre esos tamaños ha eludido el descubrimiento. Durante mucho tiempo se ha teorizado sobre la existencia de estos agujeros negros masivos o de tamaño intermedio, pero encontrarlos ha resultado difícil ya que la luz emitida por los objetos que caen en ellos no es fácil de detectar. Para abordar este desafío, el equipo de investigación utilizó el Observatorio de Rayos X Chandra, el telescopio de rayos X más poderoso del mundo, para buscar firmas de rayos X de agujeros negros en cúmulos de estrellas nucleares en 108 galaxias diferentes. "Chandra es básicamente el único instrumento en el mundo que puede hacer este tipo de trabajo", dijo Baldassare. "Es capaz de identificar las ubicaciones de las fuentes de rayos X con mucha precisión, lo cual es importante cuando se buscan firmas de agujeros negros en estos cúmulos de estrellas nucleares muy compactos". Los cúmulos de estrellas nucleares se encuentran en el centro de la mayoría de las galaxias pequeñas o de baja masa y son los entornos estelares más densos conocidos. Investigaciones anteriores han identificado la presencia de agujeros negros en cúmulos de estrellas nucleares, pero se sabe poco sobre las propiedades específicas que hacen que estas regiones sean propicias para la formación de agujeros negros. El análisis de Baldassare y sus colegas mostró que los cúmulos de estrellas nucleares que estaban por encima de un cierto umbral de masa y densidad emitían las firmas de rayos X indicativas de un agujero negro al doble de la velocidad de los que estaban por debajo del umbral. Su trabajo proporciona la primera evidencia observacional que respalda la teoría de que los agujeros negros de tamaño intermedio pueden formarse en cúmulos de estrellas nucleares. "Básicamente, significa que los cúmulos de estrellas que son lo suficientemente masivos y compactos deberían poder formar un agujero negro", dijo Baldassare. "Es emocionante porque esperamos que muchos de estos agujeros negros estén en el régimen de masa intermedio entre los agujeros negros supermasivos y los agujeros negros de masa estelar donde hay muy poca evidencia de su existencia". El trabajo del equipo de investigación no solo sugiere que los agujeros negros de tamaño intermedio pueden formarse en cúmulos de estrellas nucleares, sino que también proporciona un mecanismo por el cual podrían formarse potencialmente a lo largo del tiempo cósmico en lugar de solo durante los primeros miles de millones de años del universo. "Una de las teorías que prevalecen es que los agujeros negros masivos solo podrían haberse formado durante el universo primitivo cuando las cosas eran más densas", dijo Baldassare. "Nuestra investigación es más consistente con la imagen en la que no es necesario que se formen agujeros negros masivos en el universo muy temprano, sino que podrían continuar formándose a lo largo del tiempo cósmico en estos entornos particulares". En el futuro, los investigadores planean continuar usando Chandra para recopilar mediciones de rayos X de cúmulos de estrellas nucleares con el objetivo final de aprender más sobre las condiciones específicas en las que se pueden formar agujeros negros masivos.
 
 
Referencias

[1] Vivienne F. Baldassare et al, Massive black hole formation in dense stellar environments: Enhanced X-ray detection rates in high velocity dispersion nuclear star clusters. arXiv:2203.02517 [astro-ph.HE] arxiv.org/abs/2203.02517

[2] Vivienne F. Baldassare, Nicholas C. Stone, Adi Foord, Elena Gallo, Jeremiah P. Ostriker. Massive Black Hole Formation in Dense Stellar Environments: Enhanced X-Ray Detection Rates in High-velocity Dispersion Nuclear Star Clusters. The Astrophysical Journal, 2022; 929 (1): 84 DOI: 10.3847/1538-4357/ac5f51

[3] Astronomers identify likely location of medium-sized black holes, Date: April 20, 2022
Source: Washington State University. Science Daily by Will Ferguson. URL: https://www.sciencedaily.com/releases/2022/04/220420133619.htm

[4] April 20, 2022. Black holes raze thousands of stars to fuel growth, by Chandra X-ray Center. URL: https://phys.org/news/2022-04-black-holes-raze-thousands-stars.html

Artículo traducido y editado por Juan F. González

Sincronización topológica de sistemas caóticos

Figura 1. ¿Orden en el caos? Credit: CC0 Public Domain. Créditos: CC0, dominio público.

¿Podemos encontrar orden en el caos? Los físicos han demostrado, por primera vez, que los sistemas caóticos pueden sincronizarse debido a estructuras estables que emergen de la actividad caótica. Estas estructuras se conocen como fractales, formas con patrones que se repiten una y otra vez en diferentes escalas de la forma. A medida que se acoplan los sistemas caóticos, las estructuras fractales de los diferentes sistemas comenzarán a asimilarse entre sí, tomando la misma forma, haciendo que los sistemas se sincronicen. Si los sistemas están fuertemente acoplados, las estructuras fractales de los dos sistemas eventualmente se volverán idénticas, provocando una sincronización completa entre los sistemas. Estos hallazgos nos ayudan a comprender cómo la sincronización y la autoorganización pueden surgir de sistemas que, para empezar, no tenían estas propiedades, como los sistemas caóticos y los sistemas biológicos. Uno de los mayores desafíos de la física actual es comprender los sistemas caóticos. Caos, en física, tiene un significado muy específico. Los sistemas caóticos se comportan como sistemas aleatorios. Aunque siguen leyes deterministas, su dinámica aún cambiará erráticamente. Debido al conocido "efecto mariposa", su comportamiento futuro es impredecible (como el sistema meteorológico, por ejemplo). Aunque los sistemas caóticos parecen aleatorios, no lo son, y podemos encontrar orden en el caos. De la actividad caótica surge una nueva estructura o patrón extraño conocido como atractor extraño. Si pasa suficiente tiempo, cada sistema caótico atraerá a su atractor extraño único y permanecerá en este patrón. Lo extraño de estos patrones es que están compuestos de fractales, estructuras con los mismos patrones que se repiten una y otra vez en diferentes escalas del fractal (muy parecido a la estructura ramificada de un árbol, por ejemplo). De hecho, los atractores extraños suelen estar compuestos por múltiples estructuras fractales. Diferentes conjuntos de estados del atractor extraño formarán parte de diferentes fractales y aunque el sistema saltará erráticamente de un estado a otro, estos fractales se mantendrán estables a lo largo de la actividad caótica del sistema.

Debido al efecto mariposa, los sistemas caóticos parecen desafiar la sincronía. Su comportamiento errático extremo sugiere que dos sistemas caóticos acoplados no pueden sincronizarse y tener la misma actividad. Sin embargo, los físicos descubrieron en los años 80 que los sistemas caóticos se sincronizan. ¿Pero como puede ser eso? Un estudio realizado por un grupo de físicos de la Universidad Bar-Ilan en Israel, publicado recientemente en la revista Scientific Reports, sugiere una nueva respuesta a esta desconcertante pregunta. Según la investigación, dirigida por el Dr. Nir Lahav, la aparición de los fractales estables es el elemento clave que otorga a los sistemas caóticos la capacidad de sincronizarse. Demostraron que a medida que se acoplan los sistemas caóticos, las estructuras fractales comienzan a asimilarse entre sí, lo que hace que los sistemas se sincronicen. Si los sistemas están fuertemente acoplados, las estructuras fractales de los dos sistemas eventualmente se volverán idénticas, provocando una sincronización completa entre los sistemas. Llamaron a este fenómeno sincronización topológica. En acoplamiento bajo, solo pequeñas cantidades de las estructuras fractales se volverán iguales y, a medida que crezca el acoplamiento entre los sistemas, más estructuras fractales se volverán idénticas. Para su sorpresa, los físicos encontraron que existe un rasgo específico para el proceso de cómo los fractales de un sistema toman una forma similar a los fractales del otro. Descubrieron que en sistemas caóticos completamente diferentes este proceso mantiene la misma forma. Cuando los dos sistemas caóticos están débilmente acoplados, el proceso generalmente comienza con estructuras fractales particulares que se vuelven idénticas. Estos son conjuntos de fractales dispersos que rara vez surgirán de la actividad del sistema caótico. La sincronización comienza cuando estos raros fractales toman una forma similar en ambos sistemas. Para obtener una sincronización completa, debe haber un fuerte acoplamiento entre los sistemas. Solo entonces los fractales dominantes, que emergen la mayor parte del tiempo de la actividad del sistema, también se volverán iguales. Llamaron a este proceso el Efecto Cremallera (Zipper Effect), porque al describirlo matemáticamente, parece que a medida que el acoplamiento entre sistemas caóticos se vuelve más fuerte, gradualmente se "comprimirán" más fractales para que sean iguales. Estos hallazgos nos ayudan a comprender cómo la sincronización y la autoorganización pueden surgir de sistemas que, para empezar, no tenían estas propiedades. Por ejemplo, observar este proceso reveló nuevos conocimientos sobre la sincronización caótica en casos que nunca antes se habían estudiado. Por lo general, los físicos estudian la sincronización entre sistemas caóticos similares con pequeños cambios de parámetros entre ellos. Usando la sincronización topológica, el grupo logró expandir el estudio de la sincronización a casos extremos de sistemas caóticos que tienen una gran diferencia entre sus parámetros. La sincronización topológica podría incluso ayudarnos a arrojar luz sobre cómo las neuronas del cerebro se sincronizan entre sí. Existe alguna evidencia de que la actividad neuronal en el cerebro es caótica. Si es así, la sincronización topológica puede describir cómo surge la sincronización de la vasta actividad neuronal del cerebro utilizando las estructuras fractales estables.

Referencias

[1] Nir Lahav et al, Topological synchronization of chaotic systems, Scientific Reports (2022). DOI: 10.1038/s41598-022-06262-z

[2] April 22, 2022, Topological synchronization of chaotic systems, by Bar-Ilan University. Phys.org news. URL: https://phys.org/news/2022-04-topological-synchronization-chaotic.html

Artículo editado y traducido por Juan F. González

Nuevo elusivo superhidruro superconductor a alta presión sintetizado

 
Sintetizado elusivo superhidruro superconductor 

20 de abril de 2022. Physics 15, s5.

Figura 1. Credits: Hongbo Wang/Jilin University.

Una década después de ser teorizado, científicos en China han sintetizado un nuevo superconductor a alta presión, el superhidruro CaH6CaH_6.

Entre las diversas rutas que los físicos esperan que puedan conducir a superconductores prácticos a temperatura ambiente, una de las más fructíferas implica compuestos binarios ricos en hidrógeno que contienen tierras raras o elementos actínidos. Ya se ha demostrado que uno de estos compuestos, el superhidruro de lantano, es superconductor a temperaturas de hasta 260 K, pero solo bajo presiones superiores a 170 GPa (ver Punto de vista: Hacia la superconductividad a temperatura ambiente). Ahora, Liang Ma y sus colegas de la Universidad de Jilin en China han ampliado la búsqueda al sintetizar un nuevo tipo de superhidruro que contiene un metal alcalinotérreo en lugar de un metal de tierras raras o un actínido [1]. Los investigadores dicen que la síntesis del nuevo material, hidruro de calcio clatrato (CaH6CaH_6 ), abre la puerta a una clase de superconductores que actualmente está poco explorada. La estructura y propiedades superconductoras de CaH6CaH_6 se predijeron por primera vez en 2012. Sin embargo, los intentos posteriores de sintetizar el compuesto no lograron superar obstáculos como la alta reactividad entre el calcio y el hidrógeno, que, cuando se juntan a bajas presiones, pueden dar como resultado hidruros con bajo contenido de hidrógeno. En su nuevo trabajo, Ma y sus colegas resolvieron este problema utilizando borano de amoníaco (BH3NH3BH_3NH_3) como fuente de hidrógeno, lo que les permitió sintetizar el compuesto por reacción directa entre el calcio y el hidrógeno a alta temperatura y presión.

En los experimentos del equipo, el CaH6CaH_6 sintetizado exhibió propiedades superconductoras muy cercanas a las predicciones teóricas, alcanzando una temperatura crítica de 215 K a 172 GPa. Aunque esta temperatura está por debajo del récord establecido, bajo una presión igualmente poco práctica, por el superhidruro de lantano, los investigadores esperan que los experimentos con otros superhidruros de metales alcalinotérreos eventualmente conduzcan a la superconductividad a temperatura ambiente en condiciones más fáciles de lograr.

–Sarah Wells, editora del artículo original. Sarah Wells es una periodista científica independiente con sede en Boston.

Referencias

[1] High-Temperature Superconducting Phase in Clathrate Calcium Hydride CaH6CaH_6 up to 215 K at a Pressure of 172 GPa,  Liang Ma, Kui Wang, Yu Xie, Xin Yang, Yingying Wang, Mi Zhou, Hanyu Liu, Xiaohui Yu, Yongsheng Zhao, Hongbo Wang, Guangtao Liu, and Yanming Ma. Phys. Rev. Lett. 128, 167001 (2022). Published April 20, 2022. ArXiv: https://arxiv.org/abs/2103.16282

[2] Elusive Superconducting Superhydride Synthesized, Physics, APS. Sarah Wells. URL: https://physics.aps.org/articles/v15/s53

Artículo editado y traducido por Juan F. González.

Imágenes directas de exoplanetas con lentes gravitacionales

¿Podríamos ver exoplanetas como vemos hoy a Júpiter y Saturno, Venus o Mercurio, o incluso Plutón? Difícil con los telescopios actuales, e incluso con los nuevos. De momento en principio parecía que estábamos condenados a verlos solamente como efectos o puntos luminosos o en IR con suerte, pero nuevos avances en la tecnología permitirían observar exoplanetas con el uso de las lentes gravitacionales.

Las lentes gravitacionales son un efecto (comprobado) de la Teoría General de la Relatividad de Albert Einstein. Su uso para ver objetos se especulaba ya desde hace tiempo, pero como nos cuenta el artículo [1], estamos más cerca de tener una misión en el Sistema Solar que use el efecto lente gravitacional para ver los exoplanetas más cercanos, como por ejemplo Proxima Centauri.

Ahora, el equipo de [2,3] está inmerso en el trabajo de su estudio NIAC de Fase III, con un nuevo artículo disponible en forma de preimpresión. El Dr. Turyshev indica que puede considerarse un resumen, así como una extensión de los resultados anteriores, y hoy quiero analizar la importancia de un aspecto de esta extensión. Existen numerosas razones para llevar una nave espacial a la distancia necesaria para explotar la lente gravitacional del Sol, donde la masa de nuestra estrella desvía la luz de los objetos detrás de ella para producir una lente con propiedades extraordinarias. El documento, titulado "Imágenes resueltas de exoplanetas con la lente gravitacional solar", señala que en longitudes de onda ópticas o casi ópticas, la amplificación de la luz es del orden de 2·1011\sim 2\cdot 10^{11}, con una resolución angular igualmente impresionante. Si podemos llegar a esta región a partir de 550 AU del Sol, podemos realizar imágenes directas de exoplanetas. Estamos hablando de imágenes de varios píxeles, y no solo de enormes gigantes gaseosos. Imágenes de planetas del tamaño de la Tierra alrededor de estrellas cercanas, en la zona habitable y potencialmente albergando vida. Otros métodos de observación dan paso al poder de la lente gravitatoria solar (SGL) cuando consideramos que, según los cálculos de Turyshev y el coautor Viktor Toth, para obtener una imagen de varios píxeles de un planeta de clase Tierra a 30 parsecs con un telescopio de difracción limitada, necesitaríamos una apertura de 90 kilómetros, apenas una propuesta práctica. Los interferómetros ópticos también son problemáticos, ya que incluso requieren líneas de base largas y aperturas de decenas de metros, cada uno equipado con su propio coronógrafo (o posiblemente una pantalla estelar) para bloquear la luz estelar. Como señala el artículo [2]:
 
 
 "(...)Incluso con estos parámetros, los interferómetros requerirían tiempos de integración de cientos de miles a millones de años para alcanzar una relación señal/ruido (SNR) razonable de 7\geq 7 para superar el ruido de la luz exozodiacal. Como resultado, la obtención de imágenes resueltas directas de exoplanetas terrestres que se basen en técnicas e instrumentos astronómicos convencionales no es factible(...)"
 

El tiempo de integración es suficiente el tiempo que lleva recopilar todos los datos que darían como resultado la imagen final. Obviamente, no vamos a enviar una misión a la región de lentes gravitacionales si lleva un millón de años recopilar los datos necesarios.

Figura 1. Surgirán varios enfoques sobre el tipo de nave espacial que podría volar en una misión al foco gravitatorio del Sol. En esta imagen (no tomada del artículo de Turyshev et al.), se representan enjambres de pequeñas naves espaciales impulsadas por velas solares que podrían volar a un lugar donde la gravedad de nuestro Sol distorsiona y magnifica la luz de un sistema estelar cercano, permitiéndonos capturar una imagen nítida de un exoplaneta similar a la Tierra. Crédito: NASA/La Corporación Aeroespacial.

Pero una vez que alcanzamos la distancia necesaria, ¿cómo recopilamos una imagen? El equipo de Turyshev ha estado estudiando las capacidades de generación de imágenes de la lente gravitacional y analizando sus propiedades ópticas, lo que ha permitido a los científicos modelar la deconvolución de una imagen adquirida por una nave espacial a estas distancias del Sol. Deconvolución significa reducir el ruido y, por lo tanto, agudizar la imagen con un contraste mejorado, como lo hacemos cuando eliminamos los efectos atmosféricos de las imágenes tomadas desde el suelo. Todo esto se vuelve problemático cuando usamos la lente gravitacional del Sol, ya que estamos observando la luz de un exoplaneta en forma de un "anillo de Einstein" alrededor del Sol, donde la luz reflejada del objeto de fondo aparece en forma de círculo. Esto se encuentra con complicaciones de la corona del Sol, que produce un ruido significativo en la señal. El documento examina el trabajo del equipo en coronógrafos solares para bloquear la luz coronal mientras deja pasar la luz del anillo de Einstein. Un coronógrafo anular a bordo de la nave espacial parece una solución viable. Para más información sobre esto, consulte el documento. Un estudio anterior analizó el papel de la corona solar en la reducción de la relación señal-ruido, lo que extendió el tiempo necesario para integrar la imagen completa. En ese trabajo, el tiempo necesario para recuperar una imagen compleja de varios píxeles de un exoplaneta cercano estaba mucho más allá del alcance de una misión práctica. Pero el nuevo artículo presenta un modelo actualizado para el modelado de la corona solar cuyos resultados han sido validados en simulaciones numéricas bajo varios métodos de desconvolución. Lo que salta a la vista aquí es la cuestión del espaciado de píxeles en el plano de la imagen. Los resultados demuestran que una misión para obtener imágenes de exoplanetas de alta resolución es, en palabras de los autores, "manifiestamente factible". El espacio entre píxeles es un problema debido al tamaño de la imagen que intentamos recuperar. La imagen de un exoplaneta del tamaño de la Tierra a 1,3 parsecs, que es esencialmente la distancia de Próxima Centauri a la Tierra, cuando se proyecta en un plano de imagen a 1200 UA del Sol, tiene casi 60 kilómetros de ancho. Estamos tratando de crear una imagen de megapíxeles y debemos tener en cuenta el hecho de que los píxeles de la imagen individual no son adyacentes. En este caso, están a 60 metros de distancia. Resulta que esto en realidad reduce el tiempo de integración de los datos para producir la imagen que buscamos. Del artículo [pc es pársec, 3.26 años-luz]:
 
 "(...)Estimamos el impacto de los parámetros de la misión en el tiempo de integración resultante. Encontramos que, como se esperaba, el tiempo de integración es proporcional al cuadrado del número total de píxeles que se están fotografiando. Sin embargo, también encontramos que el tiempo de integración se reduce cuando los píxeles no son adyacentes, a una tasa proporcional al cuadrado inverso del espacio entre píxeles(...). En consecuencia, utilizando un planeta ficticio similar a la Tierra en el sistema Próxima Centauri a z0=1.3pcz_0=1.3pc de la Tierra, descubrimos que un tiempo de integración acumulativo total de menos de 2 meses es suficiente para obtener una imagen desconvolucionada de alta calidad a escala de megapíxeles de ese planeta. planeta. Además, incluso para un planeta a 30 pc de la Tierra, es posible una deconvolución de buena calidad a resoluciones intermedias usando tiempos de integración que son cómodamente consistentes con una misión espacial realista(...)."


 
 Figura 2. Esta es la Figura 5 del artículo. En la leyenda, PSF se refiere a la función de dispersión de puntos, que es esencialmente la respuesta del instrumento de recolección de luz al objeto estudiado. Mide cuánto ha sido distorsionada la luz por el instrumento. Aquí, el propio SGL se considera como la fuente de la distorsión. El título completo: Imágenes monocromáticas simuladas de una exo-Tierra en z0=1.3pcz_0 = 1.3 pc desde z=1200AUz = 1200 AU en N=1024×1024N = 1024\times 1024 píxeles de resolución usando el SGL. Izquierda: la imagen original. Medio: la imagen convolucionada con SGL PSF, con ruido agregado en SNRC = 187, consistente con un tiempo de integración total de 47\sim 47 días. Derecha: el resultado de la deconvolución, dando una imagen con SNRR = 11.4. Crédito: Turyshev et al.
 
 
La lente gravitacional solar no se presenta como un único punto focal sino como un cilindro, lo que significa que podemos permanecer dentro del foco a medida que nos alejamos del Sol. Los autores encuentran que a medida que la nave espacial se aleja cada vez más, la relación señal/ruido mejora. Este aumento en la resolución persiste incluso con los tiempos de integración más cortos, lo que nos permite estudiar efectos como la rotación planetaria. Este es, por supuesto, un trabajo en curso, pero estos resultados no pueden sino verse como alentadores para el concepto de una misión al foco de gravedad, brindándonos información invaluable para futuras sondas interestelares.
 

Referencias

[1] Good News for a Gravitational Focus Mission, by Paul Gilster on April 19, 2022. Centauri Dreams website, URL: https://www.centauri-dreams.org/2022/04/19/good-news-for-a-gravitational-focus-mission/

[2]  Turyshev & Toth., “Resolved imaging of exoplanets with the solar gravitational lens",available for now only as a preprint.

[3] The Phase II NIAC report is Turyshev et al., “Direct Multipixel Imaging and Spectroscopy of an Exoplanet with a Solar Gravity Lens Mission”, Final Report NASA Innovative Advanced Concepts Phase II (2020). Read it here: https://arxiv.org/pdf/2002.11871.pdf

Apéndice: La fórmula de la lente gravitacional

En la Teoría de la Relatividad General (otras correcciones podrían considerarse), el efecto de la lente gravitacional de un objeto de masa MM genera un ángulo de deflección

ΘE=4GMc2r\Theta_E=\dfrac{4GM}{c^2r}.

Un objeto como el Sol, de radio r=Rr=R_\odot, M=MM=M_\odot genera una deflección ΘE(R)RDF\Theta_E(R_\odot)\simeq \dfrac{R_\odot}{D_F}, donde DFD_F sería la focal. Despejando:

DF=R4GM/(Rc2)8.2·1013m550UA=76lhD_F=\dfrac{R_\odot}{4GM_\odot/(R_\odot c^2)}\simeq 8.2\cdot 10^{13}m\approx 550UA=76lh.

Generalizando este ejemplo, se pueden buscar otros objetos y otras configuraciones, pero son más problemáticas en general. Uno pensaría en usar la Tierra, pero eso no resulta práctico porque no es suficientemente luminosa a la distancia focal requerida.

Artículo traducido, editado y escrito por Juan F. González.

Del año -99999 al +100000 con Stellarium

¿Cómo viajar en el tiempo con aplicaciones como Stellarium?

El cielo nocturno es una máquina del tiempo, y hay aplicaciones que permiten jugar con el tiempo, avanzarlo y retrocederlo, gracias a los datos que poseemos de las estrellas, la Astrometría, y las simulaciones computacionales.

La aplicación Stellarium (hay otras similares como KStars o SkyMap) permite viajar del tiempo y ver, por ejemplo, cuál/cuáles eran la Estrella Polar en el año -99999 (99999 a.C) y cuál es o cuáles serían la/s Estrella/s Polar/es en el año +100000 d.C.

Figura 1. Año: -99999(99999 a.C). Una primera opción para estrella polar es la estrella denominada Ruchbah (δ  Cas\delta\;\;Cas).

Figura 2. Año: -99999(99999 a.C). Una segunda opción para estrella polar es la estrella denominada Navi (γ  Cas\gamma\;\;Cas). 

Figura 3. Año: -99999(99999 a.C). Una tercera opción para estrella polar es la estrella denominada Alahakan (χ  Dra\chi\;\;Dra). 

Figura 4. Año: +100000 d.C (dentro de 97978 años). Una primera opción para estrella polar será Kochab (β  UMi\beta\;\;UMi).

Figura 5. Año: +100000 d.C (dentro de 97978 años). Una segunda opción para estrella polar será Thuban (α  Dra\alpha\;\;Dra). 

Figura 6. Año: +100000 d.C (dentro de 97978 años). Una tercera opción para estrella polar será Mizar-Alcor (ζ  UMa\zeta\;\;UMa). 

Además, muchas constelaciones y sus "formas" o asterismos, como puede observarse, cambian con el tiempo, aunque depende claro de la distancia y la constelación, en 100000 años hacia delante ó 99999 años hacia atrás (-99999-2022 años, de facto, en el momento en el que se escribe este artículo) se nota ya el cambio de las formas de muchas de ellas, incluso, cómo algunas constelaciones actuales se funden con otras, mientras que otras "se rompen". Es una muestra también de qué corta es la vida humana actual (unos 100 años) en comparación a los tiempos astronómicos de evolución de estrellas u objetos cósmicos lejanos (los planetas se mueven, como el sol y la luna) más rápido en el fondo de nuestro cielo.

¿Por qué cuento esto? Spoiler: en Caballero Luna/Moon Knight, episodio 1x03, como parte del argumento el dios Khonshu se ve "obligado" a ver el cielo nocturno de hace 2000 años (en Egypto, las imágenes anteriores son de otra ubicación geográfica, en Madrid-Parla). En la serie se ve un cielo que no corresponde al que debería en El Cairo hace 2000 años, que Stellarium dice debería ser:

Figura 7. El Cairo, Egipto, hace 2000 años.

Efectivamente, no hay mucha similitude con el cielo mostrado en gran "espectáculo visual" de la serie con Layla, Steven/Mr. Knight y Khonshu (un tipo listo como Steven, ¿no sabe de aplicaciones astronómicas como Stellarium en pleno siglo XXI?Ainssss...Guionistas...).

No obstante, por comparar imágenes...

Figura 8. Imágenes del episodio de Moon Knight/Caballero Luna 1x03. 

¿Podrían haberse asesorado científicamente mejor en Astronomía? Ciertamente. Pero quizás el presupuesto no daba para ello (una pena).

Sin embargo, es indudable que a todos nos gustaría que nos mirara alguien como Layla a Steven Grant...

  

Figura 9. Layla y Steven Grant. Layla y Mr. Knight.

Figura 10. Khonshu, el dios egipcio de la Luna, Moon Knight, Steven Grant y Mark Spektor.

Sin duda, de nuevo estamos ante la diferencia entre la Ciencia-Ficción, la Ficción y los efectos cosméticos frente a la Ciencia. Y hay que saber poner la Ciencia al servicio de la ficción ¿o también dejar que simplemente vuele la imaginación sin razón?

Conclusiones:

1) Las estrellas se mueven, no solamente los planetas, en el fondo de la noche, pero es un movimiento generalmente lento que solamente se aprecia tras miles, decenas o cientos de miles (millones o cientos/miles de millones) de años.

2) La estrella polar en latitudes circumpolares cambia con el tiempo. Así como la forma de constelaciones y sus asterismos.

3) La Ciencia-Ficción y la ficción no se asesoran muchas veces adecuadamente con la Ciencia apropiada (aunque siempre se puede adornar con estética que al parecer funciona bien en las series de Marvel o DC, como mínimo).

Interrogante: ¿te gusta más o menos que una serie sea científicamente realista? Y todo esto, no quita que uno anhele o busque alguien en su vida que le mire como Layla a Steven Grant/Mr. Knight, o Sylvie a Loki, jajajajaja...¿O es eso un ideal imposible de encontrar? Buscan siempre a gente que os haga viajar a otros mundos y haga volar de forma infinita vuestra imaginación y anime el espíritu, alegre el alma. Just imagine an infinite imagination! 

...

Referencias

[1] La página web de Stellarium (donde incluso puede usarse una versión web en línea de la app): http://stellarium.org/

Noticiero (volumen 2): recapitulación 65-100 (vol2. 1-36)

Recapitulación de los artículos del Noticiero.

Volumen 2 (1-36). 

Artículos del Noticiero (global) 65-100, convertidos en formato .pdf para lectura fuera de línea. 

Ficheros adicionales

El Universo, las matemáticas y la imaginación

Hace casi 400 años, en "El ensayador", Galileo escribió: "La filosofía está escrita en este gran libro, el universo... [Pero el libro] está escrito en el lenguaje de las matemáticas".

Era mucho más que un astrónomo, y esto casi puede considerarse como el primer escrito sobre el método científico moderno. No sabemos quién fue el primero en aplicar las matemáticas al estudio científico, pero es plausible que fueran los babilonios, quienes las usaron para descubrir el patrón subyacente a los eclipses, hace casi 3000 años. Pero se necesitaron 2500 años y la invención del cálculo y la física newtoniana para explicar los patrones.

Figura 1. Las matemáticas son el lenguaje del universo. Crédito: Shutterstock.

Desde entonces, probablemente todos los grandes descubrimientos científicos han utilizado las matemáticas de alguna forma, simplemente porque son mucho más poderosas que cualquier otro lenguaje humano. No es de extrañar que esto haya llevado a mucha gente a afirmar que las matemáticas son mucho más: que el universo lo crea un matemático. Entonces, ¿podríamos imaginar un universo en el que las matemáticas no funcionen?

El lenguaje de las matemáticas

La hipótesis de Sapir-Whorf afirma que no se puede discutir un concepto a menos que se tenga el lenguaje para describirlo. En cualquier ciencia, y en física en particular, necesitamos describir conceptos que no se corresponden bien con ningún lenguaje humano. Uno puede describir un electrón, pero en el momento en que comenzamos a hacer preguntas como "¿De qué color es?" empezamos a darnos cuenta de las deficiencias del inglés.


Vídeo 1. Science Magazine analiza las tablillas de arcilla babilónicas que contenían fórmulas matemáticas que son precursoras del cálculo.

El color de un objeto depende de las longitudes de onda de la luz reflejada por él, por lo que un electrón no tiene color, o más exactamente, todos los colores. La pregunta en sí no tiene sentido. Pero pregunta "¿Cómo se comporta un electrón?" y la respuesta es, en principio, sencilla. En 1928, Paul A.M. Dirac escribió una ecuación que describe el comportamiento de un electrón casi a la perfección en todas las circunstancias. En el caso de que se mueva sin campos electromagnéticos, la ecuación de Dirac del electrón en el vacío se escribe como sigue:

iγμμ-mcΨ=0\left(i\hbar\gamma^\mu\partial_\mu-mc\right)\Psi=0

Esta ecuación predice la existencia de la antimateria, que sin embargo en nuestro Universo es casi inexistente.

Esto no quiere decir que sea simple cuando nos fijamos en los detalles. Por ejemplo, un electrón se comporta como un pequeño imán. La magnitud se puede calcular, pero el cálculo es terriblemente complicado. Explicar una aurora, por ejemplo, requiere que entendamos la mecánica orbital, los campos magnéticos y la física atómica, pero en el fondo, estas son solo más matemáticas. Pero es cuando pensamos en el individuo que nos damos cuenta de que el compromiso humano con el pensamiento lógico y matemático es mucho más profundo. La decisión de adelantar a un automóvil que se mueve lentamente no implica la integración explícita de las ecuaciones de movimiento, pero ciertamente lo hacemos implícitamente. Un Tesla en piloto automático en realidad los resolverá explícitamente.

Prediciendo el caos

Por lo tanto, no debería sorprendernos que las matemáticas no sean solo un lenguaje para describir el mundo externo, sino el único en muchos sentidos. Pero el hecho de que algo se pueda describir matemáticamente no significa que se pueda predecir. Uno de los descubrimientos más notables de los últimos 50 años ha sido el descubrimiento de los "sistemas caóticos". Estos pueden ser sistemas matemáticos aparentemente simples que no pueden resolverse con precisión. Resulta que muchos sistemas son caóticos en este sentido. Las trayectorias de los huracanes en el Caribe son superficialmente similares a las trayectorias de los eclipses, pero no podemos predecirlas con precisión con todo el poder de las computadoras modernas. Sin embargo, entendemos por qué: las ecuaciones que describen el clima son intrínsecamente caóticas, por lo que podemos hacer predicciones precisas a corto plazo (alrededor de 24 horas), pero estas se vuelven cada vez menos confiables con el paso de los días. Este, mal llamado, "efecto mariposa" es inherente a la no linealidad. De hecho el caos o un sistema dinámico caótico se suele definir ene general en términos de 3 condiciones más o menos independientes:

1. Un sistema es caótico si es sensible a cambios en las condiciones iniciales del sistema. ¿Qué signfica esta condición? Quiere decir que una variación insignificante en cómo comienza el sistema puede producir comportamientos futuros muy diferentes. Popularmente, se denomina a esta condición "efecto mariposa" (butterfly effect), porque sugiere que el aleteo de una mariposa en Pekín/Beijing, puede producir un tornado en Texas o Europa.

2. Un sistema dinámico caótico debe ser "topológicamente transitivo", es decir, si f: XXf:\; X\rightarrow X es una aplicación dinámica topológicamente transitiva, entonces para todo par de conjuntos no vacíos A,BXA,B\subset X existe un número entero tal que fn(A)B f^n(A)\cap B\neq \emptyset. ¿Qué significa esta condición? Intuitivamente, si una aplicación es topológicamente transitiva, entonces, dado un punto xx y una región del espacio VV, entonces existe un punto yy cerca de xx cuya órbita dinámica pasa a través del espacio VV donde estaba xx. Dicho de otro modo más gráfico, la transitividad topológica implica que es imposible descomponer el sistema en dos conjuntos abiertos (dos espacios separados). 

3. Un sistema dinámico caótico debe tener órbitas densas periódicas. Esto es, cualquier puento en el espacio dinámico es atravesado (o al menos acercado) por órbitas periódicas (cercanas).

Otros efectos de los sistemas dinámicos caóticos son los denominados atractores extraños o las dimensiones fractales. Pero no hablaremos de estas ideas en este artículo por su complejidad y extensión. 

De manera similar, la mecánica cuántica proporciona una teoría en la que sabemos con precisión qué predicciones no se pueden hacer con precisión. Uno puede calcular las propiedades de un electrón con mucha precisión, pero no podemos predecir lo que hará uno individual. Los huracanes son obviamente eventos intermitentes, y no podemos predecir cuándo sucederá con anticipación. Pero el mero hecho de que no podamos predecir un evento con precisión no significa que no podamos describirlo cuando sucede. Incluso podemos manejar eventos únicos: generalmente se acepta que el universo se creó en el Big Bang y tenemos una teoría notablemente precisa al respecto.



 
Vídeo 2. Las aplicaciones de citas online también usan Matemáticas. En una charla de TED, la futurista Amy Webb muestra que las matemáticas realmente funcionan en los algoritmos de datación o de citas.

Diseño de sistemas sociales

Una gran cantidad de fenómenos sociales, desde el mercado de valores hasta las revoluciones, carecen de buenas matemáticas predictivas, pero podemos describir lo que ha sucedido y, hasta cierto punto, construir sistemas modelo. Entonces, ¿qué hay de las relaciones personales? El amor puede ser ciego, pero las relaciones son ciertamente predecibles. La gran mayoría de nosotros elegimos parejas dentro de nuestra clase social y grupo lingüístico, por lo que no hay ninguna duda de que es cierto en el sentido estadístico. Pero también es cierto en el sentido local. Una gran cantidad de sitios de citas ganan dinero mediante algoritmos que al menos pretenden emparejarte con tu pareja ideal. Un universo que no pudiera describirse matemáticamente necesitaría ser fundamentalmente irracional y no simplemente impredecible. El hecho de que una teoría sea inverosímil no significa que no podamos describirla matemáticamente.

Hacia el Multiverso (¿de la locura?)

No creo que vivamos en ese universo antimatemático o amatematemático, y sospecho/sospechamos que no podemos imaginar un universo no matemático. Si existiera, estaría fuera de la clasificación de Max Tegmark de los diferentes tipos de Multiversos.

Nivel I – Más allá de nuestro Universo Cósmico observable.

Este, según Max, es el tipo de multiverso menos controvertido. Esto se debe a que todos aceptamos el hecho de que las cosas que son invisibles forman parte de la existencia, pero podríamos tener la oportunidad de verlas si estuviéramos en una buena posición. “Más allá de nuestro horizonte cósmico se usa rutinariamente para evaluar las teorías actuales de la cosmología moderna, aunque el procedimiento no se explica explícitamente” (Tegmark, 2003). “La lección que se deriva del estudio del multiverso es que esta teoría tiene la capacidad de ser probada y refutada aunque los otros universos no sean visibles” (Tegmark, 2003). El Universo más allá de nuestro horizonte cosmológico representa el primer nivel de Multiverso.

El multiverso de nivel II: otras burbujas posteriores a la inflación. El multiverso de nivel II: otras burbujas posteriores a la inflación (época temprana del Universe en el que el espacio-tiempo se expandió más rápido que la velocidad de la luz) se predice mediante la teoría actualmente común de la inflación caótica eterna, aunque es un modelo entre otros varios. “La inflación dentro de este contexto se refiere a “una extensión de la teoría del Big Bang y ata muchos de los cabos sueltos de esa teoría, como por qué el universo es tan grande, tan uniforme y tan plano y un rápido estiramiento del espacio hace mucho tiempo puede explicar todos estos y otros atributos de una sola vez” (Tegmark, 2003). Las burbujas muestran variaciones tanto en su estado como en sus condiciones. El Universo conocido podría o estaría conectado de alguna forma con varias de esas burbujas mediante topologías no triviales (agujeros de gusano o similares entidades). En principio, las leyes físicas podrías ser idénticas, solamente diferenciándose unos universos burbuja de otros en términos de constantes o parámetros físicos (como el valor de la carga del electrón y su masa, la constante de gravitación, etc.).

Nivel III – Muchos Mundos Cuánticos (Many Worlds)

“El multiverso cuántico de muchos mundos está a nuestro alrededor y es un producto de la interpretación de la mecánica cuántica y esta teoría del multiverso especifica el estado del universo, no en términos clásicos como en las otras teorías, sino en términos del objeto matemático llamado onda. función” (Tegmark, 2003). Este hecho está bien establecido por Tegmark (2003) que “Según la ecuación de Schrödinger, el estado evoluciona a lo largo del tiempo de una manera que los matemáticos denominan unitaria, lo que significa que la función de onda gira en un espacio abstracto de dimensión infinita llamado espacio de Hilbert. ”

Si esta interpretación "es" correcta, cada medida de un observador ramifica la realidad en múltiples e infinitas (en el caso más extremo) realidades. Por supuesto, totalmente inconexas entre sí, aunque se especula sobre la forma de poner de manifiesto la existencia de tales realidades mediante algunos experimentos.

Nivel IV – Otras Estructuras Matemáticas

Esta teoría respalda el hecho de que las “leyes fundamentales que gobiernan nuestra naturaleza siguen siendo las mismas en oposición a las variaciones del multiverso proyectadas por los tres primeros niveles de las teorías del multiverso” (Tegmark, 2003). Esta teoría proyecta un hecho de que el último tipo de universo paralelo se abre en un reino lleno de posibilidades. Las diferencias en los universos no son solo el resultado de la ubicación, las propiedades cosmológicas, sino también las leyes físicas existentes. Tegmark afirma que todos los universos matemáticos posibles son de hecho realidades físicas en algún lugar. Esto puede verse como una especie de neoplatonismo cósmico multiversal.

Conjetura: ¿Hay un Nivel V- Universos caóticos, mágicos, espirituales o religiosos no matemáticos?

3 preguntas finales para mentes inquietas y curiosas

1. ¿Cuál es la característica común de las cuatro teorías según lo proyectado por el artículo? “Una característica común de los cuatro multiversos es que el artículo presagia que la teoría más simple y elegante lleva consigo una consideración de universo paralelo por defecto”. (Tegmark, 2003). Negar el hecho de que otros universos no existen significa que tienes que encontrar evidencia sin respaldo para solidificar tu afirmación.

2. ¿Cuál de los cuatro niveles de teorías se verá profundamente afectado si las computadoras cuánticas de construcción actual tienen éxito y cómo? Nivel III – Quantum Many Worlds registrará un efecto profundo porque explorar el paralelismo del multiverso de nivel III proporcionará más evidencia de la violación de la unitaridad que finalmente descartará las teorías y afirmaciones de nivel III.

3. ¿Cuál es la conclusión general de los cosmólogos cuando consideran teorías que están menos establecidas? Concluyen que otros universos pueden tener propiedades y leyes físicas completamente diferentes y la presencia de los universos referidos explicaría varios aspectos extraños que forman parte de los suyos.


 
Figura 2. Multiverso burbuja.

Figura 3. Los 4 niveles del Multiverso, según Max Tegmark. Imagen disponible a mejor resolución en la URL: https://philosophy.stackexchange.com/questions/13992/how-do-quantum-mechanical-worlds-relate-to-possible-worlds

"Chaos often breeds life, when order breeds habit." – Henry Adams.

Referencias

[1] A universe without mathematics is beyond the scope of our imagination, by Peter Watson, The Conversation. URL: https://phys.org/news/2022-04-universe-mathematics-scope.html

[2] The Four Levels of the Multiverse by Max Tegmark, URL: https://studycorgi.com/the-four-levels-of-the-multiverse-by-max-tegmark/

[3] Tegmark, M, 2003. Parallel Universes. Journal of Scientific American.

[4] What is Chaos? URL: https://www.stsci.edu/~lbradley/seminar/chaos.html

Artículo editado y traducido por Juan F. González.

Buscando señales alienígenas

Buscando señales alienígenas

Si los extraterrestres nos estuvieran enviando señales, éste es el aspecto que tendrían...

Durante más de sesenta años, los científicos han estado buscando en el cosmos posibles señales de transmisión de radio que indiquen la existencia de inteligencia extraterrestre (ETI). En ese tiempo, la tecnología y los métodos han madurado considerablemente, pero quedan los mayores desafíos. Además de no haber detectado nunca una señal de radio de origen extraterrestre, existe una amplia gama de posibles formas que podría tomar tal transmisión. En resumen, los investigadores de SETI deben asumir cómo se vería una señal, pero sin el beneficio de ningún ejemplo conocido. Recientemente, un equipo internacional liderado por la Universidad de California Berkeley y el Instituto SETI desarrollaron una nueva herramienta de aprendizaje automático que simula el aspecto que podría tener un mensaje de inteligencia extraterrestre (ETI). ¡Se conoce como Setigen, una biblioteca de código abierto que podría cambiar las reglas del juego para futuras investigaciones de SETI! El equipo de investigación estuvo dirigido por Bryan Brzycki, un estudiante graduado de astronomía en UC Berkeley. A él se unieron Andrew Siemion, director del Centro de Investigación SETI de Berkeley, e investigadores del Instituto SETI, Breakthrough Listen, el Instituto Dunlap de Astronomía y Astrofísica, el Instituto de Ciencias Espaciales y Astronomía, el Centro Internacional de Investigación de Radioastronomía (ICRAR ) y el Instituto Goergen para la ciencia de datos.


 
 Figura 1. El radiotelescopio Howard E. Tatel de 85 pies (26 m) en NRAO utilizado en el Proyecto Ozma. Crédito: Z22/Wikipedia Commons

Desde la década de 1960, el método más común de SETI ha consistido en buscar en el cosmos señales de radio de origen artificial. El primer experimento de este tipo fue el Proyecto Ozma (de abril a julio de 1960), dirigido por el famoso astrofísico de Cornell, Frank Drake (creador de la Ecuación de Drake). Esta encuesta se basó en el plato de 25 metros en el Observatorio Nacional de Radioastronomía en Green Bank, Virginia Occidental, para monitorear Epsilon Eridani y Tau Ceti en frecuencias de aproximadamente 400 kHz alrededor de 1,42 GHz. Desde entonces, estas búsquedas se han expandido para cubrir áreas más grandes del cielo nocturno, rangos de frecuencia más amplios y una mayor diversidad de señales. Como explicó Brzycki a Universe Today por correo electrónico:
 
 “En la década de 1960, la idea era centrarse en una región alrededor de una frecuencia conocida donde el hidrógeno neutro emite radiación en el espacio interestelar, 1,42 GHz. Dado que esta emisión natural prevalece en toda la galaxia, la idea es que cualquier civilización inteligente lo sepa y potencialmente apunte a esta frecuencia para la transmisión para maximizar la posibilidad de detección. Desde entonces, especialmente a medida que la tecnología ha avanzado rápidamente, la radio SETI se ha expandido a lo largo de todos los ejes de medición. “Ahora podemos tomar medidas en un ancho de banda de varios GHz de forma instantánea. A medida que ha mejorado el almacenamiento, podemos recopilar grandes cantidades de datos, lo que permite observaciones de mayor resolución en las direcciones de tiempo y frecuencia. Del mismo modo, hemos realizado estudios de estrellas cercanas y en otras direcciones de la galaxia, para maximizar la exposición a direcciones potencialmente interesantes en el cielo”.
 
 
 
 

 
 Figura 2. Gráficos de espectrogramas de radio creados a partir de marcos de Setigen. Crédito: Brzycki et al. Otro cambio importante ha sido la incorporación de algoritmos basados en aprendizaje automático diseñados para encontrar transmisiones en medio del ruido de fondo de radio del cosmos y corregir la interferencia de radiofrecuencia (RFI). Los algoritmos empleados en las encuestas SETI han caído en una de dos categorías: aquellos que miden datos de series de tiempo de voltaje y aquellos que miden datos de espectrograma de frecuencia de tiempo.

“Los datos sin procesar recopilados por una antena de radio son mediciones de voltaje; una onda de radio induce una corriente en la antena, que se lee y registra como voltaje”, dijo Brzycki. “Un radiotelescopio es realmente solo una antena aumentada por un plato parabólico para enfocar un área más grande de luz, aumentando la resolución y el brillo. Resulta que la intensidad es proporcional al voltaje al cuadrado. Además, nos preocupamos por la intensidad en función de la frecuencia y el tiempo (el cuándo y el dónde de una señal potencial)”. Para obtener esto, dice Brzycki, los astrónomos comienzan empleando algoritmos que calculan la potencia de cada frecuencia que se observa hacia los datos de la serie temporal de entrada. En otras palabras, el algoritmo transforma los datos de la señal de radio de una función de espacio y/o tiempo en una función que depende de la frecuencia espacial o la frecuencia temporal, también conocida como. una transformada de Fourier (FT). Al elevar esto al cuadrado, los astrónomos pueden medir la intensidad de cada frecuencia durante el período de recopilación de datos. “Para obtener un espectrograma completo, una matriz de intensidad en función del tiempo y la frecuencia, tomamos una sección de la serie de voltaje-tiempo, obtenemos el FT y luego repetimos este proceso durante toda la observación para que podamos apilar una serie de manera efectiva. de conjuntos de datos FT uno encima del otro en la dirección del tiempo”, agregó Brzycki. “[U]na vez que decide una resolución de tiempo, determinamos la cantidad de muestras de tiempo necesarias y calculamos el FT para ver cuánta potencia hay en cada contenedor de frecuencia”.

Figura 3. Impresión artística de Breakthrough Listen y los instrumentos en los que se basa. Crédito: Breakthrough Listen/Univ. de Máchester/Daniëlle Futselaar.

El algoritmo de búsqueda principal utilizado por los investigadores de SETI se conoce como el algoritmo "deDoppler de árbol incoherente", que cambia el espectro de ondas de radio para corregir la deriva de frecuencia y maximiza la relación señal-ruido de una señal. El programa de búsqueda SETI más completo jamás montado, Breakthrough Listen, utiliza una versión de código abierto de este algoritmo conocido como TurboSETI, que ha servido como la columna vertebral de muchas búsquedas de "firmas tecnológicas" (también conocidas como signos de actividad tecnológica). Como explicó Brzycki, este método tiene algunos inconvenientes: “El algoritmo asume que una señal SETI potencial es continua con un ciclo de trabajo alto (lo que significa que casi siempre está 'encendida'). Buscar una señal de onda sinusoidal continua es un buen primer paso, ya que es relativamente fácil y económico para los humanos producir y transmitir tales señales. “Dado que TurboSETI está dirigido a señales de línea recta que siempre están 'activadas', puede tener dificultades para captar morfologías alternativas, como señales de banda ancha y pulsadas. Se están desarrollando algoritmos adicionales para tratar de detectar estos otros tipos de señales, pero como siempre, nuestros algoritmos son tan efectivos como las suposiciones que hacemos de las señales a las que están dirigidos”. Para los investigadores de SETI, el aprendizaje automático es una forma de identificar transmisiones en datos de radiofrecuencia sin procesar y clasificar múltiples tipos de señales. El principal problema, dice Brzycki, es que la comunidad astronómica no tiene un conjunto de datos de señales extraterrestres, lo que dificulta el entrenamiento supervisado en el sentido tradicional. Con este fin, Brzycki y sus colegas desarrollaron una biblioteca de código abierto basada en Python llamada Setigen que facilita la producción de observaciones de radio sintéticas. “Lo que hace Setigen es facilitar la producción de señales SETI sintéticas, que pueden usarse en datos completamente sintéticos o agregarse sobre datos de observación reales para proporcionar un ruido de fondo RFI más realista”, dijo Brzycki. "De esta manera, podemos producir grandes conjuntos de datos de señales sintéticas para analizar la sensibilidad de los algoritmos existentes o para que sirvan como base para el entrenamiento de aprendizaje automático".

Figura 4. Imagen compuesta del SKA que combina todos los elementos en Sudáfrica y Australia. Crédito: SKAO.

Esta biblioteca estandariza los métodos de síntesis para el análisis de algoritmos de búsqueda, especialmente para productos de datos de observación de radio existentes como los que utiliza Breakthrough Listen. “Estos vienen en formato de espectrograma y voltaje complejo (serie de tiempo), por lo que tener un método para producir datos simulados puede ser realmente útil para probar el código de producción y desarrollar nuevos procedimientos”, agregó Brzycki. En este momento, se están desarrollando algoritmos para observaciones multihaz utilizando Setigen para producir señales simuladas. La biblioteca también se actualiza y mejora constantemente a medida que avanza la investigación de SETI. Brzycki y sus colegas también esperan agregar soporte para la síntesis de señales de banda ancha para ayudar a los algoritmos de búsqueda que se dirigen a señales que no son de banda estrecha. Serán posibles estudios SETI más robustos en un futuro cercano a medida que los radiotelescopios de próxima generación entren en funcionamiento. Esto incluye Breakthrough Listen, que incorporará datos de la matriz MeerKAT en Sudáfrica. También está el Square Kilometer Array (SKA), un proyecto de radiotelescopio masivo que combinará datos de observatorios en Sudáfrica y Australia. Estos incluyen MeerKAT y Hydrogen Epoch of Reionization Array (HERA) en Sudáfrica y Australian SKA Pathfinder (ASKAP) y Murchison Widefield Array (MWA) en Australia.
 
 Por desgracia, todavía existe el factor más limitante con respecto a SETI, que es nuestro marco de referencia extremadamente limitado. Cuando se trata de eso, los astrónomos no tienen idea de cómo se vería una señal extraterrestre porque nunca antes habíamos visto una. Esto, paradójicamente, hace que sea más difícil descubrir evidencia de firmas tecnológicas en medio del ruido de fondo del cosmos. Como tal, los astrónomos se ven obligados a adoptar el enfoque de "fruta madura", lo que significa buscar la actividad tecnológica tal como la conocemos.

Figura 5. Uno de los 42 platos de la matriz de telescopios Allen que busca señales del espacio. Crédito: Seth Shostak / Instituto SETI.

Sin embargo, al establecer parámetros basados ​​en lo que es teóricamente posible, los científicos pueden reducir la búsqueda y aumentar las probabilidades de encontrar algo algún día. Como resumió Brzycki: “La única solución potencial para esto es algún tipo de encuesta de aprendizaje automático no supervisada que minimice nuestras suposiciones; se está trabajando en este frente. Setigen ciertamente se basa en esta suposición: las señales sintéticas que uno puede producir son de naturaleza heurística, en el sentido de que el usuario decide cómo deberían verse. “Al final del día, la biblioteca proporciona una forma de evaluar nuestros algoritmos existentes y crear conjuntos de datos de señales potenciales para desarrollar nuevos métodos de búsqueda, pero los problemas fundamentales de dónde y cuándo siempre permanecerán: lo mejor que podemos hacer es mantener al mirar!” En momentos como este, es bueno recordarnos que la paradoja de Fermi solo necesita resolverse una vez. En el momento en que detectemos una transmisión de radio en el cosmos, sabremos con certeza que no estamos solos en el Universo, que la vida inteligente puede existir y existe más allá de la Tierra, ¡y se comunica utilizando tecnologías que podemos detectar!


 
Referencias

[1] Setigen: Simulating Radio Technosignatures for SETI,  Bryan Brzycki, Andrew P. V. Siemion, Imke de Pater, Steve Croft, John Hoang, Cherry Ng, Danny C. Price, Sofia Z. Sheikh, Zihe Zheng. URL: https://arxiv.org/abs/2203.09668

[2] If Aliens Were Sending us Signals, This is What They Might Look Like. Universetoday.com, URL: https://www.universetoday.com/155173/if-aliens-were-sending-us-signals-this-is-what-they-might-look-like/


Artículo traducido y editado por Juan F. González.
 
 
 

Un gemelo de Júpiter por microlente gravitacional

Excavar a través de los datos de Kepler revela un gemelo cercano de Júpiter

La nave espacial de caza de planetas Kepler de la NASA se desactivó en noviembre de 2018, unos diez años después de su lanzamiento. La misión detectó más de 5000 exoplanetas candidatos y 2662 exoplanetas confirmados utilizando el método de tránsito. Pero los científicos aún están trabajando con todos los datos de Kepler, con la esperanza de descubrir más planetas en las observaciones. Un equipo de investigadores ha anunciado el descubrimiento de un planeta más en los datos de Kepler, y este es casi un gemelo de Júpiter. El planeta se llama K2-2016-BLG-0005Lb (lo siento), y está a 17000 años luz de distancia. Eso es casi el doble de lejos que el siguiente planeta más lejano descubierto por Kepler. Su masa es casi idéntica a la de Júpiter y orbita su estrella a la misma distancia que Júpiter orbita alrededor del Sol. Los astrónomos encontraron el mundo en los datos de Kepler de 2016. Kepler encontró planetas usando el método de tiempo de tránsito. Pero descubrió éste de manera diferente. Se basó en una de las predicciones de Einstein; que los objetos extremadamente masivos tienen una gravedad tan poderosa que pueden desviar la luz. Se llama microlente gravitacional.

"La posibilidad de que una estrella de fondo se vea afectada de esta manera por un planeta es de decenas a cientos de millones a uno en contra". Dr. Eamonn Kerins, investigador principal del Consejo de Instalaciones de Ciencia y Tecnología.

Un nuevo artículo [1] titulado “Kepler K2 Campaign 9: II. Primer descubrimiento basado en el espacio de un exoplaneta usando microlente” presenta el descubrimiento. Está disponible en línea en el sitio de preimpresión arxiv.org y aún no ha sido revisado por pares. El autor principal es Ph.D. estudiante David Specht de la Universidad de Manchester. Las oportunidades para detectar exoplanetas con microlente gravitacional aumentaron entre abril y julio de 2016, cuando Kepler observaba millones de estrellas hacia el centro de la Vía Láctea. En la técnica de microlente, los astrónomos observan la luz de una estrella de fondo doblada por la masa de un exoplaneta en primer plano. Eso no es fácil de hacer; requiere una alineación precisa del fondo y el primer plano desde el punto de vista de Kepler.

Vídeo 1. Efecto de una microlente gravitacional. Roman observará el centro galáctico, una región llena de estrellas.

Cuantas más estrellas mire, más eventos de microlente es probable que vea. La misión Euclid de la ESA también utilizará microlentes gravitacionales. Su misión principal es estudiar la materia oscura, la energía oscura y la expansión del Universo. Pero también puede detectar exoplanetas. Euclid y Roman están diseñados para complementarse entre sí, así que quién sabe exactamente qué podríamos aprender de ellos. El Dr. Kerins es líder adjunto del Grupo de trabajo científico de exoplanetas Euclid de la ESA. “Kepler nunca fue diseñado para encontrar planetas utilizando microlentes, por lo que, en muchos sentidos, es sorprendente que lo haya hecho. Roman y Euclid, por otro lado, estarán optimizados para este tipo de trabajo. Podrán completar el censo de planetas iniciado por Kepler”, dijo. “Aprenderemos cuán típica es la arquitectura de nuestro propio sistema solar. Los datos también nos permitirán probar nuestras ideas sobre cómo se forman los planetas. Este es el comienzo de un nuevo capítulo emocionante en nuestra búsqueda de otros mundos”.

"Para ver el efecto se requiere una alineación casi perfecta entre el sistema planetario de primer plano y una estrella de fondo", dijo el Dr. Eamonn Kerins, investigador principal de la subvención del Consejo de Instalaciones de Ciencia y Tecnología (STFC) que financió esta investigación. “La posibilidad de que una estrella de fondo se vea afectada de esta manera por un planeta es de decenas a cientos de millones a uno en contra. Pero hay cientos de millones de estrellas hacia el centro de nuestra galaxia. Así que Kepler simplemente se sentó y los observó durante tres meses”.

El año pasado, un equipo de investigadores desarrolló un nuevo algoritmo para buscar candidatos a microlentes en los datos de Kepler. Algunos de esos mismos investigadores están detrás de este nuevo estudio. Los investigadores desarrollaron el algoritmo para buscar candidatos a planetas que flotan libremente. Encontraron cinco nuevos candidatos, incluido uno que es "... un evento binario de cruce cáustico, consistente con un planeta unido", dijo ese estudio.

Ese esfuerzo amplió las posibilidades de los datos de Kepler, a pesar de que la NASA no diseñó explícitamente la misión para microlente. "Incluso a través de un telescopio espacial no diseñado para estudios de microlentes, este resultado destaca las ventajas para el descubrimiento de microlentes de exoplanetas que provienen del muestreo temporal continuo y de alta cadencia que es posible desde el espacio", escriben los autores del nuevo estudio.

El estudio de 2021 "solo" encontró un candidato a exoplaneta, y este nuevo estudio confirma su candidatura. Pero en la ciencia, cada planeta es un punto de datos que les dice algo a los científicos, ahora o en el futuro.

Figura. La imagen de la izquierda es una imagen de Kepler con K2-2016-BLG-0005Lb en un círculo rojo. La imagen de la derecha es una imagen del Telescopio Hawái de Canadá-Francia de la misma región, con el exoplaneta en un círculo rojo. K2-2016-BLG-0005Lb es casi idéntico a Júpiter en términos de masa y distancia a su estrella. Los astrónomos lo descubrieron utilizando datos obtenidos en 2016 por el telescopio espacial Kepler de la NASA. El sistema exoplanetario está dos veces más lejos que cualquier otro visto anteriormente por Kepler, que encontró más de 2700 planetas confirmados antes de cesar sus operaciones en 2018. Crédito de la imagen: Specht et al. 2022.

Cinco sondeos terrestres también observaron la misma área del cielo que Kepler entre abril y julio de 2016. Kepler vio la anomalía de microlente antes que ellos porque Kepler está más de 100 millones de kilómetros más cerca. Ese retraso permitió a los investigadores tener una mejor idea de lo que vieron y dónde lo estaban viendo. "La diferencia en el punto de vista entre Kepler y los observadores aquí en la Tierra nos permitió triangular dónde se encuentra el sistema planetario a lo largo de nuestra línea de visión", dijo el Dr. Kerins. El punto de vista de Kepler sobre la atmósfera de la Tierra también le permitió observar continuamente.

“Kepler también pudo observar sin interrupciones por el clima o la luz del día, lo que nos permitió determinar con precisión la masa del exoplaneta y su distancia orbital desde su estrella anfitriona”, dijo el Dr. Kerins. "Básicamente es el gemelo idéntico de Júpiter en términos de su masa y su posición con respecto a su Sol, que es aproximadamente el 60% de la masa de nuestro propio Sol".

Figura. Esta figura del estudio muestra los datos fotométricos de Kepler para el exoplaneta detectado K2-2016-BLG-0005Lb. La región de cruce cáustico es claramente visible y bien muestreada entre ?? ? 2450000 = 7515 y 7519. Crédito de la imagen: Specht et al. 2022.

Figura. Esta imagen muestra la impresión de un artista de 10 exoplanetas calientes de Júpiter estudiados con los telescopios espaciales Hubble y Spitzer. Los astrónomos creen que alrededor del 10 % de los exoplanetas son Júpiter calientes, pero se detectan más fácilmente. (Los colores son solo para ilustración). Crédito de la imagen: Por ESA/Hubble, CC BY 4.0, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=45642004

"Las simulaciones también indican que los planetas de menor masa deberían existir en grandes cantidades más allá de la línea de nieve, pero que estos no suelen migrar desde su órbita de formación", escriben los autores. “Al sondear el la demografía de exoplanetas fríos y de baja masa, por lo tanto, podemos probar las predicciones de formación de planetas directamente, sin la necesidad de considerar dinámicas de migración complejas”. Los astrónomos han demostrado que las microlentes gravitacionales pueden detectar exoplanetas distantes, pero no tendrán que depender de datos más antiguos de Kepler para usar la técnica. El telescopio romano Nancy Grace de la NASA debería detectar miles de exoplanetas utilizando microlentes gravitacionales. Un estudio mostró que podía detectar más de 100000 de ellos. “Roman encontrará planetas en otras categorías poco estudiadas”, dice la NASA. “La microlente es más adecuada para encontrar mundos desde la zona habitable de su estrella y más lejos. Esto incluye gigantes de hielo, como Urano y Neptuno en nuestro sistema solar”, explica el sitio web de la NASA para el Telescopio Espacial Romano. Cierta evidencia muestra que los gigantes de hielo son el tipo de exoplaneta más común en la galaxia, lo que hace que nuestro propio Sistema Solar sea un poco atípico con solo dos de ellos. “Roman pondrá a prueba esa teoría y nos ayudará a comprender mejor qué características planetarias son las más frecuentes”.
 
Este estudio destaca la creciente importancia de las microlentes gravitacionales en la ciencia de los exoplanetas. "La microlente sigue siendo el método principal para detectar exoplanetas fríos y de baja masa, incluidos los planetas más allá de la línea de nieve", escriben los autores. El método de tránsito tiene un sesgo de muestreo incorporado: es más probable que detecte planetas gigantes cerca de estrellas grandes porque la señal de bloqueo de luz es más robusta. El método de tránsito tiene dificultades para identificar planetas en órbitas más amplias porque pueden pasar cientos de años antes de que ocurran múltiples tránsitos, y los astrónomos necesitan múltiples tránsitos para confirmar candidatos a exoplanetas. Las microlentes gravitacionales no tienen las mismas limitaciones. Pero detectar planetas como 2-2016-BLG-0005Lb más allá de la línea de nieve de un sistema solar es esencial para desarrollar nuestra comprensión de la arquitectura del sistema solar y fortalecer nuestras teorías sobre la formación de planetas. El pensamiento actual muestra que los planetas de gran masa se forman a través de la acumulación del núcleo más allá de la línea de nieve y luego migran hacia el interior de la estrella. (Aunque algunos pueden formarse debido a la inestabilidad gravitacional). Es probable que Júpiter lo haya hecho, y aunque Júpiter finalmente se estableció en su órbita más allá de la línea de nieve, es posible que otros planetas no lo hagan. Este proceso explica la gran cantidad de Júpiter calientes en la base de datos de exoplanetas.

Referencias

[1] Kepler K2 Campaign 9: II. First space-based discovery of an exoplanet
using microlensing, D . Spechtl et al. https://arxiv.org/pdf/2203.16959.pdf

[2] NASA’s Kepler telescope delivers new planetary discovery from the gravehttps://www.manchester.ac.uk/discover/news/nasas-kepler-telescope-delivers-new-planetary-discovery-from-the-grave/

[3] Roman Telescope Could Turn up Over 100,000 Planets Through Microlensing,  Universetoday.com, URL: https://www.universetoday.com/150766/roman-telescope-could-turn-up-over-100000-planets-through-microlensing/

[4] Digging Through Kepler Data Turns Up a Near Twin of Jupiter.  Universetoday.com, URL: https://www.universetoday.com/155318/digging-through-kepler-data-turns-up-a-near-twin-of-jupiter/

Artículo editado y traducido por Juan F. González.

3 modos de búsqueda de exoplanetas en el espacio

3 modos de búsqueda de exoplanetas en el espacio

El telescopio espacial Nancy Grace Roman buscará con estos métodos más exoplanetas en nuestra galaxia.

MÉTODO 1. Microlente gravitacional (gravitational microlensing).

La gran mayoría de los exoplanetas conocidos son exóticos en comparación con los de nuestro sistema solar. Los científicos esperan que los estudios de Roman también encuentren algunos mundos salvajes, pero se especializará en encontrar planetas en la zona habitable de su estrella y más lejos, incluidos análogos a casi todos los planetas de nuestro sistema solar.


Vídeo 1. Los sondeos romanos buscarán planetas hacia el centro de nuestra galaxia, la Vía Láctea, que está densamente poblada de estrellas. La mayor densidad de estrellas producirá más eventos de microlente, incluidos aquellos que revelan exoplanetas. Crédito: Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA/Laboratorio CI.

Microlente gravitacional: curso 101

La lente gravitacional es un efecto de observación que ocurre porque la presencia de masa deforma la estructura del espacio-tiempo, algo así como la abolladura que hace una bola de boliche cuando se coloca en un trampolín. El efecto es extremo alrededor de objetos muy masivos, como agujeros negros y galaxias enteras. Pero incluso las estrellas y los planetas causan un grado detectable de deformación, llamado microlente. Así es como funciona. La luz viaja en línea recta, pero si el espacio-tiempo se dobla, lo que sucede cerca de algo masivo, como una estrella, la luz sigue la curva. Cada vez que dos estrellas se alinean estrechamente desde nuestro punto de vista, la luz de la estrella más distante se curva a medida que viaja a través del espacio-tiempo deformado alrededor de la estrella más cercana. Si la alineación es especialmente cercana, la estrella más cercana actúa como una lente cósmica natural, magnificando la luz de la estrella de fondo. Los planetas que orbitan alrededor de la estrella de la lente pueden producir un efecto similar en una escala más pequeña.


Vídeo 2. Animaciones de microlente del telescopio espacial romano Crédito: Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA.

Mundos familiares y exóticos

Las técnicas comúnmente utilizadas para encontrar otros mundos están sesgadas hacia planetas que tienden a ser muy diferentes a los de nuestro sistema solar. El método de tránsito, por ejemplo, es mejor para encontrar planetas similares a Neptuno que tienen órbitas mucho más pequeñas que las de Mercurio. Para un sistema solar como el nuestro, los estudios de tránsito podrían pasar por alto todos los planetas. El estudio del dominio del tiempo del abultamiento galáctico de Roman nos ayudará a encontrar análogos a todos los planetas de nuestro sistema solar excepto a Mercurio, cuya pequeña órbita y baja masa se combinan para ponerlo fuera del alcance de la misión. Roman encontrará planetas que tienen la masa de la Tierra e incluso más pequeños, tal vez incluso lunas grandes, como Ganímedes, la luna de Júpiter. Roman también encontrará planetas en otras categorías poco estudiadas. La microlente es más adecuada para encontrar mundos desde la zona habitable de su estrella y más lejos. Esto incluye gigantes de hielo, como Urano y Neptuno en nuestro sistema solar. Si bien los gigantes de hielo son una minoría en nuestro sistema solar, un estudio de 2016 indicó que pueden ser el tipo de planeta más común en toda la galaxia. Roman pondrá a prueba esa teoría y nos ayudará a comprender mejor qué características planetarias prevalecen más.
 
 De enanas marrones a agujeros negros

Figura 1. Kepler y otros esfuerzos de búsqueda de exoplanetas han descubierto miles de planetas grandes con órbitas pequeñas, representados por los puntos rojos y negros en este gráfico. Kepler y otros esfuerzos de búsqueda de exoplanetas han descubierto miles de planetas grandes con órbitas pequeñas, representados por los puntos rojos y negros en este gráfico. Roman encontrará planetas con una gama mucho más amplia de masas que orbitan más lejos de su estrella anfitriona, como se muestra con los puntos azules. Crédito: Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA, adaptado de Penny et al. (2019).

Roman revelará más que solo exoplanetas: también identificará cientos de otros objetos cósmicos extraños e interesantes. Los científicos podrán estudiar cuerpos que flotan libremente con masas que van desde la de Marte hasta 100 veces la del Sol. El extremo inferior del rango de masas incluye planetas que fueron expulsados ​​de sus estrellas anfitrionas y ahora vagan por la galaxia solos como planetas rebeldes. Luego están las enanas marrones, que son demasiado masivas para ser caracterizadas como planetas, pero no lo suficientemente masivas como para impulsarse por fusión como lo hacen las estrellas. Las enanas marrones no brillan visiblemente como las estrellas, pero Roman podrá estudiarlas en luz infrarroja a través del calor que queda de su formación. Los objetos en el extremo superior incluyen cadáveres estelares (estrellas de neutrones y agujeros negros) que quedan atrás cuando las estrellas masivas agotan su combustible. Los astrónomos creen que debería haber alrededor de 100 millones de agujeros negros de masa estelar en nuestra galaxia, pero nunca hemos encontrado sin ambigüedades uno solo, ya que son invisibles. Dado que el estudio de Roman se basa en la masa de un objeto para la detección, la misión nos ayudará a encontrarlos incluso cuando no haya nada cerca que nos indique su presencia.

El Roman’s Galactic Bulge Time Domain Survey no solo mejorará nuestra comprensión de los sistemas planetarios, sino que también permitirá una gran cantidad de otros estudios que son difíciles o imposibles de estudiar de otra manera.

MÉTODO 2. Imagen directa (direct imaging).


Roman demostrará la tecnología de imágenes directas que nunca antes se había volado a bordo de un observatorio espacial. Usando esta tecnología, Roman ayudará a allanar el camino para futuras misiones para obtener imágenes de planetas similares a la Tierra alrededor de estrellas cercanas y medir sus espectros para buscar signos de vida.

Un hogar lejos de casa

Los exoplanetas son tan tenues y distantes que son prácticamente invisibles, incluso para telescopios potentes. Es por eso que casi todos los mundos que hemos descubierto alrededor de otras estrellas hasta ahora se han encontrado indirectamente, gracias al efecto que tienen sobre su estrella anfitriona. Sin embargo, los avances tecnológicos relativamente recientes permiten a los astrónomos tomar imágenes y espectros reales de exoplanetas. Los planetas pueden ser miles de millones de veces más tenues que sus estrellas anfitrionas, por lo que generalmente se pierden en el resplandor. Pero al bloquear la luz de la estrella con un coronógrafo o una pantalla estelar, los astrónomos pueden obtener imágenes de planetas más débiles en órbita. Esta técnica funciona mejor para sistemas planetarios jóvenes y cercanos, cuyos planetas son especialmente brillantes. Al estudiar imágenes reales y espectros de exoplanetas, los astrónomos pueden descubrir de qué están hechas las atmósferas de los planetas. Esto, a su vez, puede ofrecer pistas sobre los procesos que ocurren en los mundos representados, que pueden afectar su habitabilidad. El estudio de las atmósferas de los exoplanetas podría incluso revelar signos de vida, ya que los seres vivos modifican su entorno de formas que podríamos detectar, como la producción de oxígeno o metano. La imagen directa de planetas como la Tierra alrededor de estrellas como nuestro Sol podría ofrecer la mejor manera de comprender cómo se formó y evolucionó nuestro propio sistema solar. Más emocionante aún, podría abrirnos los ojos a un número incalculable de otros mundos potencialmente habitables.
 
Roman cerrará la brecha

Roman tiene como objetivo demostrar que las tecnologías de imágenes directas que han funcionado bien en los telescopios terrestres pueden funcionar aún mejor en el espacio. La misión también ampliará las observaciones actuales, que se limitan principalmente a la luz infrarroja, al ver la luz visible. Esto ayudará a los astrónomos a ver planetas más fríos por primera vez a través de la luz visible que reflejan de sus estrellas anfitrionas, e incluso a detectar nubes. El instrumento Coronagraph de Roman ofrecerá un escalón crucial en el viaje para encontrar vida en otros mundos. Los esfuerzos actuales de obtención de imágenes directas se limitan a planetas enormes y brillantes. Estos mundos son típicamente super-Júpiter que tienen menos de cien millones de años, tan jóvenes que todavía brillan por el calor que les quedó de su formación, lo que los hace detectables en luz infrarroja. También tienden a estar muy lejos de su estrella anfitriona porque es más fácil bloquear la luz de la estrella y ver planetas en órbitas más distantes. Pero a los científicos les gustaría obtener imágenes directas de planetas similares al nuestro: planetas rocosos del tamaño de la Tierra en la zona habitable de estrellas similares al Sol, el rango de distancias orbitales donde podría existir agua líquida en la superficie de un planeta. Para hacerlo, debemos poder ver planetas más pequeños, más fríos y más tenues que orbitan mucho más cerca de sus estrellas anfitrionas de lo que los telescopios actuales son capaces de detectar. Roman nos acercará un paso más al observar planetas del tamaño de Júpiter que giran alrededor de estrellas similares al Sol, orbitando tan lejos como Júpiter está del Sol. La misión podrá tomar imágenes de planetas que abarcan edades de hasta varios miles de millones de años, algo que nunca antes se había hecho, demostrando tecnología que podría ser utilizada por futuras misiones para estudiar mundos que son aún más parecidos a la Tierra. También ofrecerá una forma complementaria de sondear los sistemas planetarios al tomar imágenes de débiles discos de gas y polvo que rodean a las estrellas similares al Sol cercanas. Roman puede incluso ser capaz de revelar estructuras en los discos, como espacios creados por planetas invisibles.
 

El instrumento Coronagraph/Coronógrafo de Roman incluirá un modo de polarimetría que puede generar imágenes de los discos alrededor de las estrellas en luz polarizada, familiar para la mayoría de nosotros como el resplandor reflejado bloqueado por gafas de sol polarizadas. Los astrónomos utilizarán imágenes polarizadas para estudiar los granos de polvo que forman los discos alrededor de las estrellas, incluido su tamaño de grano, forma y posiblemente incluso propiedades minerales. La combinación de observaciones en luz regular y polarizada proporcionará aún más información sobre los discos alrededor de las estrellas. El instrumento Coronagraph también tendrá un modo de espectroscopia, que permitirá a los astrónomos observar la intensidad de la luz que se emite en un rango de energías. Los astrónomos podrán ver no solo si un planeta tiene una atmósfera, sino también determinar si su atmósfera contiene metano o si tiene nubes. Abriendo una nueva frontera El Instrumento Coronógrafo de la misión contendrá varios componentes de última generación que nunca antes habían volado a bordo de un observatorio espacial. Por ejemplo, utilizará máscaras especialmente diseñadas para bloquear el resplandor de las estrellas anfitrionas, pero permitirá que se filtre la luz de los planetas en órbita más tenues. Estas máscaras tienen formas innovadoras y complejas que bloquean la luz de las estrellas con mayor eficacia que las máscaras tradicionales. El Instrumento Coronógrafo también estará equipado con espejos deformables, que ayudan a contrarrestar las pequeñas imperfecciones que reducen la calidad de la imagen. Usando estos espejos especiales, las imágenes de Roman revelarán mundos mucho más oscuros más cerca de su estrella anfitriona de lo que podríamos ver de otra manera. Los planetas que Roman observará son tan débiles que el Instrumento Coronógrafo incluirá detectores especiales para contar los fotones individuales de luz a medida que llegan, con segundos o incluso minutos de diferencia. Ningún otro observatorio ha hecho antes este tipo de imágenes en luz visible. Las misiones futuras pueden aprovechar las lecciones que Roman aprende en el transcurso de su misión para ayudarlos a desempeñarse aún mejor. La información que proporcione Roman ayudará a estas misiones a buscar vida en planetas similares a la Tierra, proporcionando un paso vital para descubrir planetas habitables y posiblemente saber si estamos solos en el universo.

MÉTODO 3. Método de tránsito (Transit method).

Dado que la encuesta de microlente de Roman monitoreará la luz de cientos de millones de estrellas, la misión también revelará más de 100,000 exoplanetas en tránsito. Los astrónomos encuentran estos mundos cuando un planeta cruza la cara de su estrella anfitriona mientras completa una órbita, lo que bloquea parte de la luz de la estrella.


Vídeo 3. Explicación del métoco de tránsito. Esencialmente, consiste en monitorear el brillo de una estrella en función del tiempo. Una bajada de su brillo, de forma periódica, es indicio de la presencia de un exoplaneta que "eclipsa" la estrella parcialmente. This animation shows a planet crossing in front of, or transiting, its host star and the corresponding light curve astronomers would see. Using this technique, scientists anticipate Roman could find 100,000 new worlds. Credits: NASA’s Goddard Space Flight Center/Chris Smith (USRA/GESTAR).

El método de tránsito para encontrar exoplanetas ha tenido un gran éxito para las misiones Kepler y K2 de la NASA, que han descubierto más de 3000 planetas confirmados hasta la fecha, y actualmente lo utiliza el Satélite de sondeo de exoplanetas en tránsito (TESS) de la NASA. Los métodos de detección gemelos de microlente y tránsitos se complementan entre sí, lo que permite a Roman encontrar una gran variedad de planetas. El método de tránsito funciona mejor para los planetas que orbitan muy cerca de su estrella anfitriona. La microlente, por otro lado, puede detectar planetas que orbitan lejos de sus estrellas anfitrionas. Esta técnica también puede encontrar los llamados planetas rebeldes, que no están ligados gravitacionalmente a una estrella en absoluto. Estos mundos pueden variar desde planetas rocosos más pequeños que Marte hasta gigantes gaseosos. Se espera que aproximadamente las tres cuartas partes de los planetas en tránsito que encontrará Roman sean gigantes gaseosos como Júpiter y Saturno, o gigantes de hielo como Urano y Neptuno. La mayoría del resto probablemente serán planetas que tienen entre cuatro y ocho veces la masa de la Tierra, conocidos como mini-Neptunos. Estos mundos son particularmente interesantes ya que no hay planetas como ellos en nuestro sistema solar. Se espera que algunos de los mundos en tránsito que capturan los romanos se encuentren dentro de la zona habitable de su estrella, o el rango de distancias orbitales donde un planeta puede albergar agua líquida en su superficie. La ubicación de esta región varía según el tamaño y la temperatura de la estrella anfitriona: cuanto más pequeña y fría sea la estrella, más cerca estará de su zona habitable. La sensibilidad de Roman a la luz infrarroja la convierte en una poderosa herramienta para encontrar planetas alrededor de estas estrellas naranjas más tenues. La combinación de los resultados de las búsquedas de planetas en tránsito y microlente de Roman ayudará a proporcionar un censo de planetas más completo al revelar mundos con una amplia gama de tamaños y órbitas. La misión ofrecerá la primera oportunidad de encontrar una gran cantidad de planetas en tránsito ubicados a miles de años luz de distancia, lo que ayudará a los astrónomos a aprender más sobre la demografía de los planetas en diferentes regiones de la galaxia.
 
 
 
 
 

Referencias

[1] El método de la microlente gravitacional, NGR space telescope site, URL: https://roman.gsfc.nasa.gov/exoplanets_microlensing.html

[2] El método de la imagen directa, NGR space telescope site, URL: https://roman.gsfc.nasa.gov/exoplanets_direct_imaging.html

[3] El método de tránsito, NGR space telescope site, URL: https://roman.gsfc.nasa.gov/exoplanets_transit_method.html

[4] La misión ROMAN de la NASA espera encontrar miles de planetas por método de tránsito, nasa.gov news, URL: https://www.nasa.gov/feature/goddard/2021/nasa-s-roman-mission-predicted-to-find-thousands-of-transiting-planets

[5] Coronagraph Instrument

[6] Exoplanet Coronagraphy observing program

[7] Roman Coronagraph Instrument Parameters (IPAC)

[8] Roman Coronagraph Simulations (IPAC)

[9] JPL Roman mission homepage

[10] Galactic Bulge Time Domain Survey

[11] "Stars by the Billions" (STScI Roman fact sheet)

Artículo editado y traducido por Juan F. González.

Hemos hallado una nueva...¿"galaxia más lejana"?

Figura 1. HD1: una candidata a "galaxia más lejana" en 2022. HD1, object in red, appears at the center of a zoom-in image. Credits. Harikane et al./HD1, objeto en rojo, aparece en el centro del zoom de la imagen. Fuente: https://pweb.cfa.harvard.edu/news/9690/imagelist

Figura 2. Origen de las galaxias tempranas, Harikane et al. Fuente: https://pweb.cfa.harvard.edu/news/9690/imagelist

Un equipo internacional de astrónomos, incluidos investigadores del Centro de Astrofísica | Harvard & Smithsonian, ha descubierto el objeto astronómico más distante jamás visto: una galaxia.

Nombrada HD1, la candidata a galaxia está a unos 13500 millones de años luz de distancia y se describe el jueves en el Astrophysical Journal. En un artículo adjunto publicado en Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Letters, los científicos han comenzado a especular qué es exactamente la galaxia. El equipo propone dos ideas: HD1 puede estar formando estrellas a un ritmo asombroso y posiblemente incluso alberga estrellas de la Población III, las primeras estrellas del universo, que, hasta ahora, nunca se habían observado. Alternativamente, HD1 puede contener un agujero negro supermasivo de unas 100 millones de veces la masa de nuestro Sol. "Responder preguntas sobre la naturaleza de una fuente tan lejana puede ser un desafío", dice Fabio Pacucci, autor principal del estudio MNRAS, coautor del artículo de descubrimiento sobre ApJ y astrónomo del Centro de Astrofísica. "Es como adivinar la nacionalidad de un barco por la bandera que ondea, estando lejos en tierra, con el barco en medio de un vendaval y una densa niebla. Uno puede ver algunos colores y formas de la bandera, pero no en su totalidad. En última instancia, es un largo juego de análisis y exclusión de escenarios inverosímiles". HD1 es extremadamente brillante en luz ultravioleta. Para explicar esto, "algunos procesos energéticos están ocurriendo allí o, mejor aún, ocurrieron hace miles de millones de años", dice Pacucci.

Al principio, los investigadores asumieron que HD1 era una galaxia con brote estelar estándar, una galaxia que está creando estrellas a un ritmo elevado. Pero después de calcular cuántas estrellas estaba produciendo HD1, obtuvieron "una tasa increíble: HD1 estaría formando más de 100 estrellas cada año. Esto es al menos 10 veces más alto de lo que esperamos para estas galaxias". Fue entonces cuando el equipo comenzó a sospechar que HD1 podría no estar formando estrellas normales y cotidianas. "La primera población de estrellas que se formó en el universo era más masiva, más luminosa y más caliente que las estrellas modernas", dice Pacucci. "Si asumimos que las estrellas producidas en HD1 son estas primeras, o estrellas de Población III, entonces sus propiedades podrían explicarse más fácilmente. De hecho, las estrellas de Población III son capaces de producir más luz ultravioleta que las estrellas normales, lo que podría aclarar el extremo luminosidad ultravioleta de HD1". Sin embargo, un agujero negro supermasivo también podría explicar la extrema luminosidad de HD1. A medida que engulle enormes cantidades de gas, la región alrededor del agujero negro puede emitir fotones de alta energía. Si ese es el caso, sería, con mucho, el agujero negro supermasivo más antiguo conocido por la humanidad, observado mucho más cerca del Big Bang en comparación con el actual poseedor del récord. "HD1 representaría un bebé gigante en la sala de partos del universo primitivo", dice Avi Loeb, astrónomo del Centro de Astrofísica y coautor del estudio MNRAS. "Rompe el corrimiento al rojo más alto del cuásar registrado en casi un factor de dos, una hazaña notable". HD1 fue descubierto después de más de 1200 horas de tiempo de observación con el telescopio Subaru, el telescopio VISTA, el telescopio infrarrojo del Reino Unido y el telescopio espacial Spitzer. "Fue un trabajo muy duro encontrar HD1 entre más de 700.000 objetos", dice Yuichi Harikane, astrónomo de la Universidad de Tokio que descubrió la galaxia. "El color rojo de HD1 coincidió con las características esperadas de una galaxia a 13.500 millones de años luz de distancia sorprendentemente bien, lo que me puso un poco de piel de gallina cuando lo encontré". Luego, el equipo realizó observaciones de seguimiento utilizando el Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) para confirmar la distancia, que es 100 millones de años luz más que GN-z11, el actual poseedor del récord de la galaxia más lejana. Usando el Telescopio Espacial James Webb, el equipo de investigación pronto volverá a observar HD1 para verificar su distancia de la Tierra. Si los cálculos actuales resultan correctos, HD1 será la galaxia más distante y más antigua jamás registrada. Las mismas observaciones permitirán al equipo profundizar en la identidad de HD1 y confirmar si una de sus teorías es correcta. "Formado unos cientos de millones de años después del Big Bang, un agujero negro en HD1 debe haber crecido a partir de una semilla masiva a un ritmo sin precedentes", dice Loeb. "Una vez más, la naturaleza parece ser más imaginativa que nosotros".

Referencias

[1] Yuichi Harikane, Akio K. Inoue, Ken Mawatari, Takuya Hashimoto, Satoshi Yamanaka, Yoshinobu Fudamoto, Hiroshi Matsuo, Yoichi Tamura, Pratika Dayal, L. Y. Aaron Yung, Anne Hutter, Fabio Pacucci, Yuma Sugahara, Anton M. Koekemoer. . The Astrophysical Journal (in press), 2022 [abstract]
A Search for H-Dropout Lyman Break Galaxies at z~12-16

[2] Fabio Pacucci, Pratika Dayal, Yuichi Harikane, Akio K. Inoue, Abraham Loeb. Are the Newly-Discovered z∼13 Drop-out Sources Starburst Galaxies or Quasars? Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Letters, 2022 [abstract]

[3] Astronomers have spotted the farthest galaxy ever, Date: April 7, 2022. Source: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. URL: https://www.sciencedaily.com/releases/2022/04/220407101043.htm

[4] News Release 7-Apr-2022, Scientists have spotted the farthest galaxy ever. Peer-Reviewed PublicationHarvard-Smithsonian Center for Astrophysics. URL: https://www.eurekalert.org/news-releases/948716

[5] Descubren la galaxia más lejana detectada hasta la fecha. Hipertextual.com, URL: https://hipertextual.com/2022/04/galaxia-mas-lejana-3

Artículo editado y traducido por Juan F. González

Megamáser extragaláctico

Figura 1. Impresión artística de un megamáser detectado por radiotelescopios. Crédito: IDIA/LADUMA utilizando datos de NASA/StSci/SKAO/MolView. 

El telescopio MeerKAT en Sudáfrica ha observado un potente láser de ondas de radio, llamado "megamaser". El hallazgo récord es el megamaser más distante de su tipo jamás detectado, a unos cinco mil millones de años luz de la Tierra. La luz del megamaser ha viajado 58 mil billones de billones (58 seguidos de 21 ceros) de kilómetros hasta la Tierra. El descubrimiento fue realizado por un equipo internacional de astrónomos dirigido por el Dr. Marcin Glowacki, quien anteriormente trabajó en el Instituto Interuniversitario de Astronomía Intensiva de Datos y la Universidad de Western Cape en Sudáfrica.

El Dr. Glowacki, que ahora trabaja en el nodo de la Universidad Curtin del Centro Internacional para la Investigación de Radioastronomía (ICRAR) en Australia Occidental, dijo que los megamasers generalmente se crean cuando dos galaxias chocan violentamente en el Universo. "Cuando las galaxias chocan, el gas que contienen se vuelve extremadamente denso y puede desencadenar haces de luz concentrados", dijo. "Este es el primer megamaser de hidroxilo observado por MeerKAT y el más distante visto por cualquier telescopio hasta la fecha. Es impresionante que, con solo una noche de observaciones, ya hayamos encontrado un megamaser récord. Muestra cómo bueno el telescopio es." El objeto que batió récords se llamó "Nkalakatha" [pronunciado ng-kuh-la-kuh-tah], una palabra isiZulu que significa "gran jefe".

El Dr. Glowacki dijo que el megamaser se detectó la primera noche de un estudio que involucró más de 3000 horas de observaciones realizadas por el telescopio MeerKAT. El equipo está utilizando MeerKAT para observar regiones estrechas del cielo extremadamente profundas y medirá el hidrógeno atómico en galaxias desde el pasado lejano hasta ahora. La combinación del estudio de los máseres de hidroxilo y el hidrógeno ayudará a los astrónomos a comprender mejor cómo ha evolucionado el Universo a lo largo del tiempo. "Tenemos observaciones de seguimiento del megamaser planificadas y esperamos hacer muchos más descubrimientos", dijo el Dr. Glowacki. MeerKAT es un instrumento precursor de Square Kilometer Array(SKA), una iniciativa global para construir los radiotelescopios más grandes del mundo en Australia Occidental y Sudáfrica.

Referencias

[1] Astronomers detect galactic space laser, by Curtin University. 7 de Abril de 2022, en Phys.org news, URL: https://phys.org/news/2022-04-astronomers-galactic-space-laser.html

[2] Megamaser “Nkalakatha” discovered by astronomers using MeerKAT.
Thursday, 7 April 2022
URL: https://www.sarao.ac.za/media-releases/megamaser-nkalakatha-discovered-by-astronomers-using-meerkat/

[3] Marcin Glowacki et al, LADUMA: Discovery of a luminous OH megamaser at z>0.5. arXiv:2204.02523v1 [astro-ph.GA], doi.org/10.48550/arXiv.2204.02523

[4] Astronomers detect 'galactic space laser'. Science Daily, 7 de Abril de 2022. URL: https://www.sciencedaily.com/releases/2022/04/220407101031.htm

Notas a los editores: Los resultados científicos de este estudio están publicados en: LADUMA: Descubrimiento de un megamaser OH luminoso a z > 0,5 Marcin Glowacki, Jordan D. Collier, Amir Kazemi-Moridani, Bradley Frank, Hayley Roberts, Jeremy Darling, Hans-Rainer Klöckner, Nathan Adams, Andrew J. Baker, Matthew Bershady, Tariq Blecher, Sarah-Louise Blyth, Rebecca Bowler, Barbara Catinella, Laurent Chemin, Steven M. Crawford, Catherine Cress, Romeel Davé, Roger Deane, Erwin de Blok, Jacinta Delhaize, Kenneth Duncan, Ed Elson, Sean February, Eric Gawiser, Peter Hatfield, Julia Healy, Patricia Henning, Kelley M. Hess, Ian Heywood, Benne W. Holwerda, Munira Hoosain, John P. Hughes, Zackary L. Hutchens, Matt Jarvis, Sheila Kannappan, Neal Katz, Dušan Kereš, Marie Korsaga, Renée C. Kraan-Korteweg, Philip Lah, Michelle Lochner, Natasha Maddox, Sphesihle Makhathini, Gerhardt R. Meurer, Martin Meyer, Danail Obreschkow, Se-Heon Oh, Tom Oosterloo, Joshua Oppor, Hengxing Pan, D.J. Pisano, Nandrianina Randriamiarinarivo, Swara Ravindranath, Anja C. Schröder, Rosalind Skelton, Oleg Smirnov, Mathew Smith, Rachel S. Somerville, Raghunathan Srianand, Lister Staveley-Smith, Masayuki Tanaka, Mattia Vaccari, Wim van Driel, Marc Verheijen, Fabian Walter , John F. Wu y Martin A. Zwaan aceptados para su publicación en Astrophysical Journal Letters LADUMA LADUMA significa Mirando el Universo Distante con la Matriz MeerKAT.

La prospección LADUMA es uno de los grandes proyectos de prospección de MeerKAT. LADUMA tiene como objetivo estudiar la evolución de las galaxias detectando el gas de hidrógeno neutro en galaxias distantes, remontándose a los últimos 9 mil millones de años de tiempo cósmico. http://www.laduma.uct.ac.za

Instituto Interuniversitario de Astronomía Intensiva de Datos. El Instituto Interuniversitario de Astronomía Intensiva de Datos es una asociación de tres universidades sudafricanas, las Universidades de Ciudad del Cabo, del Cabo Occidental y de Pretoria, así como el Observatorio de Radioastronomía de Sudáfrica. El objetivo general de IDIA es construir dentro de la comunidad de investigación universitaria sudafricana la capacidad y la experiencia en investigación intensiva de datos para permitir el liderazgo global en grandes proyectos de estudio MeerKAT y grandes proyectos en otros telescopios pioneros SKA. https://www.idia.ac.za

Suricata: El radiotelescopio sudafricano MeerKAT, situado a 90 km de la pequeña ciudad de Carnarvon en el norte del Cabo, es un precursor del telescopio Square Kilometre Array (SKA) y se integrará en el componente de frecuencia media de la Fase 1 de SKA. El telescopio MeerKAT está una matriz de 64 receptores interconectados (un receptor es la estructura completa de la antena, con el principal).

Artículo editado y traducido por Juan F. González

Generador multifotónico en un chip

Generador multifotónico en un chip

April 8, 2022• Physics 15, 52. Un dispositivo para producir hasta seis fotones a la vez podría abrir nuevas puertas a tecnologías cuánticas.

Figura 1. G. C. Ménard/Univ. de París-Saclay Tomando a la ligera los pares de Cooper. En el circuito utilizado para hacer multipletes de fotones, un voltaje (batería) permite que los pares de electrones superconductores de Cooper (S) pasen a través de un espacio aislante en una unión Josephson (verde) y entren en un circuito LC resonante hecho de un par de placas de capacitor y una bobina inductora. El número de fotones de microondas emitidos por el circuito depende de la energía impartida al par de Cooper por el voltaje aplicado.

Producir fotones entrelazados, cuyas propiedades son interdependientes, es clave para varias tecnologías de comunicación cuántica. La mayoría de las técnicas para generar estos fotones los hacen exclusivamente en pares, y aquellas que pueden producir más de dos fotones son difíciles de implementar. Pero los investigadores ahora han creado un dispositivo del tamaño de un chip que puede generar grupos de hasta seis fotones de microondas a la vez [1]. El dispositivo puede ser útil para tecnologías cuánticas como la comunicación cuántica extremadamente segura. Los pares de fotones entrelazados a menudo se forman en un proceso conocido como conversión descendente paramétrica, que utiliza un medio óptico no lineal para dividir un solo fotón en dos fotones de menor energía. Pero dividir la energía de una sola partícula cuántica o una transición cuántica entre más de dos fotones de salida (hacer un "multiplete" de fotones) no es fácil. Se han utilizado circuitos superconductores para hacer tales multipletes, pero esos dispositivos eran complicados y requerían mucho hardware y procesos de varios pasos [2, 3]. Gerbold Ménard de la Universidad de Paris-Saclay, Joachim Ankerhold de la Universidad de Ulm en Alemania y sus colegas han ideado una forma mucho más sencilla de hacerlo. Utilizan un circuito superconductor porque les permite controlar con precisión la energía de los portadores de carga, que son pares de electrones llamados pares de Cooper. Estos pares se excitan a un nivel de energía específico y luego, cuando cada par se desintegra a su estado fundamental, el circuito emite una cantidad predecible de fotones. El circuito consta de un dispositivo llamado unión Josephson acoplado a un resonador de bobina de inductancia (LC) estándar, en el que la corriente oscila automáticamente a una frecuencia particular.

Figura 2. GC Ménard et al., [1] Enrollado y listo. Este circuito superconductor, hecho de niobio sobre un sustrato de cuarzo, puede emitir haces de hasta seis fotones de microondas. El recuadro muestra un primer plano de la unión de Josephson utilizada para inyectar portadores de carga con una energía específica en el resonador.

Una unión de Josephson consta de dos materiales superconductores separados por una losa delgada de material aislante. Si se aplica un voltaje a través de la unión de Josephson, un par de Cooper puede hacer un túnel de forma mecánica cuántica a través del espacio aislante, adquiriendo una cantidad de energía determinada por el voltaje aplicado. Luego, el par puede arrojar su energía al circuito resonador, que irradia la energía como una antena en forma de fotones. “El resonador desempeña el papel de descarga de energía para los pares de Cooper”, dice Ménard. El equipo ha demostrado previamente la emisión de fotones de un circuito de este tipo, pero solo en forma de pares de fotones [4]. “Al aumentar el acoplamiento efectivo entre la transferencia del par de Cooper y el resonador, nuevos procesos se vuelven posibles e incluso dominantes”, dice Ménard. En su último circuito fuertemente acoplado, un solo par de Cooper excitado por su transferencia a través de la unión puede decaer y hacer que el resonador libere varios fotones a la vez. El circuito está grabado a partir de una película de niobio superconductora de 150 nanómetros de espesor depositada sobre cuarzo y mide solo 500 micrómetros de punta a punta; el componente más destacado es el cable en espiral de la bobina de inductancia. Las mediciones del equipo muestran que el dispositivo a escala de chip puede emitir hasta seis fotones de microondas de un solo par Cooper. Los investigadores aún no han probado si los fotones están entrelazados, pero Ménard dice que la teoría predice que sí lo están. El equipo también espera un entrelazamiento basado en indicaciones de sus observaciones previas de emisión de dos fotones [4].

Si se demuestra que los fotones están entrelazados, los multipletes podrían ser útiles en una variedad de aplicaciones. En la criptografía cuántica, por ejemplo, los datos cifrados en fotones entrelazados y enviados a través de una red de fibra óptica estándar no se pueden leer en tránsito sin que el remitente y el receptor detecten dicha manipulación. Con multipletes entrelazados, eventualmente podría ser posible enviar datos de forma segura y simultánea a varios usuarios. O tal vez se podrían distribuir grupos de fotones entrelazados entre los circuitos separados de una computadora cuántica modular para mantenerlos entrelazados entre sí. La creación del equipo de un estado con hasta seis fotones es "un logro importante en su trabajo", dice el físico cuántico Jukka Pekola de la Universidad Aalto en Finlandia. “Uno lo obtiene [gratis] simplemente ajustando un voltaje de CC”, mientras que los experimentos anteriores requerían operaciones que involucraban un bit cuántico. Christopher Wilson, especialista en computación cuántica de la Universidad de Waterloo en Canadá, coincide en que la simplicidad es la clave. “Básicamente están haciendo esto solo desde un pequeño dispositivo en el chip”, dice. Simplemente aplique el voltaje al dispositivo, "y comenzará a escupir multipletes de fotones".

–Philip Ball es un escritor científico independiente en Londres. Su último libro es The Modern Myths (University of Chicago Press, 2021).
 
 

Referencias

[1] G. C. Ménard et al., “Emission of photon multiplets by a dc-biased superconducting circuit,” Physical Review X 12, 021006 (2022).

[2] M. Hofheinz et al., “Synthesizing arbitrary quantum states in a superconducting resonator,” Nature 459 (2009).

[3] S. Krastanov et al., “Universal control of an oscillator with dispersive coupling to a qubit,” Phys. Rev. A 92, 040303(R) (2015).

[4] A. Peugeot et al., “Generating Two Continuous Entangled Microwave Beams Using a dc-Biased Josephson Junction,” Phys. Rev. X 11, 031008 (2021).

[5] Multiphoton Generator on a Chip. April 8, 2022.  Physics 15, 52. URL: https://physics.aps.org/articles/v15/52

Artículo editado y traducido por Juan F. González.

Nuevas detecciones de LIGO O3

Figura 1. Crédito: PixBay CC0. 

En los últimos siete años, los científicos de la Colaboración LIGO-Virgo (LVC) han detectado 90 señales de ondas gravitacionales. Las ondas gravitacionales son perturbaciones en el tejido del espacio-tiempo que corren hacia el exterior a partir de eventos cataclísmicos como la fusión de agujeros negros binarios (BBH). En las observaciones de la primera mitad de la ejecución experimental más reciente, que continuó durante seis meses en 2019, la colaboración informó señales de 44 eventos BBH. Pero los valores atípicos se escondían en los datos. Ampliando la búsqueda, un grupo internacional de astrofísicos volvió a examinar los datos y encontró 10 fusiones de agujeros negros adicionales, todas fuera del umbral de detección del análisis original de LVC.

Las nuevas fusiones apuntan a escenarios astrofísicos exóticos que, por ahora, solo son posibles de estudiar utilizando la astronomía de ondas gravitacionales. "Con las ondas gravitacionales, ahora estamos comenzando a observar la gran variedad de agujeros negros que se han fusionado en los últimos miles de millones de años", dice el físico Seth Olsen, Ph.D. candidato de la Universidad de Princeton que dirigió el nuevo análisis. Cada observación contribuye a nuestra comprensión de cómo se forman y evolucionan los agujeros negros, dice, y la clave para reconocerlos es encontrar formas eficientes de separar las señales del ruido. Olsen describirá cómo su grupo encontró las fusiones el 11 de abril durante una sesión en la Reunión de abril de 2022 de APS. También responderá preguntas de los medios durante una conferencia de prensa en línea el 10 de abril a las 10 a.m. EDT. En particular, las observaciones incluyeron fenómenos de agujeros negros de alta y baja masa, llenando los vacíos previstos en el espectro de masas de los agujeros negros donde se han detectado pocas fuentes. La mayoría de los modelos de física nuclear sugieren que las estrellas no pueden colapsar en agujeros negros con masas entre 50 y 150 veces la masa del sol. "Cuando encontramos un agujero negro en este rango de masas, nos dice que hay más en la historia de cómo se formó el sistema", dice Olsen, "ya que existe una buena probabilidad de que un agujero negro con brecha de masa superior sea el producto de un agujero negro anterior". fusión." Los modelos de física nuclear también sugieren que las estrellas con menos del doble de la masa del sol se convierten en estrellas de neutrones en lugar de agujeros negros, pero casi todos los agujeros negros observados tienen más de cinco veces la masa del sol. Las observaciones de fusiones de baja masa pueden ayudar a cerrar la brecha entre las estrellas de neutrones y los agujeros negros más ligeros conocidos. Tanto para las brechas de masa superiores como para las inferiores, ya se había detectado una pequeña cantidad de agujeros negros, pero los nuevos hallazgos muestran que este tipo de sistemas son más comunes de lo que pensábamos, dice Olsen.
 
 Los nuevos hallazgos también incluyen un sistema que los científicos nunca antes habían visto: un agujero negro pesado que gira en una dirección y engulle a un agujero negro mucho más pequeño que lo había estado orbitando en la dirección opuesta. "El giro del agujero negro más pesado no está exactamente antialineado con la órbita", dice Olsen, "sino que está inclinado en algún lugar entre los lados y al revés, lo que nos dice que este sistema puede provenir de una subpoblación interesante de fusiones BBH donde los ángulos entre las órbitas de BBH y los giros del agujero negro son todos aleatorios". La identificación de eventos como fusiones de agujeros negros requiere una estrategia que pueda distinguir señales significativas del ruido de fondo en los datos de observación. No es diferente a las aplicaciones de teléfonos inteligentes que pueden analizar música, incluso si se reproduce en un lugar público ruidoso, e identificar la canción que se está reproduciendo. Así como una aplicación de este tipo compara la música con una base de datos de plantillas, o las señales de frecuencia de canciones conocidas, un programa para encontrar ondas gravitacionales compara los datos de observación con un catálogo de eventos conocidos, como fusiones de agujeros negros. Para encontrar los 10 eventos adicionales, Olsen y sus colaboradores analizaron los datos de LVC utilizando la "tubería IAS", un método desarrollado por primera vez en el Instituto de Estudios Avanzados y encabezado por el astrofísico de Princeton Matias Zaldarriaga. La canalización de IAS difiere en dos formas importantes de las canalizaciones utilizadas por LVC. Primero, incorpora análisis de datos avanzados y técnicas numéricas para mejorar el procesamiento de señales y la eficiencia computacional de las tuberías LVC. En segundo lugar, utiliza una metodología estadística que sacrifica cierta sensibilidad a las fuentes que es más probable que encuentren los enfoques LVC para ganar sensibilidad a las fuentes que es más probable que pasen por alto los enfoques LVC, como los agujeros negros que giran rápidamente.
 
 Anteriormente, Zaldarriaga y su equipo utilizaron la canalización de IAS para analizar datos de ejecuciones anteriores del LVC e identificaron de manera similar fusiones de agujeros negros que se pasaron por alto en el análisis de primera ejecución. No es computacionalmente factible simular todo el universo, dice Olsen, o incluso la asombrosamente amplia gama de formas en que se pueden formar los agujeros negros. Pero herramientas como el oleoducto IAS, dice, "pueden sentar las bases para modelos aún más precisos en el futuro".
 

Referencias

[1] Ten new gravitational waves found in LIGO-Virgo's O3a data, APS para phys.org, URL: https://phys.org/news/2022-04-ten-gravitational-ligo-virgo-o3a.html

Artículo editado y traducido por Juan F. González

Telescopios fluídicos

La NASA prueba nuevas formas y materiales fluidos para construir telescopios espaciales gigantes

Figura 1. Una ilustración que muestra la etapa final de un posible futuro telescopio gigante que se está creando en el espacio utilizando fluidos. Créditos: Estudio Ella Maru.

Cuando se trata de telescopios, más grande es mejor. Los telescopios más grandes recogen más luz y permiten a los astrónomos mirar más lejos en el espacio y ver objetos distantes con mayor detalle. ¿Qué pasaría si hubiera una manera de hacer un telescopio 10 veces, o incluso 100 veces, más grande que antes? Lo que comenzó como una pregunta teórica ahora es una serie de experimentos para ver si se pueden usar fluidos para crear lentes en microgravedad. El próximo experimento está almacenado en el Laboratorio Nacional de la Estación Espacial Internacional esperando la llegada de los astronautas Axiom-1 para probarlo, y es parte de la cartera de investigación del especialista de la misión Ax-1 Eytan Stibbe.

Comienza con fluidos

Todos los líquidos tienen una fuerza elástica que los mantiene unidos en su superficie. Esta fuerza se llama tensión superficial. Es lo que permite que algunos insectos se deslicen por el agua sin hundirse y da forma a las gotas de agua. En la Tierra, cuando las gotas de agua son lo suficientemente pequeñas (2 mm o menos), la tensión superficial supera a la gravedad y permanecen perfectamente esféricas. Si una gota crece mucho más, se aplasta por su propio peso.

Figura 2. La astronauta de la NASA Karen Nyberg observa una burbuja de agua flotar libremente entre ella y la cámara. La astronauta de la NASA Karen Nyberg observa una burbuja de agua flotando libremente entre ella y la cámara, mostrando su imagen refractada en la gota. Créditos: NASA.

Pero en el espacio, las gotas de agua y otros líquidos (después de tambalearse) eventualmente asumen una forma esférica perfecta. Edward Balaban, investigador principal del Experimento del Telescopio Fluídico, o FLUTE, en el Centro de Investigación Ames de la NASA en Silicon Valley, California, se asoció con investigadores de Ames, el Centro de Vuelo Espacial Goddard de la agencia en Greenbelt, Maryland, y Technion - Instituto de Tecnología de Israel, para explorar si era posible fabricar lentes y espejos de alta precisión en el espacio utilizando líquidos. "Pensamos, ¿por qué no aprovechar la forma en que los líquidos se comportan naturalmente en microgravedad y aplicarla a la construcción de telescopios a gran escala o componentes ópticos fabricados en el espacio que pueden tener todo tipo de usos", dijo Balaban. "En microgravedad, los líquidos adquieren formas que son útiles para fabricar lentes y espejos, por lo que si los fabricamos en el espacio, podrían usarse para construir telescopios mucho más grandes de lo que se creía posible".


Pruebas en tierra: una gota en el cubo

Antes de llevar sus ideas a los cielos, el equipo quería probar sus ideas sobre el terreno. "Los líquidos son útiles no solo para crear las lentes en sí, sino también como un mecanismo para eliminar el efecto de la gravedad en un experimento en la Tierra", dijo Moran Bercovici, profesor asociado de Ingeniería Mecánica en Technion.

"Al inyectar un líquido que puede solidificarse en marcos circulares sumergidos en agua, pudimos crear lentes literalmente en un cubo de limpieza", dijo el Dr. Valeri Frumkin, quien desarrolló el método en el grupo de Bercovici. "Los polímeros, que también se usan en los salones de uñas para hacer uñas acrílicas o en adhesivos como superpegamento, son una elección natural para el material de las lentes. El truco es asegurarse de que el agua tenga exactamente la misma densidad que el polímero que estamos inyectando para que que las fuerzas de flotabilidad precisamente se oponen a las fuerzas gravitatorias para simular las condiciones de ingravidez". Las lentes resultantes tienen una calidad de superficie sobresaliente comparable o incluso mejor que la que se puede lograr con los mejores métodos de pulido, y su construcción tomó solo una pequeña fracción del tiempo. "Este método nos permite omitir por completo cualquier proceso mecánico, como esmerilado o pulido", dijo Bercovici. "La física natural de los fluidos simplemente hace todo el trabajo por nosotros".
 
 
 Siguiente: Pruebas en microgravedad

En diciembre de 2021, el equipo probó sus ideas en dos vuelos parabólicos ZeroG. Los vuelos brindaron 50 oportunidades para lograr períodos de microgravedad de 15 a 20 segundos, tiempo suficiente para que el equipo formara lentes líquidas y capturara datos para analizar si lograron sus objetivos. Los investigadores de FLUTE capturan datos mientras empujan aceite sintético en un marco circular (aproximadamente del tamaño de una moneda de un dólar), formando momentáneamente una lente líquida durante un período de microgravedad de 15 a 20 segundos en un vuelo parabólico ZeroG.

Figura 3. Los investigadores de FLUTE capturan datos mientras empujan aceite sintético en un marco circular (aproximadamente del tamaño de una moneda de un dólar), formando momentáneamente una lente líquida durante un período de microgravedad de 15 a 20 segundos en un vuelo parabólico ZeroG. Créditos: Technion - Instituto de Tecnología de Israel.

Durante el vuelo, los investigadores utilizaron bombas para empujar el aceite sintético en un marco circular (aproximadamente del tamaño de una moneda de un dólar), dejando que el líquido llenara el espacio y lograra momentáneamente la forma deseada. Los aceites son similares al aceite de automóvil, con diferentes niveles de viscosidad, o pegajosidad, para probar cuál funciona mejor.

"Efectivamente, en unos segundos pudimos crear una lente líquida independiente, hasta que el avión se elevó hacia arriba nuevamente y la gravedad entró en acción y los aceites se derramaron", dijo. Bercovici.

"Nuestro experimento en la estación espacial agregará un paso para curar los fluidos para que mantengan su forma". Usando un láser para tomar medidas ultrarrápidas y ultraexactas, pudieron ver el momento preciso en que el líquido tomó forma. Habiendo superado con éxito la primera ronda de vuelos parabólicos, el equipo espera ansiosamente su experimento a bordo del laboratorio en órbita. El miembro de la tripulación del Ax-1, Eytan Stibbe, realizará el experimento y el exastronauta de la NASA y comandante del Ax-1, Michael Lopez-Alegria, será su respaldo. El experimento se llevará a cabo completamente en microgravedad, nuevamente utilizando polímeros líquidos (como las lentes endurecidas fabricadas en el laboratorio de Technion) y utilizará luz ultravioleta o temperatura para endurecerlas en órbita. Luego, las lentes regresarán a la Tierra, donde los investigadores de Ames las estudiarán.

"Esperamos que este enfoque cree superficies lisas y con formas perfectas: las mejores superficies para convertirlas en espejos", dijo Vivek Dwivedi, científico de FLUTE en Goddard y experto en tecnología de deposición de capas atómicas que podría usarse para fabricar espejos de telescopio ultraprecisos en espacio.

"Si nuestro experimento de estación tiene éxito, será la primera vez que se fabrique un componente óptico en el espacio", dijo Balaban. "Se siente un poco como hacer historia". El experimento de la estación espacial es parte de la Misión Rakia, dirigida por la Fundación Ramon, y cuenta con el apoyo de la Agencia Espacial Israelí y el Ministerio de Innovación, Ciencia y Tecnología de Israel. La Dirección de Misiones de Tecnología Espacial de la NASA apoya a FLUTE a través del Fondo de Innovación del Centro y el Programa de Oportunidades de Vuelo. La prueba de FLUTE a bordo de la estación espacial está patrocinada por el Laboratorio Nacional de la Estación Espacial Internacional.
 



 Vídeo 1. El agua se comporta en el espacio...de forma diferente. Créditos: NASA/Water in space behaves…differently. Credits: NASA.
 
¿Será el futuro de la Astronomía en el espacio la construcción de telescopios/lentes fluídicas enormes? Nuestros descendientes lo verán (ojalá...)...

Referencias

[1] NASA Tries New Ways, Fluid Materials to Build Giant Space Telescopes. NASA news at NASA.gov. Last Updated: Apr 5, 2022. Editor: Rachel Hoover. URL: https://www.nasa.gov/feature/ames/nasa-tries-new-ways-fluid-materials-to-build-giant-space-telescopes

[2] Giant Space Telescopes Could Be Made Out of Liquid. 2022, April 8th, by Shawn Dicenza for Universe.com. URL: https://www.universetoday.com/155312/giant-space-telescopes-could-be-made-out-of-liquid/

[3] NASA Liquid Lens Space Telescope Could be 100 Times the Size of Webb, April 6th by Michael Zhang. URL: https://petapixel.com/2022/04/06/nasa-liquid-lens-space-telescope-could-be-100-times-the-size-of-webb/

Artículo editado y traducido por Juan F. González

Criovulcanismo plutoniano

Figura 1. Criovulcanismo en Plutón.

La superficie de Plutón fue formada por volcanes de hielo

A pesar de toda la diversidad geológica de la Tierra y su larga historia, el planeta nunca ha tenido volcanes de hielo. Pero Plutón tiene. Y ese criovulcanismo ha dado forma a algunas de las características de la superficie del planeta enano helado. Las estructuras resultantes son únicas en el Sistema Solar. Cuando la nave espacial New Horizons visitó Plutón en 2015, reveló más complejidad de lo que imaginaban los científicos planetarios. Las imágenes de las cámaras de la nave espacial mostraron una superficie geológicamente mucho más activa y compleja de lo que se pensaba. En 2016, un año después del sobrevuelo de Plutón por parte de la nave espacial, el científico del proyecto New Horizons, Hal Weaver, dijo: "Nos ha sorprendido la belleza y la complejidad de Plutón y sus lunas, y estamos entusiasmados con los descubrimientos que aún están por venir".

Figura 2. El hito más visible de Plutón es la característica en forma de corazón llamada "Tombaugh Regio" en honor al astrónomo Clyde Tombaugh, quien descubrió el planeta enano. La brillante extensión del lóbulo occidental del “corazón” de Plutón se llama Sputnik Planitia. El nuevo estudio se centra en el suroeste de Sputnik Planitia, que se muestra con el rectángulo amarillo. (Nota: imagen en color falso). Crédito: cortesía de NASA / JHUAPL / SwR.

Un nuevo artículo publicado en la revista Nature Communications presenta uno de estos descubrimientos, y Weaver es uno de los autores. El documento es “Large-scale cryovolcanic resurfacing on Pluto.”("Resurgimiento criovolcánico a gran escala en Plutón"). La autora principal es Kelsi Singer del Southwest Research Institute en Boulder, CO. Singer es científica planetaria y científica adjunta del proyecto en la misión New Horizons. “Este trabajo recién publicado es realmente un hito, que muestra una vez más cuánta personalidad geológica tiene Plutón para un planeta tan pequeño y cómo ha sido increíblemente activo durante largos períodos”, dijo el investigador principal de New Horizons, Alan Stern, del Southwest Research Institute. "Incluso años después del sobrevuelo, estos nuevos resultados de Singer y sus compañeros de trabajo muestran que hay mucho más que aprender sobre las maravillas de Plutón de lo que imaginamos antes de explorarlo de cerca". La misión New Horizons dejó atrás a Plutón hace años y fue al Cinturón de Kuiper para visitar 486958 Arrokoth (Ultima Thule) y otros Objetos del Cinturón de Kuiper. Pero los científicos todavía están trabajando en los más de seis gigabytes de datos proporcionados por los siete instrumentos científicos diferentes de la nave espacial durante su sobrevuelo. Incluso obtener los datos tomó mucho tiempo porque la gran distancia y otras limitaciones de la misión restringieron la transferencia de datos desde la nave espacial a 1 kbit/s por transmisor.
 
 Este nuevo estudio es el resultado de algunos de esos datos obtenidos con tanto esfuerzo y muestra que Plutón experimentó múltiples períodos de criovulcanismo que alteraron su superficie. Esa actividad dio forma a la superficie de una manera que no se ve en ningún otro lugar de nuestro Sistema Solar. Según un comunicado de prensa que anuncia los hallazgos, el material debajo de la superficie de Plutón creó "... una región de grandes cúpulas y elevaciones flanqueadas por colinas, montículos y depresiones". "Las estructuras particulares que estudiamos son exclusivas de Plutón, al menos hasta ahora", dijo el autor principal, Singer. "En lugar de la erosión u otros procesos geológicos, la actividad criovolcánica parece haber extruido grandes cantidades de material en el exterior de Plutón y resurgió una región entera del hemisferio que New Horizons vio de cerca". 


 
 Figura 3. La región estudiada se encuentra al suroeste del "corazón" de Plutón, Sputnik Planitia, y contiene múltiples cúpulas grandes y se eleva hasta 7 kilómetros de altura y de 30 a 100 kilómetros de ancho, con colinas, montículos y depresiones interconectadas que cubren los lados y las cimas de muchos de los estructuras más grandes. Crédito de la imagen: NASA/Laboratorio de Física Aplicada de la Universidad Johns Hopkins/Instituto de Investigación del Suroeste/Isaac Herrera/Kelsi Singer La región criovolcánica contiene múltiples cúpulas grandes, que van de 1 a 7 kilómetros (alrededor de media a 4 millas) de alto y de 30 a 100 o más kilómetros (alrededor de 18 a 60 millas) de ancho, que a veces se fusionan para formar estructuras más complejas. Las estructuras más altas son casi tan altas como el Mauna Loa de Hawái. Terreno montañoso que consta de colinas, montículos y depresiones irregulares interconectadas que cubren los lados y la parte superior de algunas de las estructuras más grandes. No hay cráteres de impacto en el área, evidencia de que la región es geológicamente joven.


 
 Figura 4. Esta imagen del estudio muestra algunas de las características con etiquetas. La línea roja punteada es el límite entre el terreno iluminado por el sol y el terreno iluminado por neblina. Crédito de la imagen: Singer et al. 2022.

La falta de cráteres de impacto en la región les dice a los científicos algo sobre la historia de Plutón. La juventud geológica de la región combinada con la gran masa de las características criovolcánicas sugiere que el interior de Plutón fue cálido en el pasado reciente. La convección interior permitió depositar en la superficie materiales ricos en hielo de agua. La superficie de Plutón es demasiado fría para que el hielo de agua fluya a través de ella. Las temperaturas superficiales típicas son de aproximadamente -240ºC a -215ºC (35–60 K; -400ºF a -350ºF). "A estas bajas temperaturas, el hielo de agua pura generalmente debería formar un lecho rocoso inmóvil...", dice el estudio. El amoníaco y las sales en la mezcla de hielo pueden retrasar la congelación, "... pero las temperaturas de la superficie de Plutón son tan frías y la presión atmosférica tan baja que la congelación de un fluido en la superficie aún ocurriría en escalas de tiempo geológicas relativamente cortas". 
 
 Debido a las propiedades anticongelantes del amoníaco, los investigadores creen que el criomaterial probablemente fluyó con la consistencia de la pasta de dientes. Se habría movido por la superficie como lo hacen los glaciares en la Tierra. O, una parte superior sólida congelada tapó el material que fluía, y el material debajo continuó fluyendo. Eventualmente, todo se congeló en las formas que vio New Horizons en 2015. 

Figura 5. Esta imagen es una imagen topográfica de la región en estudio. Piccard Mons y Wright Mons son visibles. Crédito de la imagen: Singer et al. 2022.

Según los investigadores, ningún otro proceso geológico que no sea el criovulcanismo puede explicar estas características. “Estas características geológicas no parecen estar formadas predominantemente por erosión ni parecen estar construidas principalmente de hielos volátiles”, escriben los autores en su estudio. "Proponemos que un gran volumen de material haya brotado de múltiples fuentes (y probablemente en más de un episodio a lo largo del tiempo) para formar las muchas cúpulas grandes y elevaciones que se encuentran en esta región". Algunos de los detalles aún son oscuros. Si el criovolcanismo formó estas características, debería haber alguna evidencia de la fuente. También debe haber alguna evidencia de flujo direccional. “La falta de indicaciones de las regiones de ventilación de la fuente o la direccionalidad del movimiento del material dificulta determinar positivamente el mecanismo de colocación del material en la superficie”, afirma el estudio.
 
 
 Figura 6. Esta imagen del estudio compara el Wright Mons de Plutón con volcanes terrestres y marcianos. Crédito de la imagen: Singer et al. 2022. Pero esto es Plutón, no la Tierra, y gran parte de nuestra comprensión inicial se deriva de lo que sucede en la Tierra. “Los escenarios descritos anteriormente ilustran cómo los modelos canónicos de emplazamiento (derivados principalmente de estudios terrestres) pueden no ser directamente aplicables a Plutón”, explican los autores. "Las características geológicas en la región de Wright Mons son morfológicamente diferentes a cualquier otra región de Plutón y también tienen muy pocas similitudes con la mayoría de los terrenos en otros cuerpos del sistema solar". Los autores dicen que su examen de los datos de New Horizons y, especialmente, la característica de Wright Mons proporciona pistas sobre su formación. El tamaño y la complejidad morfológica de las construcciones criovolcánicas apuntan a "... múltiples fuentes subterráneas donde las fuentes están debajo de las construcciones". "Este escenario permite un mecanismo de formación consistente para todas las grandes elevaciones y depresiones, donde algunas son abovedadas o anulares y otras tienen formas complejas, a través de la fusión de diferentes elevaciones", explican los autores. 
 

Figura 7. Esta imagen del estudio muestra la complejidad morfológica que distingue a la región de otras regiones de la superficie de Plutón. Wright Mons tiene unos 150 km (90 millas) de ancho y 4 km (2,5 millas) de altura, lo que lo convierte en el criovolcán más grande conocido en el Sistema Solar. La depresión central tiene unos 40-50 km (25-31 millas) de ancho y se extiende hasta aproximadamente el nivel del terreno circundante o ligeramente por debajo, lo que hace que tenga una profundidad de unos 4 km (2,5 millas) en promedio. Crédito de la imagen: Singer et al. 2022.

La existencia de estas características de la superficie criovolcánica es problemática para los científicos planetarios que estudian Plutón. En la comprensión científica actual, el flujo de calor del interior de Plutón es mínimo. "Dados los bajos flujos de calor esperados del interior de Plutón y las temperaturas frías de la superficie de Plutón, la movilización de material compuesto principalmente por hielo de agua es un desafío térmico", señalan los autores. Pero estas características están ahí, y sin cráteres de impacto inequívocos en la región, las erupciones criovolcánicas deben haber ocurrido en tiempos geológicos recientes. Sin embargo, ver estas características como problemáticas es solo una parte. También son piezas del rompecabezas de Plutón. "Múltiples construcciones criovolcánicas masivas de hielo de agua presentan nuevas piezas de información para comprender la historia térmica de Plutón", afirma el documento. 

Aquí es donde se pone realmente interesante. Investigaciones anteriores han demostrado que el rompecabezas de calor de Plutón podría involucrar una capa de clatrato. Anteriormente en su vida, el núcleo rocoso de Plutón habría contenido elementos radiactivos que producían calor a través de la descomposición, como otros cuerpos rocosos del Sistema Solar. Ese calor habría mantenido el océano subterráneo en forma líquida. Pero si eso es todo lo que estaba involucrado, la superficie de Plutón se vería diferente. Las variaciones significativas en el espesor de la capa de hielo de Plutón sugieren que el calor no llega a la superficie. Un estudio de 2019 mostró que una capa de clatrato entre el océano y la superficie de la capa de hielo podría aislar el océano de la capa. Si parte de ese calor almacenado del océano se liberó a través de la capa de clatrato, podría haber causado los flujos criovolcánicos que crearon Wright Mons, Piccard Mons y todas las características asociadas e interconectadas. El estudio de 2019 dijo que "la formación de una delgada capa de hidratos de clatrato en un océano subterráneo puede ser un mecanismo genérico importante para mantener océanos subterráneos de larga vida en satélites helados relativamente grandes pero mínimamente calentados y objetos del cinturón de Kuiper". Las características criovolcánicas geológicamente jóvenes agregan peso a la idea de que Plutón tiene un océano subterráneo, similar a algunas lunas fuera de la línea de congelación del Sistema Solar. "... el modelado sugiere que un océano rico en agua subterránea podría persistir potencialmente en el presente en Plutón", dice el estudio. "En general, se predice que cualquier océano existe entre 100 y 200 km o más por debajo de la superficie de Plutón, en la base de la capa de hielo", explican los autores. Los afloramientos convectivos en el océano podrían explicar la erupción de criomaterial en la superficie de Plutón.

Figura 8. Esta imagen recortada de Plutón muestra una sección a través del área del Sputnik Planitia, donde el azul oscuro representa un océano subterráneo y el azul claro la corteza congelada. Artwfly por Pam Engebretson, cortesía de UC Santa Cruz. Si alguna vez hubo dudas sobre el valor de enviar una nave espacial a Plutón, estudios como este las han disipado. Cada vez que enviamos una nave espacial a uno de los destinos distantes del Sistema Solar, nos sorprende la variedad de lo que aprendemos. El próximo paso en nuestro esfuerzo por comprender a Plutón es probablemente un orbitador. Un orbitador nos permitiría mapear completamente la superficie, lo que New Horizons no pudo hacer durante su único sobrevuelo. No solo podría mapear la superficie, sino que un orbitador también debería poder confirmar la presencia de un océano subterráneo. Pero un módulo de aterrizaje real sería lo mejor. El problema es que la baja gravedad y la delgada atmósfera de Plutón dificultan la desaceleración de un módulo de aterrizaje. Cualquier módulo de aterrizaje tendría que llevar motores y combustible para reducir la velocidad y realizar un aterrizaje seguro. Eso es complicado y costoso para un destino tan lejano. Una solución propuesta fue el Plutón Orbiter and Lander con Fusion-Enabled. Tal como están las cosas ahora, no hay misiones planificadas a Plutón. Pero eso está bien. Todavía hay muchos datos de New Horizons para mantener ocupados a los científicos. Y esos datos revelan muchas cosas sorprendentes sobre mundos helados como Plutón.
 
 
 “Uno de los beneficios de explorar nuevos lugares en el sistema solar es que encontramos cosas que no esperábamos”, dijo Singer. “Estos criovolcanes gigantes y de aspecto extraño observados por New Horizons son un gran ejemplo de cómo estamos ampliando nuestro conocimiento de los procesos volcánicos y la actividad geológica en mundos helados”. 

Referencias

[1] Posted on April 1, 2022 by Evan Gough. Pluto’s Surface was Shaped by Ice Volcanoes. UniverseToday.com, URL: https://www.universetoday.com/155221/plutos-surface-was-shaped-by-ice-volcanoes/

[2] Large-scale cryovolcanic resurfacing on Pluto, Kelsi N. Singer,Oliver L. White, Bernard Schmitt, Erika L. Rader, Silvia Protopapa, William M. Grundy, Dale P. Cruikshank, Tanguy Bertrand, Paul M. Schenk, William B. McKinnon, S. Alan Stern, Rajani D. Dhingra, Kirby D. Runyon, Ross A. Beyer, Veronica J. Bray, Cristina Dalle Ore, John R. Spencer, Jeffrey M. Moore, Francis Nimmo, James T. Keane, Leslie A. Young, Catherine B. Olkin, Tod R. Lauer, Harold A. Weaver & Kimberly Ennico-Smith.  Nature Communications volume 13, Article number: 1542 (2022) URL: https://www.nature.com/articles/s41467-022-29056-3

[3] March 29, 2022. Pluto's giant ice volcanos may have formed from multiple eruption events. New horizons magazine. URL: http://pluto.jhuapl.edu/News-Center/News-Article.php?page=20220329

[4] Pluto and Other Kuiper Belt Objects Started Out With Water Oceans, and Have Been Slowly Freezing Solid for Billions of Years. UniverseToday.com, URL: https://www.universetoday.com/146650/pluto-and-other-kuiper-belt-objects-started-out-with-water-oceans-and-have-been-slowly-freezing-solid-for-billions-of-years/

[5] Pluto’s ocean is capped and insulated by gas hydrates, por Shunichi Kamata, Francis Nimmo, Yasuhito Sekine, Kiyoshi Kuramoto , Naoki Noguchi, Jun Kimura and Atsushi Tani. URL: https://www.nature.com/articles/s41561-019-0369-8.epdf

Artículo editado y traducido por Juan F. González.

Nueva simulación del Universo que aún no hemos visto

Nueva simulación recrea una época temprana en el universo que aún no se ha visto directamente

Figura 1. Simulación del Universo, proyecto THESAN.

Los campos de la Astronomía y la Astrofísica están preparados para una revolución en los próximos años. Gracias a los observatorios de última generación como el Telescopio Espacial James Webb (JWST), los científicos finalmente podrán presenciar la formación de las primeras estrellas y galaxias del Universo. En efecto, podrán atravesar el velo de la Edad Oscura Cósmica, que duró desde aproximadamente 370000 años hasta 1000 millones de años después del Big Bang. Durante este período, el Universo se llenó de nubes de hidrógeno neutro y fotones desacoplados que no eran visibles para los astrónomos. Anticipándose a lo que verán los astrónomos, investigadores del Centro de Astrofísica de Harvard y Smithsonian (CfA), el Instituto de Tecnología de Massachusetts (MIT) y el Instituto de Astrofísica Max Planck (MPIA) crearon un nuevo conjunto de simulación llamado Thesan que simula la Período más antiguo de formación de galaxias. La creación de la suite Thesan y los resultados que obtuvo el equipo se describen en una serie de tres artículos que se aceptaron recientemente en Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Las simulaciones se crearon utilizando la supercomputadora SuperMUC-NG ubicada en el Centro de Supercomputación Leibniz de la Academia de Ciencias de Baviera. El proceso tomó más de 30 millones de horas de CPU y habría requerido más de 3500 años para completarse en una computadora convencional.
 


 
Figura 2. Una ilustración de la expansión cósmica. Crédito: Laboratorio de imágenes conceptuales del Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA.

Las simulaciones cubren la Época de Reionización (hace unos 13 mil millones de años). En este período cósmico, los átomos de hidrógeno neutro se ionizaron para formar átomos de hidrógeno positivos, lo que permitió que la luz se extendiera por todo el Universo. Simular este período no fue una tarea fácil, ya que implicó recrear algunas interacciones inmensamente complicadas y caóticas entre la gravedad, el gas, la radiación y más. También significó capturar la física a escalas un millón de veces más pequeñas que las regiones simuladas. El equipo logró esto al combinar modelos realistas de formación de galaxias y polvo cósmico con un nuevo algoritmo que rastrea cómo la luz interactúa con el gas. A través de esto, pudieron resolver las interacciones en el Universo primitivo con un detalle sin precedentes y en el volumen más grande de cualquier simulación anterior. Como explicó Rahul Kannan, astrofísico del CfA y autor principal del primer artículo de la serie: “La mayoría de los astrónomos no tienen laboratorios para realizar experimentos. Las escalas de espacio y tiempo son demasiado grandes, por lo que la única forma en que podemos hacer experimentos es en las computadoras. Podemos tomar ecuaciones físicas básicas y modelos teóricos gobernantes para simular lo que sucedió en el universo primitivo”. “Muchos de los telescopios que se están poniendo en marcha, como el JWST, están diseñados específicamente para estudiar esta época. Ahí es donde entran nuestras simulaciones; nos van a ayudar a interpretar observaciones reales de este período y entender lo que estamos viendo”.
 
 
Figura 3. El vacío cósmico. Imagen de la estructura a gran escala del Universo, que muestra filamentos y vacíos dentro de la estructura cósmica. Crédito: Proyecto de Simulación del Milenio/Millennium Simulation Project.

Con esta nueva suite de simulación, los investigadores pueden simular una parte de nuestro Universo que abarca 300 millones de años luz de diámetro. Luego pueden avanzar en el tiempo para rastrear y visualizar la formación de las primeras galaxias en este espacio, comenzando alrededor de 400,000 años después del Big Bang, y observar cómo evolucionaron durante los primeros mil millones de años. Cuando el equipo ejecutó las simulaciones, descubrió que la transición de la oscuridad total a la luz era gradual.
 
 
 El coautor del estudio Aaron Smith, miembro de la NASA Einstein en el Instituto Kavli de Astrofísica e Investigación Espacial del MIT, menciona lo siguiente: “Es un poco como el agua en bandejas de cubitos de hielo; cuando lo pones en el congelador, toma tiempo, pero después de un tiempo comienza a congelarse en los bordes y luego se desliza lentamente. Esta era la misma situación en el Universo primitivo: era un cosmos neutral y oscuro que se volvió brillante. e ionizado como la luz comenzó a emerger de las primeras galaxias”. Las simulaciones se crearon para prepararse para las observaciones de los telescopios de próxima generación como los telescopios espaciales James Webb, Nancy Grace Roman y Origins. Junto con los telescopios terrestres como el Extremely Large Telescope (ELT) y el Giant Magellan Telescope (GMT), estos observatorios podrán ver más profundamente en el espacio y (por lo tanto) más atrás en el tiempo que sus predecesores. De hecho, se estima que James Webb podrá ver el Universo tal como era hace 13.500 millones de años. En este momento, el récord del objeto único más distante jamás visto lo tiene Eärendel, una estrella que existió hace 12.900 millones de años luz. En términos de galaxias, ese récord corresponde a GN-z11, una galaxia que existió en la constelación de la Osa Mayor hace 13.390 millones de años luz. Lo que es especialmente emocionante es que la comunidad astronómica no tendrá que esperar mucho para que las observaciones y los datos reales del telescopio se comparen con las simulaciones de Thesan.

 
Figura 4. Una visualización de cómo se veía el Universo cuando estaba pasando por su última gran era de transformación: la época de la reionización. Crédito: Paul Geil y Simon Mutch/Universidad de Melbourne.

“Y esa es la parte interesante”, dijo el coautor Mark Vogelsberger, profesor asociado de física en el MIT. "O nuestras simulaciones y el modelo de Thesan estarán de acuerdo con lo que encuentra JWST, lo que confirmaría nuestra imagen del universo, o habrá un desacuerdo significativo que muestra que nuestra comprensión del universo primitivo es incorrecta". Sin embargo, el equipo no sabrá cómo se compara su modelo con el real hasta que las primeras observaciones estén disponibles. Una vez que lo hagan, intentarán hacer coincidir varios aspectos de su modelo con las observaciones, incluidas las propiedades de las primeras galaxias y la absorción y el escape de la luz en el Universo primitivo. A partir de esto, finalmente sabremos cómo y cuándo se disiparon las Edades Oscuras.
 
 
 “Hemos desarrollado simulaciones basadas en lo que sabemos”, dice Kannan. “Pero si bien la comunidad científica ha aprendido mucho en los últimos años, todavía hay bastante incertidumbre, especialmente en estos primeros tiempos cuando el universo era muy joven”. Durante generaciones, los astrónomos han esperado el día en que sería posible ver los períodos más tempranos del Universo y ver cómo comenzó todo. Cuando se combina con las observaciones de cómo ha evolucionado el cosmos desde entonces, los científicos finalmente podrán abordar algunos de los misterios más profundos del cosmos. ¡Saber que ese día está a la vuelta de la esquina es emocionante!
 
Y asegúrese de ver esta vista en 3D de la simulación de Thesan. ¡Mira más simulaciones en su página de Youtube!


Vídeo 1. Simulación THESAN. Las simulaciones de THESAN están en su canal de YouTube, URL: https://www.youtube.com/channel/UCIqmFQYKpX1qlOnh0zXBfPQ
 
Referencias

[1] Posted on March 31, 2022 by Matt Williams. New Simulation Recreates an Early Time in the Universe That Still Hasn't Been Seen Directly. Universetoday.com, URL: https://www.universetoday.com/155196/new-simulation-recreates-an-early-time-in-the-universe-that-still-hasnt-been-seen-directly/

[2] Astronomers Reveal Remarkable Simulations of the Early Universe, from the Dark Ages through First Light, 03.24.22. News Release for Harvard University. URL: https://www.cfa.harvard.edu/news/astronomers-reveal-remarkable-simulations-early-universe-dark-ages-through-first-light

[3] THESAN project. URL: https://www.thesan-project.com/

Artículo traducido y editado por Juan F. González

Cotas de materia oscura por microlentes de ondas gravitacionales

Los astrofísicos establecen restricciones en la materia oscura compacta a partir de microlentes de ondas gravitacionales

por Ingrid Fadelli, Phys.org
 
 
 
 
Figura 1. Crédito: Roshni Samuel/Parameswara Ajith, del ICTS (India). Credit: Roshni Samuel / Parameswaran Ajith / ICTS.

La existencia de la materia oscura sigue siendo uno de los mayores misterios del universo. Si bien los estudios han insinuado indirectamente su existencia, su naturaleza invisible hace que esta escurridiza sustancia sea muy difícil de detectar, por lo que su composición sigue siendo desconocida.

La materia oscura podría estar formada por partículas fundamentales y exóticas que aún no se han descubierto. Alternativamente, podría consistir en muchos objetos masivos y compactos, como los agujeros negros primordiales (es decir, los agujeros negros formados en el universo primitivo).

En las últimas décadas, muchos equipos de científicos de todo el mundo han estado buscando materia oscura utilizando multitud de técnicas, telescopios, detectores y datos de observación. Si bien la mayoría de estas búsquedas no tuvieron éxito, ayudaron a guiar y acotar las búsquedas posteriores. Investigadores del Centro Internacional de Estudios Teóricos del Instituto Tata de Investigación Fundamental en Bangalore, India, han establecido recientemente nuevas restricciones en la fracción de materia oscura compacta de la microlente de ondas gravitacionales. Su artículo, publicado en The Astrophysical Journal Letters, presenta una nueva forma de investigar la naturaleza de la materia oscura mediante la búsqueda de efectos de microlente en las ondas gravitacionales.

"Según la teoría de la relatividad general de Einstein, los objetos masivos desvían la luz como lo hacen las lentes ópticas normales", dijo a Phys.org Parameswaran Ajith, uno de los investigadores que llevó a cabo el estudio. "Los objetos masivos, como los agujeros negros que se encuentran entre la fuente astronómica y el observador, pueden magnificar la fuente. Este fenómeno, llamado microlente gravitacional, se ha convertido en una poderosa herramienta para los astrónomos". A pesar de los extensos esfuerzos de investigación en el campo, los astrónomos hasta ahora no han podido observar los efectos de microlente producidos por los agujeros negros. Esto sugiere que los agujeros negros que son mucho más ligeros que el sol, que producirían la microlente de la luz, son raros.

"Incluso si estos agujeros negros existen, es probable que constituyan solo una fracción muy pequeña de la materia oscura", dijo Ajith. "La teoría predice que las ondas gravitacionales también se reflejarán de la misma manera. Si los agujeros negros primordiales que son mucho más masivos que el sol abundan en el universo, distorsionarán las ondas gravitacionales".

Figura 2. Límites superiores de la fracción de materia oscura en forma de objetos compactos obtenidos por este estudio. La masa del agujero negro se muestra en el eje horizontal. Tres regiones de exclusión diferentes corresponden a tres modelos asumidos de la distribución de agujeros negros binarios en el universo. Las líneas discontinuas muestran algunas de las limitaciones existentes de la microlente de las supernovas (SN) y de la estabilidad de las binarias anchas (WB). Crédito: The Astrophysical Journal Letters (2022). DOI: 10.3847/2041-8213/ac4dfa

En 2003, algunos físicos teóricos calcularon con precisión la naturaleza de las distorsiones de las ondas gravitacionales. Casi dos décadas después, Sunghoon Jung y Chang Sub Shin, dos científicos de la Universidad Nacional de Seúl y el Centro IBS de Física Teórica del Universo sugirieron que la no observación de estas distorsiones por parte de las colaboraciones LIGO y Virgo podría ayudar a limitar la abundancia de agujeros negros que son significativamente más masivos que el sol. El artículo reciente de Ajith y sus colegas se inspira en estos trabajos anteriores. El trabajo del equipo se basa en la suposición de que si una fracción significativa de la materia oscura estuviera realmente compuesta por objetos compactos, estos objetos causarían efectos de microlente en las señales de ondas gravitacionales detectadas periódicamente por los detectores LIGO y Virgo. "En 2018, en colaboración con colegas de la Colaboración LIGO-Virgo, buscamos firmas de tales distorsiones en las señales de ondas gravitacionales observadas por LIGO y Virgo y no encontramos ninguna", dijo Ajith. "Sin embargo, dado que LIGO y Virgo habían observado solo 10 señales de ondas gravitacionales para entonces, nuestra expectativa previa de encontrar tales distorsiones era baja". Recientemente, LIGO-Virgo Collaboration anunció resultados nulos similares de su tercera ejecución de observación. "Además, Ajith y sus colegas analizaron de forma independiente las ondas gravitacionales que un grupo del Instituto de Estudios Avanzados (IAS) en Princeton había descubierto dentro de los datos de LIGO-Virgo. En general, analizaron más de 50 eventos de ondas gravitacionales.

Si bien los investigadores no pudieron observar distorsiones de microlente en ninguna de las señales que analizaron, sus análisis les permitieron establecer restricciones adicionales en la materia oscura compacta. En otras palabras, restringieron la fracción de materia oscura que consiste en agujeros negros masivos. "Las restricciones que obtuvimos hasta ahora son bastante modestas", dijo Ajith. "Todo lo que podemos decir es que no más del 50% de la materia oscura está en forma de agujeros negros masivos, lo cual no es información nueva. Sin embargo, en los próximos años, se espera que LIGO y Virgo observen cientos o miles de señales de ondas gravitacionales. Estas observaciones nos permitirán mejorar estas restricciones significativamente". En el futuro, Ajith y sus colegas planean analizar todos los nuevos eventos de ondas gravitacionales registrados por los detectores LIGO-Virgo. Además, esperan que su trabajo reciente anime a otros equipos a usar la microlente de ondas gravitacionales para investigar la naturaleza de la materia oscura.

"Como parte de la Colaboración LIGO-Virgo, estamos analizando todas las señales de ondas gravitacionales detectadas por LIGO y Virgo durante sus últimas tres carreras de observación (un total de cerca de 100 eventos)", agregó Ajith. "Esto mejorará un poco la restricción. Sin embargo, esperamos analizar los datos de la próxima serie de observación, donde se espera que LIGO y Virgo observen cientos de señales de ondas gravitacionales". 

Referencias

[1] Astrophysicists set constraints on compact dark matter from gravitational wave microlensing, by Ingrid Fadelli , Phys.org. URL: https://phys.org/news/2022-04-astrophysicists-constraints-compact-dark-gravitational.html

[2] S. Basak et al, Constraints on Compact Dark Matter from Gravitational Wave Microlensing, The Astrophysical Journal Letters (2022). DOI: 10.3847/2041-8213/ac4dfa

Artículo editado y traducido por Juan F. González

Detección de ondas gravitacionales mediante algoritmos cuánticos

Nuevo algoritmo podría ser un salto cuántico en la búsqueda de ondas gravitacionales

por la Universidad de Glasgow 

Figura 1. Crédito: CC0 Dominio público. Circuito cuántico.

Un nuevo método para identificar señales de ondas gravitacionales utilizando la computación cuántica podría proporcionar una nueva herramienta valiosa para los futuros astrofísicos. Un equipo de la Facultad de Física y Astronomía de la Universidad de Glasgow ha desarrollado un algoritmo cuántico para reducir drásticamente el tiempo que lleva hacer coincidir las señales de ondas gravitacionales con un vasto banco de datos de plantillas de formas de onda gravitacionales. Este proceso, conocido como filtrado combinado, es parte de la metodología que sustenta algunos de los descubrimientos de señales de ondas gravitacionales de detectores como el Observatorio Gravitacional de Interferómetro Láser (LIGO) en Estados Unidos y Virgo en Italia.
 

Esos detectores, los sensores más sensibles jamás creados, captan las débiles ondas en el espacio-tiempo causadas por eventos astronómicos masivos como la colisión y fusión de agujeros negros. El filtrado combinado permite que las computadoras seleccionen señales de ondas gravitacionales del ruido de los datos recopilados por el detector. Funciona examinando los datos, buscando una señal que coincida con una entre potencialmente cientos de billones de plantillas de ondas gravitacionales con las que comparar: piezas de datos creados previamente que probablemente se correlacionen con una señal de onda gravitacional genuina.
 

Si bien el proceso ha permitido numerosas detecciones de ondas gravitacionales desde que LIGO captó su primera señal en septiembre de 2015, requiere mucho tiempo y recursos. En un nuevo artículo publicado en la revista Physical Review Research, el equipo describe cómo el proceso podría acelerarse en gran medida mediante una técnica de computación cuántica llamada algoritmo de Grover. El algoritmo de Grover, desarrollado por el científico informático Lov Grover en 1996, aprovecha las capacidades y aplicaciones inusuales de la teoría cuántica para hacer que el proceso de búsqueda en las bases de datos sea mucho más rápido.

Si bien las computadoras cuánticas capaces de procesar datos utilizando el algoritmo de Grover aún son una tecnología en desarrollo, las computadoras convencionales son capaces de modelar su comportamiento, lo que permite a los investigadores desarrollar técnicas que pueden adoptarse cuando la tecnología haya madurado y las computadoras cuánticas estén fácilmente disponibles. El equipo de Glasgow es el primero en adaptar el algoritmo de Grover para la búsqueda de ondas gravitacionales. En el artículo, demuestran cómo lo han aplicado a las búsquedas de ondas gravitacionales a través de un software que desarrollaron utilizando el lenguaje de programación Python y Qiskit, una herramienta para simular procesos de computación cuántica.

El sistema que desarrolló el equipo es capaz de acelerar el número de operaciones proporcionalmente a la raíz cuadrada del número de plantillas. Los procesadores cuánticos actuales son mucho más lentos para realizar operaciones básicas que las computadoras clásicas, pero a medida que la tecnología se desarrolla, se espera que su rendimiento mejore. Esta reducción del número de cálculos se traduciría en una aceleración del tiempo. En el mejor de los casos, eso significa que, por ejemplo, si una búsqueda usando computación clásica tomaría un año, la misma búsqueda podría tomar tan solo una semana con su algoritmo cuántico. La Dra. Scarlett Gao, de la Facultad de Física y Astronomía de la Universidad, es una de las autoras principales del artículo. El Dr. Gao dijo: "El filtrado combinado es un problema que el algoritmo de Grover parece estar bien ubicado para ayudar a resolver, y hemos podido desarrollar un sistema que muestra que la computación cuántica podría tener aplicaciones valiosas en la astronomía de ondas gravitacionales".

"Mi coautor y yo éramos estudiantes de doctorado cuando comenzamos este trabajo, y tenemos la suerte de haber tenido acceso al apoyo de algunos de los principales investigadores de ondas gravitacionales y computación cuántica del Reino Unido durante el proceso de desarrollo de este software. . "Si bien nos hemos concentrado en un tipo de búsqueda en este documento, es posible que también se pueda adaptar para otros procesos que, como este, no requieren que la base de datos se cargue en la memoria cuántica de acceso aleatorio". Fergus Hayes, un Ph.D. estudiante de la Escuela de Física y Astronomía, es coautor principal del artículo. Agregó: "Los investigadores aquí en Glasgow han estado trabajando en física de ondas gravitacionales durante más de 50 años, y el trabajo en nuestro Instituto de Investigación Gravitacional ayudó a respaldar los aspectos de desarrollo y análisis de datos de LIGO.

"El trabajo interdisciplinario que dirigimos el Dr. Gao y yo ha demostrado el potencial de la computación cuántica en el filtrado combinado. A medida que las computadoras cuánticas se desarrollen en los próximos años, es posible que procesos como estos puedan usarse en futuros detectores de ondas gravitacionales. Es un perspectiva emocionante, y esperamos desarrollar esta prueba de concepto inicial en el futuro". El artículo fue coescrito por la Dra. Sarah Croke, el Dr. Christopher Messenger y el Dr. John Veitch, todos de la Facultad de Física y Astronomía de la Universidad de Glasgow. El artículo del equipo, titulado "Un algoritmo cuántico para el filtrado combinado de ondas gravitacionales", se publica en Physical Review Research.
 
Referencias

[1] New algorithm could be quantum leap in search for gravitational waves by University of Glasgow. Phys.org, URL:https://phys.org/news/2022-04-algorithm-quantum-gravitational.html

[2] A quantum algorithm for gravitational wave matched filtering, Sijia Gao, Fergus Hayes, Sarah Croke, Chris Messenger, John Veitch, arXiv:2109.01535 [quant-ph], disponible en la URL: arxiv.org/abs/2109.01535

Artículo traducido y editado por Juan F. González

Cristales coloidales

Los rayos X ayudan a los científicos a utilizar ADN de diseño para descubrir nuevas formas de material: cristales coloidales

por el Laboratorio Nacional de Argonne.

Figura 1. La línea de luz de 12 ID en el APS, donde se realizaron los estudios de rayos X para esta investigación. Crédito: Xiaobing Zuo, Laboratorio Nacional de Argonne.

Un equipo de investigación dirigido por la Universidad Northwestern y la Universidad de Michigan ha desarrollado un nuevo método para ensamblar partículas en cristales coloidales, un tipo valioso de material utilizado para sensores químicos y biológicos y dispositivos de detección de luz. Usando este método, el equipo ha demostrado por primera vez cómo se pueden diseñar estos cristales de formas que no se encuentran en la naturaleza.

El equipo utilizó Advanced Photon Source (APS), una instalación para usuarios de la Oficina de Ciencias del Departamento de Energía de EE. UU. (DOE) en el Laboratorio Nacional Argonne del DOE, para confirmar su descubrimiento fundamental. "Un potente haz de rayos X permite las mediciones de alta resolución que necesita para estudiar este tipo de ensamblaje. El APS es una instalación ideal para realizar esta investigación", comentó Byeongdu Lee, del Laboratorio Nacional de Argonne.

"Hemos descubierto algo fundamental sobre el sistema para fabricar nuevos materiales", dijo Chad A. Mirkin, profesor de química George B. Rathmann en la Facultad de Artes y Ciencias Weinberg de Northwestern. "Esta estrategia para romper la simetría reescribe las reglas para el diseño y la síntesis de materiales". La investigación fue dirigida por Mirkin y Sharon C. Glotzer, presidente del departamento de Ingeniería Química Anthony C. Lembke en la Universidad de Michigan, y se publicó en la revista Nature Materials.

Los cristales coloidales son partículas muy pequeñas con otras partículas más pequeñas (llamadas nanopartículas) dispuestas en su interior de forma ordenada o simétrica. Se pueden diseñar para aplicaciones que van desde sensores de luz y láser hasta comunicaciones e informática. Para esta investigación, los científicos intentaron romper la simetría natural de la naturaleza, que tiende a ordenar partículas diminutas de la manera más simétrica. "Imagínese que está apilando pelotas de baloncesto en una caja", dijo Byeongdu Lee de Argonne, líder de grupo en APS y autor del artículo. "Tendría una forma específica de hacerlo que obtendría el máximo valor del espacio. Así es como lo hace la naturaleza".

Sin embargo, dice Lee, si las bolas se desinflan en cierta medida, puedes apilarlas en un patrón diferente. El equipo de investigación, dijo, está tratando de hacer lo mismo con los nanomateriales, enseñándoles a autoensamblarse en nuevos patrones. Para esta investigación, los científicos usaron ADN, la molécula dentro de las células que transporta la información genética. Los científicos han aprendido lo suficiente sobre el ADN como para poder programarlo para que siga instrucciones específicas. Este equipo de investigación usó ADN para enseñar a las nanopartículas metálicas a ensamblarse en nuevas configuraciones. Los investigadores adhirieron moléculas de ADN a las superficies de nanopartículas de diferentes tamaños y descubrieron que las partículas más pequeñas se movían alrededor de las más grandes en los espacios entre ellas, mientras aún unían las partículas en un nuevo material.


 
 "El uso de nanopartículas grandes y pequeñas, donde las más pequeñas se mueven como electrones en un cristal de átomos de metal, es un enfoque completamente nuevo para construir estructuras de cristal coloidal complejas", dijo Glotzer. Al ajustar este ADN, los científicos cambiaron los parámetros de las pequeñas partículas equivalentes a electrones y, por lo tanto, cambiaron los cristales resultantes. "Exploramos estructuras más complejas donde el control sobre el número de vecinos alrededor de cada partícula produjo una mayor ruptura de la simetría", dijo Glotzer. "Nuestras simulaciones por computadora ayudaron a descifrar los patrones complicados y revelar los mecanismos que permitieron que las nanopartículas los crearan". Este enfoque sentó las bases para tres nuevas fases cristalinas nunca antes sintetizadas, una de las cuales no tiene un equivalente natural conocido.

"Los ensamblajes de partículas coloidales siempre tienen alguna analogía en el sistema atómico natural", dijo Lee. "Esta vez, la estructura que encontramos es completamente nueva. Por la forma en que se ensambla, no hemos visto metales, aleaciones metálicas u otros materiales ensamblarse naturalmente de esta manera". "Aún no conocemos las propiedades físicas del material", dijo Lee. "Ahora se lo entregamos a los científicos de materiales para que creen este material y lo estudien". El equipo utilizó los haces de rayos X ultrabrillantes del APS para confirmar la nueva estructura de sus cristales. Utilizaron los instrumentos de dispersión de rayos X de ángulo pequeño de alta resolución en las líneas de luz 5-ID y 12-ID para crear imágenes precisas de la disposición de las partículas que habían creado.
 
 
 "Un potente haz de rayos X permite las mediciones de alta resolución que necesita para estudiar este tipo de ensamblaje", dijo Lee. "La APS es una instalación ideal para realizar esta investigación". El APS se encuentra actualmente en una actualización masiva, que Lee señaló que permitirá a los científicos determinar estructuras aún más complejas en el futuro. Los instrumentos del 12-ID también se están actualizando para aprovechar al máximo los haces de rayos X más brillantes que estarán disponibles. Estos cristales coloidales de baja simetría tienen propiedades ópticas que no se pueden lograr con otras estructuras cristalinas y pueden encontrar uso en una amplia gama de tecnologías. Sus propiedades catalíticas también son diferentes. Pero las nuevas estructuras reveladas aquí son solo el comienzo de las posibilidades ahora que se comprenden las condiciones para romper la simetría. 

"Estamos en medio de una era sin precedentes de síntesis y descubrimiento de materiales", dijo Mirkin. "Este es otro paso adelante para sacar materiales nuevos e inexplorados del cuaderno de bocetos y ponerlos en aplicaciones que puedan aprovechar sus propiedades raras e inusuales".


 
 
 

Referencias

[1] X-rays help scientists use designer DNA to uncover new forms of material, by Argonne National Laboratory, March 31, 2022. Phys.org.   URL: https://phys.org/news/2022-03-x-rays-scientists-dna-uncover-material.html

[2] Shunzhi Wang et al., The emergence of valency in colloidal crystals through electron equivalents, Nature Materials (2022). DOI: 10.1038/s41563-021-01170-5

Artículo editado y traducido por Juan F. González
 
 
 
 

Majoranas de alta temperatura

Majoranas de alta temperatura

30 de marzo de 2022.

Physics 15, s43. Una nueva propuesta para generar modos cero de Majorana (estados electrónicos con potencial para la computación cuántica) no requeriría temperaturas bajas en Kelvin.

Figura 1. A. Mercado et al. [1].

Los modos cero de Majorana (MZM) son estados electrónicos colectivos que potencialmente podrían permitir la computación cuántica con errores reducidos. Por lo general, estos estados requieren condiciones extremadamente frías, no muy por encima del cero absoluto. Una nueva propuesta teórica imagina que los MZM se forman a 90 K "suaves" [1]. El esquema se basa en bicapas retorcidas o giradas de un superconductor de alta temperatura colocado encima de un aislante topológico (un aislante topológico es un material que conduce en la superficie, pero no en el interior o "bulk"). Los MZM predichos habitarían vórtices superconductores en la superficie del aislante. Para hacer un MZM se requieren dos ingredientes: superconductividad y acoplamiento espín-órbita (interacción del espín del electrón con el momento orbital del electrón). Los resultados de los experimentos con nanocables que unen dos superconductores se han interpretado como firmas  o indicios de MZM[3], pero quedan dudas persistentes. Por lo tanto, muchos grupos están buscando la confirmación de MZM en otras configuraciones experimentales. Una de las primeras propuestas consistía en conectar un superconductor convencional a un aislante topológico (TI) con acoplamiento espín-órbita, pero los intentos experimentales no lograron encontrar una señal MZM.

Marcel Franz de la Universidad de Columbia Británica, Canadá, y sus colegas han revisado la idea del superconductor-TI, pero su diseño requiere un superconductor no convencional, específicamente, un superconductor de cuprato de alta temperatura. Los cupratos se han pasado por alto en las propuestas de MZM porque su espectro de excitación no tiene una brecha. Un espectro sin espacios significa que las excitaciones de baja energía ahogarán cualquier señal potencial de un MZM. El nuevo diseño de Franz y sus colegas supera este problema mediante el uso de dos capas de cupratos cuyas redes tienen un desplazamiento angular. Se predice que una bicapa con esta disposición retorcida tendrá la brecha de energía deseada. El equipo modeló una configuración con capas de cuprato retorcidas sobre un aislante topológico. Sus cálculos mostraron que un MZM debería ser visible como un pico de polarización cero en los escaneos de microscopía de efecto túnel.

–Michael Schirber Michael Schirber es editor correspondiente de Physics con sede en Lyon, Francia.

Referencias

[1] A. Mercado et al., “High-temperature Majorana zero modes,” Phys. Rev. Lett. 128, 137002 (2022). URL, DOI: http://dx.doi.org/10.1103/PhysRevLett.128.137002

[2] High-Temperature Majoranas. March 30, 2022• Physics 15, s43. URL: https://physics.aps.org/articles/v15/s43

[3] Using “Noise” to Detect Majorana States, Hai-Zhou Lu. URL: https://physics.aps.org/articles/v13/30

Artículo editado y traducido por Juan F. González

Los vientos de los agujeros negros

Impacto de los vientos del agujero negro, la radiación examinada en un nuevo estudio

por Ryan Randall, Instituto de Tecnología de Florida. 

Figura 1. Credit: Pixabay/CC0 Public Domain. Crédito: Pixabay/CC0 Dominio Público.

Los agujeros negros son regiones del espacio donde la gravedad es tan fuerte que nada puede escapar. Una nueva investigación está examinando la radiación y los vientos que emanan de la actividad de los agujeros negros y muestra cómo pueden ejercer efectos en los planetas cercanos.

"El impacto de los flujos de AGN (Active Galactic Nuclei, Núcleos Activos de Galaxias) en la habitabilidad de la superficie de los planetas terrestres en la Vía Láctea" es un artículo de investigación del equipo del astrobiólogo Manasvi Lingam y el astrofísico Eric Perlman del Departamento de Ciencias Aeroespaciales, Físicas y Espaciales de Florida Tech, así como investigadores de la Universidad de Roma, la Universidad de Maryland y el Centro de Vuelo Espacial Goddard. Publicado en Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, el artículo examina los efectos del agujero negro supermasivo en el centro de nuestra galaxia en la atmósfera de los planetas de la Vía Láctea. El documento se centra en dos mecanismos clave: cómo los vientos de los agujeros negros pueden calentar las atmósferas e impulsar el escape atmosférico, y cómo pueden estimular la formación de óxidos de nitrógeno y, por lo tanto, provocar el agotamiento del ozono. Para estudiar cómo los agujeros negros pueden afectar la atmósfera de un planeta, el equipo desarrolló modelos matemáticos para estimar la distancia máxima hasta la cual estos efectos se vuelven significativos para los planetas similares a la Tierra en la Vía Láctea. Esto demostró que este valor puede extenderse aproximadamente más de 3.000 años luz. En el caso de los cuásares que albergan agujeros negros supermasivos más grandes, la investigación encontró que tales efectos podrían influir en la galaxia anfitriona del agujero negro en su conjunto.

"Resulta que cuando tienes un agujero negro supermasivo que está activo, no solo produce radiación, sino que también produce muchas partículas de alta energía que son alimentadas por el agujero negro", dijo Lingam. "Es fácil visualizarlo como un viento que se mueve rápidamente, como un huracán extremadamente amplificado. Tienes este viento de partículas de alta energía que emana de la vecindad del agujero negro al 10% de la velocidad de la luz, más de mil veces más rápido que nuestra nave espacial actual". La radiación que emiten los agujeros negros es esencialmente partículas de luz conocidas como fotones. Pero si los agujeros negros son conocidos principalmente porque nada escapa de ellos, ¿por qué se emite esta luz al igual que las partículas de alta energía en el viento? Lo que sucede es que hay mucho gas que rodea al agujero negro durante su fase activa. El agujero negro comienza a consumir parte de ese gas. Pero no se lo come de una manera totalmente eficiente: a medida que el agujero negro consume más y más gas, el gas cae hacia el agujero negro. Mientras cae hacia el interior del agujero negro, se calienta. Al igual que cuando te frotas las manos y la fricción genera calor, la fricción experimentada por el gas que se mueve en espiral hacia el interior del agujero negro hace que se caliente y finalmente libere energía en forma de fotones. Piense en ello como una forma de indigestión interestelar, dijo Lingam. "Esta radiación puede bombardear las atmósferas", dijo. "Puede llevar a que esas atmósferas se erosionen. Puede proporcionar mucha radiación ultravioleta, puede ser dañino para la biología, etc. Algunas de las mismas ramificaciones se aplican a los vientos de alta velocidad del agujero negro también. Estos fueron algunos de los muchos efectos que observamos". Todavía queda mucho por investigar sobre el viento en los agujeros negros. Lingam señaló que el modelo considera la expansión uniforme del viento en todo el espacio, mientras que el trabajo futuro necesitaría examinar la emisión de radiación y vientos en forma de chorros, que espera investigar con Perlman y sus colegas italianos. Para aquellos que están preocupados por la radiación y los vientos del agujero negro supermasivo de la Vía Láctea que afectan a la Tierra, no hay razón para preocuparse. "Lo bueno que aprendimos durante el curso de este trabajo es que muchos de estos efectos se extienden hasta 3000 años luz, quizás 5000 años luz, en algunos casos extremos", dijo Lingam. “Pero la Tierra afortunadamente se encuentra a 26000 años luz del centro de la Vía Láctea, por lo que está cómodamente fuera de esa zona de influencia, si podemos llamarla así, de la actividad del agujero negro. Por lo tanto, podríamos considerarnos afortunados de habitar este región relativamente pacífica de nuestra galaxia".

Referencias

[1] Impact of black hole winds, radiation examined in new study, by Ryan Randall, Florida Institute of Technology. URL: https://phys.org/news/2022-03-impact-black-hole.html

[2] A Ambrifi et al, The impact of AGN outflows on the surface habitability of terrestrial planets in the Milky Way, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (2022). DOI: 10.1093/mnras/stac542: https://dx.doi.org/10.1093/mnras/stac542

Artículo editado y traducido por: Juan F. González

Fluctuaciones del espín y la superconductividad basada en el hierro

La superconductividad basada en el hierro podría estar causada por las fluctuaciones del espín, por S. Chen.

Un experimento encuentra que las fluctuaciones de espín en un superconductor a base de hierro tienen una dirección preferida o privilegiada, lo que sugiere un mecanismo potencial para la superconductividad en estos materiales.

Figura 1. H. Luo y C. Liu/Instituto de Física, Academia de Ciencias de China. Imagen de cómo las fluctuaciones de espín podrían explicar la superconductividad en compuestos basados en el hierro, para las que hasta ahora no había una buena explicación.

En los superconductores convencionales, el mecanismo que hace que los electrones se apareen y fluyan sin resistencia se comprende razonablemente bien. Sin embargo, en los superconductores no convencionales a base de hierro, los giros de los electrones que transportan corriente interactúan con los momentos magnéticos de los átomos de hierro, lo que agrega una complicación que hace que el fenómeno sea más difícil de explicar.

Huiqian Luo de la Academia de Ciencias de China y sus colegas se propusieron aclarar la comprensión de los físicos sobre la superconductividad en estos materiales mediante la caracterización de la dinámica de espín en el superconductor de pnictida de hierro CaK(Fe1xNix)4As4CaK(Fe_{1−x}Ni_x)_4As_4 [1]. CaK(Fe1xNix)4As4CaK(Fe_{1−x}Ni_x)_4As_4 es un compuesto bicapa en el que capas de arseniuro de hierro-níquel separan capas alternas de calcio y potasio. Uno de los órdenes magnéticos que presenta este material se conoce como "cristal de vórtice de espín", en el que los átomos de hierro se sientan en una red cuadrada con sus espines apuntando hacia los centros de los cuadrados. Luo y sus colegas utilizaron la dispersión de neutrones polarizados para sondear las fluctuaciones de espín de una muestra en la que este orden de vórtice de espín coexiste con la superconductividad. Los investigadores encontraron que los giros experimentaban fluctuaciones de giro de baja energía, que tendían a rotar los ejes de giro a una alineación perpendicular a las capas de arseniuro de hierro y níquel. Atribuyen este eje de fluctuación preferido al acoplamiento espín-órbita entre los átomos de hierro y los electrones itinerantes. El equipo también observó que esta preferencia era más fuerte en el régimen superconductor pero persistió muy por encima de la temperatura crítica. Sugieren, por lo tanto, que el efecto ofrece un mecanismo superconductor potencial: a medida que el material se enfría hacia su temperatura crítica, las fluctuaciones promueven la superconductividad al ayudar a los electrones itinerantes a emparejarse. Investigaciones anteriores han encontrado que otros órdenes magnéticos de superconductores de pnictida de hierro también exhiben esta dirección preferida de fluctuación de espín. Luo y sus colegas dicen que esto sugiere un mecanismo común para la superconductividad impulsada por espín en todos esos materiales.

–Sofía Chen.  Sophia Chen es una escritora científica independiente con sede en Columbia, Ohio.

Referencias

[1] C. Liu et al., “Preferred spin excitations in the bilayer iron-based superconductor CaK(Fe0.96Ni0.04)4As4CaK(Fe_{0.96}Ni_{0.04})_4As_4 with spin-vortex crystal order,” Phys. Rev. Lett. 128, 137003 (2022).

[2] Spin Fluctuations May Drive Iron-Based Superconductivity, March 31, 2022. Physics 15, s45. URL: https://physics.aps.org/articles/v15/s45
An experiment finds that spin fluctuations in an iron-based superconductor have a preferred direction, suggesting a potential mechanism for superconductivity in these materials.

Artículo editado y traducido por Juan F. González

La Batalla de las Ecuaciones/The Battle of Equations

La batalla de las ecuaciones/The Battle Of Equations

Figura 1. Las 16 ecuaciones concursando en The Battle of Equations (La Batalla de las Ecuaciones), actividad online organizada por el Perimeter Institute de Canadá.

¿Cómo sería una batalla en la que no hubiera tiros, sino solamente decidiéramos quién gana por la importancia y la belleza de una ecuación matemática o de la Física? El Perimeter Institute (PI) de Canadá ha organizado una interesante competición online, denominada The Battle of Equations (BOE), La Batalla de las Ecuaciones, para decidir qué ecuación ganaría en una "contienda puramente intelectual". 

El PI ha seleccionado 16 ecuaciones de la Física, Química y Matemáticas, y anda haciendo sucesivas "rondas de combate". En unos días, sabremos la ecuación ganadora que saldrá de las siguientes dos finalistas de la lista arriba indicada: el teorema de Noether (versión hamiltoniana) y las ecuaciones de Maxwell del electromagnetismo. ¡Hágase la luz! Fiat lux! ¿Cuál elegiríais vosotros? ¿Cuál es la ecuación más bonita?¿La más importante? ¿Son todas útiles? ¿Debe una ecuacións ser útil?

Las 16 ecuaciones de La Batalla de las Ecuaciones

Figura 2. La lista inicial.

Los contendientes son los que siguen (se hace una breve descripción de su relevancia, aplicaciones e implicaciones):

Ecuación 1. Relación energía-momento-masa en la Teoría Especial de la Relatividad. E2=(pc)2+(mc2)2E^2=(pc)^2+(mc^2)^2 ilustra la equivalencia entre masa y energía, cuando p=0kgm/sp=0kgm/s, o la equivalencia entre energia-momento-masa, mostrando que esos 3 conceptos son 3 caras de las misma moneda: energía, movimiento y masa son tres lados de una misma realidad física.

Ecuación 2. Las ecuaciones de Maxwell (finalista). Las 4 ecuaciones de Maxwell, escritas en formato vectorial, rigen las leyes de todo el electromagnetismo. Desde la luz (una parte restringida del espectro electromagnético), que se propaga en el vacío a una velocidad de 300000 km/s, pasando por los microndas, la refracción de un prisma o una lente, hasta los rayos gamma, los infrarrojos, la radio, el ultravioleta, los rayos X, internet, las fibras ópticas,...Una gran parte de nuestra actual tecnología se debe al dominio de las leyes electromagnéticas que Faraday, Lenz, Hertz y otros estudiaron, y que James C. Maxwell sintetizó como sigue:

·E=ρε0\nabla \cdot \vec{E}=\dfrac{\rho}{\varepsilon_0}

·B=0\nabla \cdot \vec{B}=\vec{0}

×E=-Bt\nabla\times \vec{E}=-\dfrac{\partial \vec{B}}{\partial t}

×B=μ0j+ε0Et\nabla \times \vec{B}=\mu_0\left(\vec{j}+\varepsilon_0\dfrac{\partial \vec{E}}{\partial t}\right)

De hecho, aunque las ecuaciones de Maxwell escritas así parecen 4, ocultan realmente 8 ecuaciones escalares, ya que los campos eléctricos E(r,t)\vec{E}(\vec{r},t) y magnéticos B(r,t)\vec{B}(\vec{r},t) son campos vectoriales con 3 componentes. Además, es necesario suplementar las ecuaciones de campo anteriores con la conservación de la carga eléctrica, dada por la ecuación de continuidad

·j=-ρt\vec{\nabla}\cdot\vec{j}=-\dfrac{\partial \rho}{\partial t}

Las ecuaciones de Maxwell pueden reescribirse en un formalismo tensorial tetradimensional como dos simples ecuaciones

μFμν=4πjνc\partial_\mu F^{\mu\nu}=4\pi\dfrac{j^\nu}{c}

εμνστνFστ=0\varepsilon^{\mu\nu\sigma\tau}\partial\nu F_{\sigma\tau}=0

o equivalentemente, en un formalismo tetradimensional en términos de p-formas mediante

dF=0dF=0

δF=J\star \delta\star F=J

En los finales del siglo XX, y principios del siglo XXI, algunos autores han logrado escribir las ecuaciones de Maxwell de forma compacta usando UNA simple ecuación. En la primera versión, las ecuaciones de Maxwell usan la estructura algebraica de los los octoniones de Graves o números de Cayley:

F=J\nabla F=J

miengras que la segunda versión generalizada, usa la formulación del álgebra geométrica (o álgebras de Clifford) en 4\mathbb{R}^4, denominada C(3,1)C(3,1), bajo la expresión formal

F=·+F=j\partial F=\left(\partial\cdot +\partial\wedge\right) F=j

Finalmente, mencionar que las ecuaciones de Maxwell admiten generalizaciones no triviales cuando hay topologías y defectos en las fuentes, o también cambian ligeramente en dimensiones superiores y hay teorías gauge más complicadas (eso llevaría a hablar de las ecuaciones de Yang-Mills). Así, las ecuaciones de Maxwell generalizadas, pueden admitir objetos como los legendarios y misteriosos monopolos magnéticos, generalizaciones llamadas p-branas (objetos extensos de dimensión espacial pp; p=0 es un punto, p=1 una cuerda, p=2 una membranan...), términos topológicos denominados de Chern-Simons (abelianos y no abelianos) ligados a la existencia de términos que incumplen o violan la simetría combinada de inversión de carga y de paridad (simetría CP), junto a generalizadiones de los mismos, permitiendo entonces la presencia de axiones u objetos similares. También pueden formularse las ecuaciones de Maxwell para objetos cargados de mayor dimensión de espacio (o de tiempo). Por ejemplo,

dFp=0dF_{p}=0

Fp+1=dApF_{p+1}=dA_{p}

En este caso, hay una versión de electromagnetismo abeliano aunque de mayor dimensión, y resulta útil en teorías como la teoría de supercuerdas, la teoría M o la teoría F. Una cuerda cargada por electromagnetismo sastisface una versión con p=2p=2 de las ecuaciones anteriores. En tales casos, los campos electromagnéticos de la cuerda se denominan de Kalb-Ramond.

La generalización no abeliana de las ecuaciones de Maxwell, son las llamadas ecuaciones de Yang-Mills, y tienen un aspecto muy similar (aunque tienen propiedades diferentes como autoacoplos, y son más difíciles de resolver):

DAF=0D_AF=0

DAF=J\star D_A\star F=J

FA=dA+AAF_A=dA+A\wedge A

Ecuación 3. La ecuación de Schrödinger (semifinalista). La ecuación de Schrödinger, la ecuación esencial de la Mecánica Cuántica. Describe determinísticamente cómo evoluciona la función de onda. A pesar de que la función de onda es un objeto no determinista, su evolución sigue reglas deterministas.

iΨt=HΨ(r,t)i\hbar \dfrac{\partial \Psi}{\partial t}=H\Psi(\vec{r},t)

Ecuación 4. La segunda ley de Newton para sistemas inerciales y de masa constante. F=ma\vec{F}=m\vec{a}. ¿Sabes cuáles son las fuerzas que actúan sobre un objeto o sistema de masa mm constante, entonces puedes saber cómo se mueve en el futuro. Publicada en sus Principia, Newton revolucionó el conocimiento de la Física al aplicar dicha ley no solamente a los cuerpos terrestres, sino a los cuerpos celestes, una vez establecida su ley de gravitación universal.

Ecuación 5. El teorema de Noether (finalista), en versión hamiltoniana.

H,I=HtI=0I,H=dIdt=0\left\{H,I\right\}=\dfrac{\partial H}{\partial t_I}=0\rightarrow \left\{I,H\right\}=\dfrac{dI}{dt}=0

Emmy Noether estableció posiblemente uno de los resultados más profundos en la Física matemática contemporánea en el siglo XX. Mostró que las leyes de conservación están conectadas inexorablemente a principios o leyes de invariancia. Enunció dos teoremas, originalmente en formulación denominada lagrangiana, en la que específicamente probó dos teoremas:

1) Teorema 1 de Noether (simetrías contínuas de grupos finitos, y leyes de conservación). La invariancia de un un objeto llamado integral de acción, equivalentemente la cuasiinvarianza del integrando de la acción, llamado lagrangiano, bajo un conjunto de transformaciones continuas paramétricas (generalmente con estructura matemática de grupo con un grupo finito de parámetros), implica de forma inevitable la existencia de cantidades o magnitudes que no cambian con el tiempo, i.e., constantes. Y recíprocamente, la existencia de dichas constantes implica necesariamente la existencia de simetrías o invariancias de la acción, cuasiinvarianzas del lagrangiano.

2) Teorema 2 (simetrías contínuas de grupos infinitos, e identidades funcionales entre las ecuaciones dinámicas). La invariancia de un objeto llamado integral de acción, equivalente la cuasiinvarianza del integrando de la acción, llamado lagrangiano, bajo un conjunto de transformaciones dadas por funciones (generalmente con estructura matemática de grupo infinito de funciones), implica de forma inevitable la existencia de relaciones o identidades funcionales entre las ecuaciones dinámicas del sistema, que ella (Emmy Noether) denominó dependencias, pero que hoy día llamamos identidades de Noether.

Ecuación 6. El principio de incertidumbre o indeterminación de Heisenberg. Debido al carácter no determinista de la función de onda, y la dinámica de las ecuaciones cuánticas, hay unos límites a la precisión con la que se pueden medir simultáneamente varios observables mecanocuánticos. Para la posición y el momento,

ΔxΔp2\Delta x\Delta p\geq \dfrac{\hbar}{2}

y la indeterminación en la posición de la partícula implica una indeterminación en el momento p=mvp=mv de la misma. Contra mejor se conoce una, peor se conoce la otra, en un experimento simultáneo. No aplica a experimentos separados (lo cual es causa de confusión frecuente).

Ecuación 7. La segunda ley de la Termodinámica. ΔS0\Delta S\geq 0. ¿Por qué se desordena la habitación? ¿Por qué envejecemos? ¿Por qué se enfría el Universo? La razón es la segunda ley de la Termodinámica, que indica que para sistemas cerrados y aislados, la entropía no puede decrecer, sino solamente permanecer inalterada o aumentar con el transcurso del tiempo.

Ecuación 8. Las ecuaciones de campo de Einstein (semifinalista). El espacio-tiempo le dice a la materia-energía cómo moverse, la materia-energía le dice al espacio-tiempo como curvarse o deformarse. La teoría gravitacional de Einsteins señala que la gravedad es el efecto de la curvatura del espacio-tiempo en el que vivimos. De forma compacta, las ecuaciones de campo de Einstein se escriben:

Gμν+Λgμν=8πGc4TμνG_{\mu\nu}+\Lambda g_{\mu\nu}=\dfrac{8\pi G}{c^4}T_{\mu\nu}

donde se ha puesto explícitamente el término cosmológico al lado izquierdo (que hoy día se escribe al lado derecho y se interpreta como la denominada energía oscura).

Ecuación 9. La ecuación de Dirac (para un espinor). Enunciada por P. A. M. Dirac en el siglo XX, es la ecuación relativista que describe las partículas como el electrón y otras varias. Predice la existencia de la antimateria, que fue descubierta años después (el positrón) de la formulación de la ecuación, en un experimento de observación de rayos cósmicos.

iγμμΨ-mcΨ(x,y,z,t)=0i\hbar\gamma^\mu\partial_\mu \Psi-mc\Psi(x,y,z,t)=0.

Ecuación 10. La ley de gravitación universal de Newton en un espacio de 3+1 dimensiones de espacio-tiempo. Enunciada por Sir Isaac Newton, establece la conocida dependencia de la fuerza gravitacional con la masa de los objetos y la distancia entre los mismos. Para el espacio euclídeo 3d (o el espacio-tiempo 4d) adquiere la forma

F=-GNMmr2ur\vec{F}=-G_N\dfrac{Mm}{r^2}\vec{u}_r

Ecuación 11. Las ecuaciones de Friedmann, para un universo homogéneo e isótropo. ¿Quieres saber el destino del Universo? Solamente debes conocer los tipos de materia y energía que hay en el mismo (supuesto homogéneo e isótropo), su curvatura, la ecuación de estado y el ritmo de expansión. Aplica luego estas ecuaciones y podrás determinar el futuro cósmico.

a˙a2=8πG3ρ-ka2+Λ3\left(\dfrac{\dot a}{a}\right)^2=\dfrac{8\pi G}{3}\rho -\dfrac{k}{a^2}+\dfrac{\Lambda}{3}

aa=-4πG3(ρ+3p)+Λ3\dfrac{\ddot{a}}{a}=-\dfrac{4\pi G}{3}(\rho + 3p)+\dfrac{\Lambda}{3}

Ecuación 12. La entropía de Boltzmann. ¿Por qué hay entropía en el Universo? La clave es pensar que el Universo macroscópico es el resultado de las diferentes combinaciones de partículas existentes a nivel microscópico (átomos, moléculas...). En un ejercicio de intuición e imaginación increible, así como de un talento matemático sin par, Ludwig Boltzmann determinó la conexión entre la entropía y el número de posibles configuraciones microscópicas compatibles con un sistema, justificando la Termodinámica mediante la teoría atómico-molecular. "Si tiene entropía, puedes calentarlo". Matemáticamente, la ecuación que está en la lápida de Boltzmann (tras un suicidio inducido por depresión generada por bullying académico)

S=kBlnΩS=k_B\ln\Omega

Ecuación 13. La relación de Planck-Einstein. La ecuación que relaciona el carácter ondulatorio y corpuscular de la luz está dada por la celebérrima relación de Planck y de Einstein:

E=hf=hcλE=hf=\dfrac{hc}{\lambda}

donde f=νf=\nu es la frecuencia del fotón, y λ\lambda su longitud de onda. hh es la constante de Planck, y cc la velocidad de la luz. De esta misma expresión se deduce que la luz tiene un momento p=E/c=hkp=E/c=hk.

Ecuación 14. La fórmula de Euler. La denominada algunas veces "ecuación más bella de las Matemáticas", relaciona las dos funciones más importantes de la trigonometría plana con la exponencial de los números complejos. No directamente en la Física (o Química), resulta de utilidad en Ingeniería para la descripción de fasores y circuitos oscilantes, es útil en la mnemotecnia de ecuaciones trigonométricas de forma compacta, y es esencial en la parametrización de los elementos de grupos de Lie (abelianos y no abelianos). En la Física Cuántica, también es esencial para la comprensión de la evolución unitaria de la función de onda.

eiθ=cosθ+isinθe^{i\theta}=\cos\theta +i\sin\theta

Ecuación 15. Las ecuaciones de Hamilton. En una formulación matemática diferente pero equivalente a la formulación habitual de Newton, se pueden describir los sistemas o partículas, y sus movimientos, mediante la denominada formulación hamiltoniana. Usando una función u operador matemático llamado hamiltoniano H(x,p)H(x,p), se puede describir cómo evolucionan de forma simétrica tanto la posición como el momento de una partícula o sistema, bajo ciertas consideraciones.

dpdt=-Hx\dfrac{dp}{dt}=-\dfrac{\partial H}{\partial x}

dxdt=+Hp\dfrac{dx}{dt}=+\dfrac{\partial H}{\partial p}

Ecuación 16. La ley de Stefan-Boltzmann, en formato luminosidad-radio estelar. Un obejto caliente emite ondas electromagnéticas con cierta potencia o luminosidad. Para una estrella, planeta o cuerpo de radio $$R$, dicha potencia o luminosidad está relacionada con la temperatura absoluta mediante la relación matemática

L=4πR2σT4L=4\pi R^2\sigma T^4

La dependencia a la cuarta potencia, también está ligada al hecho de que el mundo y Universo observado es, aparentemente, 3+1 dimensional (3 dimensiones espaciales, y una dimensión temporal).

¡Que las ecuaciones os acompañen, ahora y siempre!

Figura 3. Ecuación ganadora: el teorema de Noether-hamiltoniano. La simetría e invariancia vuelven a ganar. 2022 Physics frenzy champion. March Madness.

Referencias

[1] Physics Frenzy: Battle of the Equations. Help us crown the all-time greatest physics equation with a March Madness-style showdown for the ages!  Traducción-> Frenesí de la física: Batalla de las ecuaciones. ¡Ayúdanos a coronar la ecuación física más grande de todos los tiempos con un enfrentamiento al estilo March Madness para las edades! https://insidetheperimeter.ca/physics-frenzy-battle-of-the-equations

Artículo escrito y editado por Juan F. González.

Planetas errantes, solitarios o vagabundos

PLANETAS ERRANTES (SOLITARIOS o VAGABUNDOS)

 

Figura 1. Representación artística del planeta errante CFBDSIR2149-0403. Fotografía de ESO/L. Calçada/P. Delorme/R. Saito/VVV Consortium.

Figura 2. La ilustración muestra un planeta errante con una luna capaz de albergar agua - Tommaso Grassi / LMU.


Los planetas errantes no tienen ni amaneceres ni atardeceres porque, al contrario de los planetas que más conocemos, estos planetas solitarios no se encuentran vinculados a una estrella. Por el contrario, viajan a lo largo de trayectorias solitarias sin ninguna estrella en la parte central de la Vía Láctea, en general.

Durante décadas, los astrónomos elaboraron hipótesis sobre la existencia de planetas que flotaban libremente en el espacio interestelar (o incluso en el espacio intergaláctico). Sin embargo, los científicos necesitaban encontrar una forma de hallarlos. Las dos maneras más conocidas para encontrar exoplanetas se basan en las estrellas de los planetas, ya sean vibraciones o bamboleos causados por las suaves fuerzas de la gravedad del planeta que orbita (método de la velocidad radial y desplazamiento Doppler), o por la ligera sombra que se produce cuando un planeta pasa entre la Tierra y su estrella (es el método de tránsito: cuando un planeta pasa entre la línea de visión que une la estrella y la Tierra eclipsará parcialmente la estrella, produciéndose una leve bajada de su brillo o luminosidad que podemos medir con nuestra tecnología actual -y futura). No ocurre así con los planetas errantes porque no pasan engeneral periódicamente alrededor de ninguna estrella porque no orbitan ninguna.

No obstante, un buen número de astrónomos afirman haber detectado ahora objetos de tipo planeta errante (por ejemplo, el objeto denominado Cha 110913-773444), pero siguen sin confirmarse otras detecciones.

Los astrónomos especulan que si la fracción de planetas errantes (también llamados planetas solitarios o planetas vagabundos) que hemos encontrado en la región estudiada es parecida en otras regiones de la Vía Láctea, y si en la Vía Láctea hay como pensamos unos 100000 millones (10¹¹10¹¹) de estrellas, unos cálculos aproximados sugieren que deberíamos encontrar entre 2000 y 3000 millones de planetas vagabundos. Nuevos estudios sugieren que, a pesar de que estos mundos solitarios no orbitan alrededor de ninguna estrella, pueden mantener en sus satélites condiciones que hicieran posible albergar vida (incluso agua en algunas condiciones) o condiciones en las que la vida pudiera emerger y sostenerse. Las recientes investigaciones de Bárbara Ercolano y Tommaso Grassi, en la Universidad Ludwig Maximillian de Múnich, y coautores de una colabaración en busca de estos mundos extraños solitarios, la simulación en ordenador de la estructura térmica de la atmósfera de una exoluna del tamaño de la Tierra, en órbita alrededor de un planeta solitario o errante del tamaño de Júpiter, podrían permitir dicha posibilidad. Sus resultados también apuntan a que la cantidad de agua presente en la superficie de esa luna sería unas 10000 veces el volumen total del agua de todos los océanos terrestres, pero solamente 100 veces mayor que la de la atmósfera de nuestro planeta. Por lo tanto, según estas investigaciones, sería más que suficiente para permitir que la vida emergiera y evolucionara de forma sostenida en la superficie de la exoluna.

Referencias

[1] Una guía de planetas solitarios en la galaxia. National Geographic, URL: http://www.nationalgeographic.es/espacio/una-guia-de-planetas-solitarios-en-la-galaxia

[2] Planeta Interestelar, Wikipedia, La Enciclopedia Libre. URL:  http://es.m.wikipedia.org/wiki/Planeta_interestelar

En inglés, Rogue planet, ofrece más información, con una lista de candidatos a planetas errantes, en la URL:  https://en.wikipedia.org/wiki/Rogue_planet

[3] Planetas errantes pueden tener lunas que alberguen vida. ABC Ciencia, URL: www.abc.es/ciencia/abci-lunas-planetas-errantes-pueden-albergar-agua-y-vida-202107061318_noticia_amp.html

[4] Descubren 4 planetas errantes en el espacio profundo. Revista online Tendencias 21, URL: https://tendencias21.levante-emv.com/descubren-cuatro-planetas-errantes-en-el-espacio-profundo.html

[5] The Steppenwolf: A proposal for a habitable planet in interstellar space, Dorian S. Abbot, Eric R. Switzer, arXiv.org: https://arxiv.org/abs/1102.1108

[6] Rogue Planets Could Harbor Life in Interstellar Space, Say Astrobiologists. technologyreview.com, URL:  https://www.technologyreview.com/2011/02/09/197130/rogue-planets-could-harbor-life-in-interstellar-space-say-astrobiologists/

[7] Cha 110913−773444, Wikipedia, La Enciclopedia Libre. Puede ser una sub-enana marrón o un planeta errante. URL: https://en.wikipedia.org/wiki/Cha_110913%E2%88%92773444

[8] Gough, Evan (1 October 2020). "A Rogue Earth-Mass Planet Has Been Discovered Freely Floating in the Milky Way Without a Star". Universe Today. Retrieved 2 October 2020.

[9] Debes, John H.; Steinn Sigurðsson (20 October 2007). "The Survival Rate of Ejected Terrestrial Planets with Moons". The Astrophysical Journal Letters. 668 (2): L167–L170. arXiv:0709.0945

[10] Moons of rogue planets could have water and life, Posted by Paul Scott Anderson. July 10, 2021. URL: https://earthsky.org/space/life-water-moons-rogue-planets/

[11] Presence of water on exomoons orbiting free-floating planets: a case study, Patricio Javier Ávila, Tommaso Grassi, Stefano Bovino, Andrea Chiavassa , Barbara Ercolano, Sebastian Oscar Danielache  and Eugenio Simoncini. International Journal of Astrobiology 20, 300–311. DOI: https://doi.org/10.1017/S1473550421000173. URL: https://www.cambridge.org/core/journals/international-journal-of-astrobiology/article/presence-of-water-on-exomoons-orbiting-freefloating-planets-a-case-study/1863C1DB337F974DF8B2ACE4D5BB8319

Artículo original (se adjunta abajo el texto) escrito por: Óliver Aragón Martínez. (2ºESO. Grupo B).

Artículo corregido, revisado y ampliado por: Juan F. González.

Ficheros adicionales

Eärendel

Récord batido: El Hubble detecta la estrella más lejana jamás vista (circa 2022)

Fecha: 30 de marzo de 2022.

Fuente: NASA/Centro de Vuelo Espacial Goddard.

Resumen: El telescopio espacial Hubble de la NASA ha establecido un nuevo punto de referencia extraordinario: detectar la luz de una estrella que existió dentro de los primeros mil millones de años después del nacimiento del universo en el big bang, la estrella individual más lejana jamás vista hasta la fecha.

Figura 1. Ilustración del telescopio espacial Hubble (imagen de archivo; elementos proporcionados por la NASA). Crédito: © dimazel / stock.adobe.com

El telescopio espacial Hubble de la NASA ha establecido un nuevo punto de referencia extraordinario: detectar la luz de una estrella que existió dentro de los primeros mil millones de años después del nacimiento del universo en el big bang, la estrella individual más lejana jamás vista hasta la fecha.

El hallazgo es un gran salto en el tiempo desde el anterior poseedor del récord de una sola estrella; detectada por Hubble en 2018. Esa estrella existía cuando el universo tenía unos 4000 millones de años, o el 30 por ciento de su edad actual, en un momento al que los astrónomos se refieren como "desplazamiento al rojo 1,5" (redshift 1.5).

Los científicos usan la palabra "desplazamiento al rojo" (del inglés redshift) porque a medida que el universo se expande, la luz de los objetos distantes se estira o "desplaza" a longitudes de onda más largas y rojas a medida que viaja hacia nosotros. La estrella recién detectada está tan lejos que su luz ha tardado 12900 millones de años en llegar a la Tierra, y se nos aparece como cuando el universo tenía solo el 7 por ciento de su edad actual, con un corrimiento al rojo de z=6.2z=6.2.

Los objetos más pequeños vistos anteriormente a una distancia tan grande son cúmulos de estrellas, incrustados dentro de las primeras galaxias. "Casi no lo creímos al principio, estaba mucho más lejos que la estrella de mayor corrimiento al rojo más distante y anterior", dijo el astrónomo Brian Welch de la Universidad Johns Hopkins en Baltimore, autor principal del artículo que describe el descubrimiento, que se publica en la revista Nature del 30 de marzo. El descubrimiento se realizó a partir de los datos recopilados durante el programa RELICS (Reionization Lensing Cluster Survey, Catálogo de Cúmulos por efecto lente de reionización) del Hubble, dirigido por el coautor Dan Coe en el Instituto de Ciencias del Telescopio Espacial (STScI), también en Baltimore. "Normalmente, a estas distancias, las galaxias enteras se ven como pequeñas manchas, con la luz de millones de estrellas mezclándose", dijo Welch. "La galaxia que alberga esta estrella ha sido magnificada y distorsionada por lentes gravitacionales en una larga media luna que llamamos Arco del Amanecer". Después de estudiar la galaxia en detalle, Welch determinó que una característica es una estrella extremadamente magnificada a la que llamó Earendel, que significa "estrella de la mañana" en inglés antiguo. El descubrimiento promete abrir una era inexplorada de formación estelar muy temprana. "Earendel existió hace tanto tiempo que es posible que no haya tenido todas las mismas materias primas que las estrellas que nos rodean hoy", explicó Welch. "Estudiar a Eärendel será una ventana a una era del universo con la que no estamos familiarizados, pero que nos llevó a todo lo que sabemos. Es como si hubiéramos estado leyendo un libro muy interesante, pero comenzamos con el segundo capítulo y ahora tendremos la oportunidad de ver cómo empezó todo", dijo Welch.

Cuando las estrellas se alinean

El equipo de investigación estima que Eärendel tiene al menos 50 veces la masa de nuestro Sol y millones de veces más brillante, rivalizando con las estrellas más masivas conocidas. Pero incluso una estrella tan brillante y de gran masa sería imposible de ver a una distancia tan grande sin la ayuda del aumento natural de un enorme cúmulo de galaxias, WHL0137-08, que se encuentra entre nosotros y Eärendel. La masa del cúmulo de galaxias deforma el tejido del espacio, creando una poderosa lupa natural que distorsiona y amplifica enormemente la luz de los objetos distantes detrás de él. Gracias a la rara alineación con el cúmulo de galaxias de aumento, la estrella Eärendel aparece directamente o muy cerca de una onda en el tejido del espacio. Esta ondulación, que se define en óptica como "cáustica", proporciona el máximo aumento y brillo. El efecto es análogo a la superficie ondulada de una piscina que crea patrones de luz brillante en el fondo de la piscina en un día soleado. Las ondas en la superficie actúan como lentes y enfocan la luz del sol al máximo brillo en el fondo de la piscina. Esta cáustica hace que la estrella Eärendel sobresalga del resplandor general de su galaxia de origen. Su brillo se magnifica mil veces o más. En este punto, los astrónomos no pueden determinar si Eärendel es una estrella binaria, aunque la mayoría de las estrellas masivas tienen al menos una estrella compañera más pequeña.
 
Confirmación con el telescopio espacial James Webb de la NASA

Los astrónomos esperan que Eärendel permanezca muy ampliada en los años venideros. Será observado por el telescopio espacial James Webb de la NASA. Se necesita la alta sensibilidad de Webb a la luz infrarroja para aprender más sobre Eärendel, porque su luz se estira (desplazada hacia el rojo) a longitudes de onda infrarrojas más largas debido a la expansión del universo. "Con Webb esperamos confirmar que Earendel es una estrella, así como medir su brillo y temperatura", dijo Coe. Estos detalles reducirán su tipo y etapa en el ciclo de vida estelar. "También esperamos encontrar que la galaxia Sunrise Arc carece de elementos pesados ​​que se forman en las generaciones posteriores de estrellas. Esto sugeriría que Earendel es una estrella rara, masiva y pobre en metales", dijo Coe.

La composición de Eärendel será de gran interés para los astrónomos, porque se formó antes de que el universo se llenara con los elementos pesados ​​producidos por sucesivas generaciones de estrellas masivas. Si los estudios de seguimiento encuentran que Eärendel solo se compone de hidrógeno y helio primordiales, sería la primera evidencia de las legendarias estrellas de Población III, que se supone que son las primeras estrellas nacidas después del Big Bang. Si bien la probabilidad es pequeña, Welch admite que es tentadora de todos modos. "Con el James Webb, podemos ver estrellas incluso más lejos que Earendel, lo que sería increíblemente emocionante", dijo Welch. "Iremos tan atrás como podamos. Me encantaría ver a Webb romper el récord de distancia de Eärendel". El Telescopio Espacial Hubble es un proyecto de cooperación internacional entre la NASA y la ESA (Agencia Espacial Europea). El Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA en Greenbelt, Maryland, administra el telescopio. El Instituto de Ciencias del Telescopio Espacial (STScI) en Baltimore, Maryland, lleva a cabo operaciones científicas del Hubble. STScI es operado para la NASA por la Asociación de Universidades para la Investigación en Astronomía en Washington, D.C.




 
 Vídeo 1.  Record Broken: Hubble Spots Farthest Star Ever Seen

Figura 1. La estrella Eärendel observada con efecto lente gravitacional. Acerca de esta imagen: La galaxia llamada del Arco del Amanecer (Sunrise Arc Galaxy) con la estrella más lejana jamás vista hasta ahora (2022), con el efecto lente gravitacional, estrella denominada Eärendel. La estrella apodada Eärendel (indicada con una flecha) está posicionada a lo largo de una onda en el espacio-tiempo que le da un aumento extremo, lo que le permite emerger a la vista desde su galaxia anfitriona, que aparece como una mancha roja en el cielo. Toda la escena se ve a través de la lente distorsionada creada por un enorme cúmulo de galaxias en el espacio intermedio, lo que permite ver las características de la galaxia, pero también distorsiona su apariencia, un efecto que los astrónomos llaman lentes gravitacionales. Los puntos rojos a ambos lados de Eärendel son un cúmulo estelar que se refleja a ambos lados de la onda, como resultado de la distorsión de lente gravitacional. La galaxia entera, llamada Arco del Amanecer, aparece tres veces, y los nudos a lo largo de su longitud son cúmulos estelares más reflejados. La posición única de Earendel justo a lo largo de la línea de aumento más extremo permite que se detecte, aunque no sea un cúmulo. Credits: SCIENCE, NASA, ESA, Brian Welch (JHU), Dan Coe (STScI). IMAGE PROCESSING: NASA, ESA, Alyssa Pagan (STScI).

Figura 2. Sobre esta imagen. Farthest Lensed Star Earendel Compass. La brújula de la estrella Eärendel más lejana mediante el efecto lente gravitacional. Créditos. SCIENCE: NASA, ESA, Brian Welch (JHU), Dan Coe (STScI). IMAGE PROCESSING: NASA, ESA, Alyssa Pagan (STScI).

Figura 3. Lensing Close-up/Acercamiento de lente. Acerca de esta imagen: Vista detallada de Earendel en la línea de aumento extremo. Esta vista detallada destaca la posición de la estrella Eärendel a lo largo de una onda en el espacio-tiempo (línea punteada) que la amplía y hace posible que la estrella se detecte a una distancia tan grande: casi 13000 millones de años luz. También se indica un cúmulo de estrellas que se refleja a ambos lados de la línea de aumento. La distorsión y la ampliación son creadas por la masa de un enorme cúmulo de galaxias ubicado entre el Hubble y Eärendel. La masa del cúmulo de galaxias es tan grande que deforma el tejido del espacio-tiempo, y mirar a través de ese espacio es como mirar a través de una lupa: a lo largo del borde del cristal o lente, la apariencia de las cosas del otro lado se deforma como así como magnificada. Créditos: CIENCIA: NASA, ESA, Brian Welch (JHU), Dan Coe (STScI) PROCESAMIENTO DE IMÁGENES: NASA, ESA, Alyssa Pagan (STScI).

Cf. la noticia anterior de Science Daily, con la noticia original similar en la página web del Hubble (en medio de una gran expectación que esperaba el anuncio del descubrimiento de alienígenas, jejejeje...)

Incluso el poderoso Telescopio Espacial Hubble de la NASA puede beneficiarse de alguna ayuda, como lo demuestra su último descubrimiento: una estrella sin precedentes tan distante que se necesitó una combinación de la instrumentación sofisticada del telescopio y la lupa natural de la naturaleza para detectarla. La estrella, apodada Eärendel por los astrónomos, emitió su luz en los primeros mil millones de años del universo. Es un salto significativo más allá del récord de distancia anterior del Hubble, en 2018, cuando detectó una estrella alrededor de 4 mil millones de años después del Big Bang. Hubble recibió un impulso al mirar a través del espacio deformado por la masa del enorme cúmulo de galaxias WHL0137-08, un efecto llamado lente gravitacional. Eärendel estaba alineado sobre o muy cerca de una onda en el tejido del espacio creado por la masa del cúmulo, que aumentaba su luz lo suficiente como para ser detectada por el Hubble. El telescopio James Webb de la NASA hará un seguimiento para conocer el brillo, la temperatura y la composición de Eärendel. Si bien las posibilidades de que Earendel sea una de las estrellas de la primera generación del universo son escasas, los astrónomos están ansiosos por conocer el entorno del universo primitivo.

El telescopio espacial Hubble de la NASA ha establecido un nuevo punto de referencia extraordinario: detectar la luz de una estrella que existió dentro de los primeros mil millones de años después del nacimiento del universo en el big bang, la estrella individual más lejana jamás vista hasta la fecha. El hallazgo es un gran salto en el tiempo desde el anterior poseedor del récord de una sola estrella; detectada por Hubble en 2018. Esa estrella existía cuando el universo tenía unos 4000 millones de años, o el 30 por ciento de su edad actual, en un momento al que los astrónomos se refieren como "desplazamiento al rojo 1.5". Los científicos usan la palabra "desplazamiento al rojo" porque a medida que el universo se expande, la luz de los objetos distantes se estira o "desplaza" a longitudes de onda más largas y rojas a medida que viaja hacia nosotros. La estrella recién detectada está tan lejos que su luz ha tardado 12900 millones de años en llegar a la Tierra, y se nos aparece como cuando el universo tenía solo el 7 por ciento de su edad actual, con un corrimiento al rojo de z=6.2. Los objetos más pequeños vistos anteriormente a una distancia tan grande son cúmulos de estrellas, incrustados dentro de las primeras galaxias.
 
"Casi no lo creímos al principio, estaba mucho más lejos que la anterior estrella de desplazamiento al rojo más distante y más alta", dijo el astrónomo Brian Welch de la Universidad Johns Hopkins en Baltimore, autor principal del artículo. describe el descubrimiento, que se publica en la revista Nature del 30 de marzo. El descubrimiento se realizó a partir de datos recopilados durante RELICS de Hubble. (Reionization Lensing Cluster Survey), dirigido por el coautor Dan Coe en el Instituto de Ciencias del Telescopio Espacial (STScI), también en Baltimore. "Normalmente, a estas distancias, las galaxias enteras se ven como pequeñas manchas, con la luz de millones de estrellas mezclándose", dijo Welch. "La galaxia que alberga esta estrella ha sido magnificada y distorsionada por lentes gravitacionales en una larga media luna que llamamos Arco del Amanecer (Sunrise Arc Galaxy)". Después de estudiar la galaxia en detalle, Welch determinó que una característica es una estrella extremadamente magnificada a la que llamó Earendel, que significa "estrella de la mañana" en inglés antiguo. El descubrimiento promete abrir una era inexplorada de formación estelar muy temprana.  
 
 "Eärendel existió hace tanto tiempo que es posible que no haya tenido todas las mismas materias primas que las estrellas que nos rodean hoy", explicó Welch. "Estudiar a Eärendel será una ventana a una era del universo con la que no estamos familiarizados, pero que nos llevó a todo lo que sabemos. Es como si hubiéramos estado leyendo un libro muy interesante, pero comenzamos con el segundo capítulo y ahora tendremos la oportunidad de ver cómo empezó todo", dijo Welch.

Cuando las estrellas se alinean

El equipo de investigación estima que Eärendel tiene al menos 50 veces la masa de nuestro Sol y millones de veces más brillante, rivalizando con las estrellas más masivas conocidas. Pero incluso una estrella tan brillante y de gran masa sería imposible de ver a una distancia tan grande sin la ayuda del aumento natural de un enorme cúmulo de galaxias, WHL0137-08, que se encuentra entre nosotros y Eärendel. La masa del cúmulo de galaxias deforma el tejido del espacio, creando una poderosa lupa natural que distorsiona y amplifica enormemente la luz de los objetos distantes detrás de él. 

Gracias a la rara alineación con el cúmulo de galaxias de aumento, la estrella Eärendel aparece directamente o muy cerca de una onda en el tejido del espacio. Esta ondulación, que se define en óptica como "cáustica", proporciona el máximo aumento y brillo. El efecto es análogo a la superficie ondulada de una piscina que crea patrones de luz brillante en el fondo de la piscina en un día soleado. Las ondas en la superficie actúan como lentes y enfocan la luz del sol al máximo brillo en el piso de la piscina. Esta cáustica hace que la estrella Eärendel sobresalga del resplandor general de su galaxia de origen. Su brillo se magnifica mil veces o más. En este punto, los astrónomos no pueden determinar si Eärendel es una estrella binaria, aunque la mayoría de las estrellas masivas tienen al menos una estrella compañera más pequeña.

Confirmación con el James Webb

Los astrónomos esperan que Eärendel permanezca muy ampliada en los años venideros. Será observado por el telescopio espacial James Webb de la NASA. Se necesita la alta sensibilidad de Webb a la luz infrarroja para aprender más sobre Eärendel, porque su luz se estira (desplazada hacia el rojo) a longitudes de onda infrarrojas más largas debido a la expansión del universo.

"Con Webb esperamos confirmar que Eärendel es una estrella, así como medir su brillo y temperatura", dijo Coe. Estos detalles reducirán su tipo y etapa en el ciclo de vida estelar. "También esperamos encontrar que la galaxia Sunrise Arc (Arco del Amanecer) carece de elementos pesados ​​que se forman en las generaciones posteriores de estrellas. Esto sugeriría que Eärendel es una estrella rara, masiva y pobre en metales", dijo Coe. La composición de Eärendel será de gran interés para los astrónomos, porque se formó antes de que el universo se llenara con los elementos pesados ​​producidos por sucesivas generaciones de estrellas masivas. Si los estudios de seguimiento encuentran que Eärendel solo se compone de hidrógeno y helio primordiales, sería la primera evidencia de las legendarias estrellas de Población III, que se supone que son las primeras estrellas nacidas después del Big Bang. Si bien la probabilidad es pequeña, Welch admite que es tentadora de todos modos. "Con Webb, podemos ver estrellas incluso más lejos que Eärendel, lo que sería increíblemente emocionante", dijo Welch. "Iremos tan atrás como podamos. Me encantaría ver al Webb romper el récord de distancia de Eärendel". El Telescopio Espacial Hubble es un proyecto de cooperación internacional entre la NASA y la ESA (Agencia Espacial Europea). El Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA en Greenbelt, Maryland, administra el telescopio. El Instituto de Ciencias del Telescopio Espacial (STScI) en Baltimore, Maryland, lleva a cabo operaciones científicas del Hubble. STScI es operado para la NASA por la Asociación de Universidades para la Investigación en Astronomía en Washington, D.C.

Créditos: CONTACTO CON LOS MEDIOS.  Leah Ramsay, Instituto de Ciencias del Telescopio Espacial, Baltimore, Maryland; Ray Villard, Instituto de Ciencias del Telescopio Espacial, Baltimore, Maryland. CONTACTO CIENTÍFICO: Brian Welch, Universidad Johns Hopkins, Baltimore, Maryland.  Dan Coe, Instituto de Ciencias del Telescopio Espacial, Baltimore, Maryland.
 
 
 
 

Referencias

[1] Brian Welch, Dan Coe, Jose M. Diego, Adi Zitrin, Erik Zackrisson, Paola Dimauro, Yolanda Jiménez-Teja, Patrick Kelly, Guillaume Mahler, Masamune Oguri, F. X. Timmes, Rogier Windhorst, Michael Florian, S. E. de Mink, Roberto J. Avila, Jay Anderson, Larry Bradley, Keren Sharon, Anton Vikaeus, Stephan McCandliss, Maruša Bradač, Jane Rigby, Brenda Frye, Sune Toft, Victoria Strait, Michele Trenti, Soniya Sharma, Felipe Andrade-Santos, Tom Broadhurst. A highly magnified star at redshift 6.2. Nature, 2022; 603: 815-818 DOI: 10.1038/s41586-022-04449-y

[2] Record broken: Hubble spots farthest star ever seen. Science Daily, URL: https://www.sciencedaily.com/releases/2022/03/220330124628.htm

[3] Hubble lensed star Eärendel, URLs:  https://hubblesite.org/contents/media/images/2022/003/01FWRZTQFDGGP05KM1PRCCNZ1E , https://hubblesite.org/contents/media/images/2022/003/01FWS5ZFQT3VCK1MYKEWAJ31P7, https://hubblesite.org/contents/media/images/2022/003/01FWS5FJ468Q4HV8C67PEQPVND

[4] Record Broken: Hubble Spots Farthest Star Ever Seen, URL:  https://hubblesite.org/contents/news-releases/2022/news-2022-003

[5] A highly magnified star at redshift 6.2, by Brian Welch et al. Nature volume 603, pages 815–818 (2022). Nature URL: https://www.nature.com/articles/s41586-022-04449-y

[6] A lucky cosmic alignment has revealed a single source of light in the first billion years after the big bang, setting up a major confirmation for the James Webb Space Telescope in its rookie year. URL:  https://hubblesite.org/contents/news-releases/2022/news-2022-003

[7] RELICS site: https://relics.stsci.edu/

Figura 4. Imagen adicional de cómo se produce una lente gravitacional por un cúmulo de galaxias.

Artículo traducido y editado por Juan F. González.

Apéndice

Una calculadora cosmológica muestra la diferencia entre el tiempo que ha tardado la luz en llegarnos y la distancia actual a Eärendel, para redshifts z=6.2 y z=6.4 en el modelo LCDM):

Figura 5. Distancia real y de la luz a Eärendel, si z=6.4 en el modelo cosmológico estándar LCDM.

Figura 6. Distancia real y de la luz a Eärendel, si z=6.2 en el modelo cosmológico estándar LCDM.

Agujeros negros supermasivos en el principio del Universo

Publicado el 29 de marzo de 2022 por Shawn DiCenza

Los agujeros negros supermasivos podrían haberse formado directamente en el universo primitivo

Figura decorativa: agujero negro supermasivo generando un efecto lente gravitacional a su alrededor.

Hay muchas cosas asombrosas en nuestro Universo y un agujero negro es una de las más desconocidas. No sabemos con certeza qué sucede dentro de un agujero negro e incluso aún se está investigando la formación de agujeros negros supermasivos en el universo primitivo. Un grupo de físicos del Laboratorio Nacional de Brookhaven ha abordado esta cuestión y ha encontrado una posible solución al misterio. La naturaleza de la materia oscura también puede ser resuelta por su teoría. “La pregunta aún sin respuesta sobre la naturaleza de la materia oscura y cómo el agujero negro supermasivo primordial [sic] podría crecer tan rápido en tan poco tiempo son dos preguntas abiertas apremiantes en física y astrofísica. Es deseable encontrar una explicación común para estas observaciones y podría proporcionarnos información sobre el funcionamiento interno del Universo”. Julia Gehrlein - Física en el Laboratorio Nacional de Brookhaven Las observaciones han demostrado que los agujeros negros supermasivos pueden haberse formado en el universo primitivo. De acuerdo con nuestra comprensión actual de cómo se forman los agujeros negros, no habría habido tiempo suficiente para que eso sucediera. Ni la acreción (cuando la materia cae en un agujero negro) ni las colisiones galácticas pueden explicar los agujeros negros primordiales supermasivos.

Los físicos teóricos Hooman Davoudiasl, Peter Denton y Julia Gehrlein desarrollaron un modelo que describe una posible solución utilizando la idea de que la materia oscura es ultraligera, con una masa que es 28 órdenes de magnitud más ligera que el protón, pero que posiblemente abarca años luz por partícula. "En nuestro caso, notamos que [las galaxias enanas ultradébiles] están mostrando algunos indicios preliminares de que la materia oscura puede ser ultraligera", dice Peter Denton. Hay alguna evidencia de que la distribución de la materia oscura de estas galaxias no es nítida hacia el centro, como cabría esperar. La materia oscura ultraligera sería una explicación para esto. "Si la amplitud de la distribución de la materia oscura es comparable en todas las galaxias, eso podría indicar que la materia oscura tiene un tamaño característico y es ultraligera".

Figura 1. El experimento CIBER de la NASA busca pistas sobre la formación de las primeras estrellas y galaxias. Estudiará el brillo total del cielo, para probar el componente de las primeras estrellas y galaxias utilizando firmas espectrales, y buscará el patrón espacial distintivo que se ve en esta imagen, producido por estructuras a gran escala de la materia oscura. Esto muestra una simulación numérica de la densidad de la materia cuando el universo tenía mil millones de años. La formación de galaxias sigue a los pozos gravitatorios producidos por la materia oscura, donde se une el gas de hidrógeno y se encienden las primeras estrellas. Crédito: Volker Springel/Consorcio Virgo.

Si la materia oscura es ultraligera, esa podría ser la clave para explicar la formación de los agujeros negros primordiales supermasivos. Las condiciones necesarias para que la materia colapse y forme un agujero negro de tamaño supermasivo fueron las correctas “unos pocos días después del Big Bang, cuando el Universo tenía una temperatura cercana a la del núcleo del Sol”, según Hooman Davoudiasl. Esto sería 15 millones de Kelvin, o 27 millones de grados Fahrenheit. Estas temperaturas serían necesarias para que este tipo particular de materia exista. Una vez que la temperatura del Universo alcanzó el nivel correcto, la presión podría haber caído a un nivel muy bajo, permitiendo que la materia colapsara debido a la gravedad. Esto no sucedería con las partículas conocidas, de ahí la idea de la materia oscura ultraligera. Este colapso de la materia provocaría ondas gravitacionales. “Esas ondas tienen una forma característica, por lo que hacemos una predicción para esa señal y su rango de frecuencia esperado”, dice Peter Denton. Cuando las matrices de sincronización de púlsares de próxima generación que sean más sensibles entren en funcionamiento, es posible que puedan detectar esas ondas y validar la teoría de que la materia oscura es o pudo haber sido ultraligera. Luego, los científicos podrían juntar más piezas del rompecabezas para obtener una comprensión más clara de la materia oscura, los agujeros negros y nuestro asombroso universo.

Referencias

[1] Posted on March 29, 2022 by Shawn DiCenza. Supermassive Black Holes Could Have Formed Directly in the Early Universe, Universetoday.com, URL: https://www.universetoday.com/155152/supermassive-black-holes-could-have-formed-directly-in-the-early-universe/

Artículo editado y traducido por Juan F. González

Agujeros negros masivos como partículas cuánticas

Se muestra que los agujeros negros masivos actúan como partículas cuánticas


Vídeo 1. Los físicos están utilizando las matemáticas cuánticas para comprender qué sucede cuando chocan los agujeros negros. Sorprendentemente, han demostrado que una sola partícula puede describir toda la onda gravitacional de una colisión. Una onda gravitacional completa puede conocerse a través del comportamiento de una sola de sus innumerables partículas. 

Cuando dos agujeros negros chocan, el choque titánico se extiende a través de la estructura misma del cosmos. Los físicos han utilizado la teoría de la gravedad de Albert Einstein para predecir los contornos aproximados de estas ondas gravitacionales a medida que atraviesan la Tierra, y los detectores de ondas gravitacionales LIGO y Virgo han confirmado onda tras onda. Pero los físicos están empezando a tambalearse cuando intentan utilizar las espinosas ecuaciones de Einstein para extraer formas ultraprecisas de todas las reverberaciones posibles. Estos detalles actualmente desconocidos serán esenciales para comprender completamente las finas ondas que los observatorios de próxima generación deberían captar.

El alivio, sin embargo, puede provenir de una dirección aparentemente improbable. En los últimos años, los físicos especializados en el comportamiento arcano de las partículas cuánticas han dirigido su maquinaria matemática hacia los agujeros negros que, a la distancia, se parecen a las partículas. Varios grupos han hecho recientemente un hallazgo sorprendente. Han demostrado que el comportamiento de una onda gravitacional (o electromagnética) puede conocerse completamente a través de las acciones de una sola de sus innumerables partículas, como si pudiéramos conocer la silueta precisa de un tsunami después de examinar una sola molécula de agua.

“No lo habría creído posible, y todavía tengo algunos problemas para entenderlo”, dijo Radu Roiban, físico teórico de la Universidad Estatal de Pensilvania que no participó en la investigación. Los resultados podrían ayudar a los futuros investigadores a interpretar los temblores más agudos en el espacio-tiempo que registrarán los futuros observatorios. También marcan el siguiente paso en la comprensión de cómo las teorías de las partículas cuánticas capturan los eventos que tienen lugar en nuestro nivel más amplio de realidad.

“¿Cuál es la conexión precisa entre estas ideas cuánticas y el mundo real? De eso se trata [su investigación]”, dijo Zvi Bern, físico teórico de partículas del Instituto Bhaumik de Física Teórica de la Universidad de California, Los Ángeles. “[Proporciona] una comprensión mucho mejor de eso que la que teníamos antes”.

Códigos de trucos cuánticos

En principio, la mayoría de los físicos esperan que las ecuaciones cuánticas también puedan manejar objetos grandes. Después de todo, somos en gran parte nubes de electrones y quarks. En la práctica, sin embargo, las leyes de Newton son suficientes. Si estamos calculando el arco de una bala de cañón, no tiene sentido comenzar con un electrón. "Nadie en su sano juicio lo haría diciendo 'Consideremos la teoría cuántica, resolvamos ese problema y extraigamos la física clásica'", dijo Bern. "Eso sería una idiotez". Pero la astronomía de ondas gravitacionales está llevando a los físicos a considerar medidas desesperadas. Cuando dos agujeros negros giran en espiral uno hacia el otro y chocan entre sí, la forma de la agitación resultante del espacio-tiempo depende de sus masas, giros y otras propiedades. Para comprender completamente los estruendos cósmicos que se sienten en las instalaciones de ondas gravitacionales, los físicos calculan con anticipación cómo varias parejas de agujeros negros sacudirán el espacio-tiempo. Las ecuaciones de la relatividad general de Einstein son demasiado complicadas para resolverlas exactamente, por lo que algunas de las formas de onda de LIGO/Virgo provienen de simulaciones precisas de supercomputadoras. Algunos de estos pueden tardar un mes. La colaboración LIGO/Virgo se basa en una colección de cientos de miles de formas de onda, improvisadas a partir de simulaciones y otros métodos más rápidos pero más toscos. Los físicos de partículas, al menos en algunos casos, creen que pueden obtener resultados más rápidos y precisos. Desde una perspectiva ampliada, los agujeros negros se parecen un poco a partículas masivas, y los físicos han pasado décadas pensando en lo que sucede cuando las partículas chocan en el vacío.

“A lo largo de los años nos hemos vuelto extremadamente buenos en la dispersión cuántica en la gravedad”, dijo Bern. “Tenemos todas estas herramientas increíbles que nos permiten hacer estos cálculos muy complicados”. Las principales herramientas del comercio se conocen como amplitudes, expresiones matemáticas que dan las probabilidades de eventos cuánticos. Una amplitud de "cuatro puntos", por ejemplo, describe dos partículas que entran y dos partículas que salen. En los últimos años, Bern y otros teóricos aplicaron amplitudes cuánticas de cuatro puntos al movimiento de colosales agujeros negros clásicos, igualando, y en algunos casos superando, la precisión de ciertos cálculos de forma de onda de vanguardia. “Es sorprendente lo rápido que [han avanzado] estas personas”, dijo Alessandra Buonanno, directora del Instituto Max Planck de Física Gravitacional y teórica galardonada que se especializa en predecir la forma de las ondas gravitacionales. “Realmente están impulsando esto”.

Todo en uno

Los físicos clásicos se han alejado de las amplitudes por una buena razón. Están llenos de infinitos. Incluso una colisión descrita por una función de cuatro puntos (dos partículas dentro, dos fuera) puede generar temporalmente cualquier número de partículas de corta duración. Cuantas más partículas transitorias considere un cálculo, más "bucles" (loops) se dice que tiene, y más preciso es. Se pone peor. Una función de cuatro puntos puede tener un número infinito de bucles posibles. Pero cuando dos agujeros negros se juntan, una función de cuatro puntos no es la única posibilidad. Los investigadores también deben considerar la función de cinco puntos (una colisión que arroja una partícula de radiación), así como la función de seis puntos (una colisión que produce dos partículas), etc. Se puede pensar en una onda gravitacional como una colección de un número infinito de partículas de "gravitón", y un cálculo ideal las cubriría todas, con un número infinito de funciones, cada una con un número infinito de bucles.

Figura 1. Gráfico de la colisión de un agujero negro. Crédito: Merrill Sherman/Quanta Magazine.

En este pajar cuántico de ancho y profundidad infinitos, los investigadores de amplitud necesitan identificar las agujas clásicas que contribuirían a la forma de la onda.

Una pista apareció en 2017 [1], cuando Walter Goldberger de la Universidad de Yale y Alexander Ridgway del Instituto de Tecnología de California estudiaron la radiación clásica emitida por dos objetos que chocan con una especie de carga eléctrica. Se inspiraron en una curiosa relación entre la gravedad y las otras fuerzas (conocida como la copia doble) y la usaron para convertir los objetos cargados en análogos de agujeros negros. Calcularon la forma de las ondas que rodaban hacia afuera y encontraron una expresión sorprendentemente simple y sorprendentemente cuántica.

"Tienes que cerrar los ojos ante algunos términos", dijo Donal O'Connell, teórico de la Universidad de Edimburgo. “Pero me pareció que lo que habían calculado era una amplitud de cinco puntos”. Intrigado, O'Connell y sus colaboradores investigaron más. Primero [2] utilizaron un marco cuántico general para calcular propiedades simples de una colisión entre dos grandes cuerpos clásicos. Luego [3], en julio de 2021, ampliaron este enfoque para calcular ciertas propiedades de onda clásicas y confirmaron que la amplitud de cinco puntos era, de hecho, la herramienta adecuada para el trabajo. 

Los investigadores se habían topado con un patrón inesperado en el pajar de amplitud. Demostró que no necesitaban un número infinito de amplitudes para estudiar las ondas clásicas. En cambio, podrían detenerse en la amplitud de cinco puntos, que involucra solo una partícula de radiación. “Esta amplitud de cinco puntos realmente es la cosa”, dijo O’Connell. “Cada gravitón o cada fotón que forma la onda, no le importa el hecho de que haya otro”. Cálculos posteriores revelaron por qué la amplitud de cinco puntos nos dice todo lo que necesitamos saber sobre el mundo clásico. Los resultados cuánticos tienen dos características definitorias. Tienen incertidumbre horneada en ellos. Los electrones, por ejemplo, se esparcen en una nube difusa. Además, las ecuaciones que los describen, como la ecuación de Schrödinger, presentan una constante de la naturaleza conocida como constante de Planck. Un hombre frente a una pizarra.

Los sistemas clásicos, como una onda gravitacional que se propaga a través de la Tierra, son perfectamente nítidos y pueden describirse sin tener a la vista una constante de Planck. Estas propiedades le dieron al grupo de O'Connell una prueba de fuego para determinar qué partes de qué amplitudes eran clásicas: no deben tener incertidumbre y no puede haber una constante de Planck en la descripción final. El grupo descubrió que la amplitud de cinco puntos más simple tenía dos "fragmentos", uno con la constante de Planck y otro sin ella. El primer fragmento era una pieza cuántica que podía ignorarse con seguridad. El segundo fue la radiación clásica, la parte útil para la astronomía de ondas gravitacionales.

Luego dirigieron su atención a la amplitud de seis puntos sin bucle: la emisión de dos partículas de radiación. Esta amplitud da la incertidumbre de la onda, porque tener dos partículas de radiación es como medir dos veces el campo. A primera vista, la amplitud era difícil de interpretar, con las constantes de Planck por todas partes. Pero cuando calcularon el resultado en detalle [4], muchos de los términos con la constante de Planck se cancelaron entre sí. Al final, O'Connell y sus colaboradores encontraron que la incertidumbre de seis puntos también se dividía en un fragmento clásico y uno cuántico. La incertidumbre clásica resultó ser cero, como debe ser. Y la parte cuántica no. En otras palabras, la amplitud de seis puntos no tenía ninguna información clásica. En retrospectiva, el resultado parecía algo inevitable. Pero antes de investigar los fragmentos en detalle, los investigadores esperaban ingenuamente que la amplitud de seis puntos todavía podría tener algún significado clásico sutil.

“Esto es pura cuántica. Eso fue un poco impactante al menos para mí”, dijo O'Connell. O'Connell había estudiado una fuerza relacionada con el electromagnetismo. Entonces, para verificar si el resultado también era válido para la gravedad, Ruth Britto en Trinity College Dublin y otros utilizaron varios atajos técnicos para calcular la amplitud de seis puntos sin bucle para dos partículas masivas. Descubrieron que tampoco tiene contenido clásico. “Es difícil de creer hasta que haces los cálculos”, dijo Riccardo Gonzo, también del Trinity College Dublin, quien trabajó en ambos resultados. Una lógica similar lleva a los investigadores a esperar que en bucles más altos, todas las amplitudes con más de cinco puntos serán todas cuánticas y, por lo tanto, ignorables, o expresables como una función más simple de amplitudes conocidas. Un desfile interminable de relaciones de incertidumbre casi lo garantiza. “La expectativa es que la teoría cuántica de campos describa la física clásica”, dijo Roiban. “Resulta que es así como lo hace, al tener incertidumbre cero en algunos estados”. El resultado es que las ondas clásicas son más fáciles de describir en el lenguaje de la mecánica cuántica de lo que temían los investigadores. “Una onda gravitatoria, o una onda de cualquier tipo, es algo grande y flexible. Debería depender de muchas pequeñas cosas”, dijo Roiban. Pero “una vez que conoces la colisión más un fotón o un gravitón en el estado final, entonces lo sabes todo”.

Espiral hacia las fusiones de agujeros negros

Cuando LIGO/Virgo capta ondas gravitacionales, la señal es hasta un 10% de ruido. Los futuros detectores, como el LISA basado en el espacio, pueden registrar ondas en el espacio-tiempo con una fidelidad del 99% o superior. En ese nivel de nitidez, los investigadores esperan que las ondas gravitacionales revelen una gran cantidad de información, como la rigidez de las estrellas de neutrones que se fusionan. El progreso reciente en la predicción de la forma de las ondas utilizando amplitudes cuánticas genera esperanzas de que los investigadores puedan desbloquear esa información. “Si este resulta ser realmente el caso”, dijo Buonanno, “sería fantástico. Creo que simplificará el cálculo al final, pero solo tenemos que ver”. 

Por ahora, sin embargo, el cálculo de formas de onda astrofísicas reales a partir de amplitudes sigue siendo un proyecto ambicioso. Las amplitudes de cuatro y cinco puntos capturan lo que sucede cuando los agujeros negros se "esparcen" o se disparan entre sí, y la técnica actualmente se puede extrapolar para comprender fusiones simples donde los agujeros negros no giran. Pero en su estado actual, estas amplitudes luchan por describir completamente las fusiones más complicadas que detectan los observatorios de ondas gravitacionales. Los investigadores de estas amplitudes cuánticas creen que pueden modificar sus métodos para calcular formas de onda realistas para una amplia variedad de fusiones de agujeros negros, pero aún no lo han hecho. Más allá de las ondas gravitacionales, la naturaleza general de la investigación sugiere que la forma en que el principio de incertidumbre organiza el pajar cuántico podría resultar útil en otras áreas de la teoría cuántica. La variedad infinita de relaciones entre amplitudes podría permitir verificaciones cruzadas independientes, por ejemplo, brindando una guía valiosa para cálculos que pueden llevar meses. Y puede servir como una prueba aguda para distinguir las teorías cuánticas que pueden describir nuestro mundo macro de aquellas que no pueden. “En el pasado era intuición”, dijo Roiban. “Ahora es un criterio claro. Es un cálculo, y es difícil discutir con un cálculo”.

Figura 2. Zvi Bern, físico teórico de partículas del Instituto Bhaumik de Física Teórica de la Universidad de California, Los Ángeles. Crédito: Penny Jennings.

Figura 3. Alessandra Buonanno, directora del Instituto Max Planck para la Física Gravitacional, Max Planck Institute for Gravitational Physics. Crédito: Andreas Klaer.

Referencias

[1] Radiation and the classical double copy for color charges, Walter D. Goldberger and Alexander K. Ridgway, Phys. Rev. D 95, 125010 – Published 30 June 2017. URL: https://journals.aps.org/prd/abstract/10.1103/PhysRevD.95.125010

[2] Amplitudes, Observables, and Classical Scattering, David A. Kosower, Ben Maybee, Donal O'Connell. ArXiv:  https://arxiv.org/abs/1811.10950

[3] Waveforms from Amplitudes, Andrea Cristofoli, Riccardo Gonzo, David A. Kosower, Donal O'Connell. ArXiv: https://arxiv.org/abs/2107.10193

[4] The Uncertainty Principle and Classical Amplitudes, Andrea Cristofoli, Riccardo Gonzo, Nathan Moynihan, Donal O'Connell, Alasdair Ross, Matteo Sergola, Chris D. White. https://arxiv.org/abs/2112.07556v1

[5] Graviton particle statistics and coherent states from classical scattering amplitudes,  Ruth Britto, Riccardo Gonzo, Guy R.Jehu. ArXiv: https://arxiv.org/abs/2112.07036

[6] Artículo original, en Quanta Magazine, Massive Black Holes Shown to Act Like Quantum Particles, by Charlie Wood, Staff Writer. March 29th, 2022. URL: https://www.quantamagazine.org/massive-black-holes-shown-to-act-like-quantum-particles-20220329/

Artículo editado y traducido por: Juan F. González

El origen de los púlsares de milisegundo más lentos

Los investigadores explican la formación de púlsares de milisegundos con largos períodos orbitales por Li Yuan, Academia China de Ciencias.

Figura 1. Crédito: Pixabay/CC0 Dominio Público. Credit: Pixabay/CC0 Public Domain.

Un equipo de investigación dirigido por el profesor Wang Bo de los Observatorios de Yunnan de la Academia de Ciencias de China ha explicado la formación de púlsares de milisegundos (MSP) con largos períodos orbitales por el colapso de enanas blancas inducido por acreción.

Este trabajo fue publicado en Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. En general, se cree que los sistemas de estrellas de neutrones (NS) se forman de tres maneras: supernovas de colapso del núcleo de estrellas masivas, supernovas de captura de electrones de estrellas de masa intermedia y colapso inducido por acreción (AIC) de enanas blancas masivas (WD).

En el proceso AIC, las WD de oxígeno-neón (ONe) colapsan en estrellas de neutrones a través de reacciones de captura de electrones. Se prevé que los eventos AIC sean los transitorios ópticos débiles y de corta duración más probables, y se espera una pequeña masa de eyección durante el colapso. El proceso AIC puede conducir a la formación de NS recién nacidos con pequeñas patadas y, por lo tanto, puede usarse para reproducir NS obviamente jóvenes en algunos cúmulos globulares. Estas NS jóvenes no pueden producirse a través del clásico canal de supernova de colapso del núcleo. Mientras tanto, el proceso AIC puede ayudar a explicar la discrepancia observada entre la gran tasa de púlsares de milisegundos (MSP) y la pequeña tasa de sus sistemas progenitores (es decir, binarios de rayos X de baja masa o LMXB) en la galaxia. Un ONe WD que acumula material rico en H de una estrella gigante roja (RG) puede experimentar el proceso AIC, produciendo eventualmente MSP, conocido como el canal donante RG. Vale la pena señalar que cada vez más MSP con órbitas anchas de más de 500 días (>500 d) han sido detectadas por observaciones recientes, pero su origen aún es muy incierto. En este estudio, los investigadores exploraron la formación de MSP binarias a través del canal de donantes RG sistemáticamente utilizando una prescripción de transferencia de masa integrada para donantes RG. Descubrieron que el canal donante RG podría formar MSP binarios con períodos orbitales que van desde 50 d a 1200 d, en los que las masas finales de NS estaban en el rango de ~ 1.26–1.55 masas solares (1.26-1.55Msol1.26-1.55M_{sol}) y las masas de los compañeros WD estaban en el rango de 0,300,55Msol0,30–0,55 M_{sol}. También encontraron que las MSP formadas a través del canal donante RG seguían la correlación entre la masa compañera y el período orbital, y que existía una anticorrelación entre la masa NS final y el período orbital final. Los sistemas pre-AIC con donantes RG se mostrarían como simbióticos en las observaciones, mientras que los sistemas post-AIC podrían identificarse como LMXB, evolucionando finalmente a MSP jóvenes con órbitas amplias (>50d).

"El canal donante RG proporciona una forma viable de dar cuenta de las MSP observadas con largos períodos orbitales. Más estudios teóricos y observacionales sobre MSP con separaciones amplias serían útiles para nuestra comprensión de este tipo de sistemas de púlsares", dijo el profesor Wang.

Referencias

[1] Researchers explain formation of millisecond pulsars with long orbital periods
by Li Yuan, Chinese Academy of Sciences. Phys.org URL: https://phys.org/news/2022-03-formation-millisecond-pulsars-orbital-periods.html

[2] Bo Wang et al, Formation of millisecond pulsars with long orbital periods by accretion-induced collapse of white dwarfs, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (2022). Disponible online en las URL: https://academic.oup.com/mnras/article-abstract/510/4/6011/6509490

https://dx.doi.org/10.1093/mnras/stac114

Artículo editado y traducido por: Juan F. González

Círculos de radio raros


https://www.youtube.com/watch?v=m8qvOpcDt1o

Vídeo 1. Los círculos raros de radio (Odd Radio Circles, ORCs, en sus siglas en inglés). Imagen: J. English (U. Manitoba), EMU, MeerKAT, DES (CTIO). Animación: círculos de radio impares. Créditos: Ilustración: Sam Moorfield. Datos: CSIRO, HST (HUDF), ESA, NASA.  Imagen: J. English (U. Manitoba), EMU, MeerKAT, DES (CTIO); Texto: Jayanne English.

Extraños círculos de radio (Raros círculos de radio)

¿Cómo llamas a un rompecabezas cósmico que nadie esperaba ver? En este caso, CRR, círculos raros de radio, en inglés...Odd Radio Circles, también conocidos como ORC. ORC-1 tipifica los enigmáticos cinco objetos, solo visibles en frecuencias de radio, que se descubrieron por casualidad en 2019 utilizando la nueva matriz de radio australiana SKA Pathfinder. La imagen final en el video presentado utiliza datos de 2021 de la matriz Sudafricana MeerKAT para revelar más detalles. Los datos de radio, a los que se les asignan colores turquesa, se combinan con un mapa óptico/IR de Dark Energy Survey. La ilustración animada del artista explora solo una idea sobre los orígenes de los ORC. Si dos agujeros negros supermasivos se fusionan en el centro de una galaxia, las ondas de choque asociadas podrían generar anillos de radiación de radio. Estos crecen para llenar el cuadro de video. El video se aleja para que se pueda rastrear la expansión del ORC hasta que tenga aproximadamente un millón de años luz de diámetro. Afortunadamente, el próximo Square Kilometre Array (SKA) puede ayudar a probar este y otros escenarios prometedores.

Referencias

[1] Astronomy Picture Of the Day (Imagen de Astronomía del Día). Fecha: 30 de Marzo de 2022. URL: https://apod.nasa.gov/apod/ap220330.html

 
 
 Artículo traducido y editado por: Juan F. González
 
 
 

La ley de Coulomb-Newton en otras dimensiones

La ley de Coulomb (Newton) en otras dimensiones
 
En 3+1 dimensiones de espacio-tiempo, la ley de Coulomb y la ley de Newton de la gravitación universal adoptan una forma extremadamente simple matemáticamente hablando, una ley del inverso del cuadrado:

f(r)=Kr2f(r)=\dfrac{K}{r^2}

con una adecuada y propia definición de la fuente, carga y la distancia. ¿Cuáles serían las leyes de Coulomb y Newton si viviéramos en otras dimensiones?

Para responder a esta pregunta, tenemos que hacer algunas hipótesis. Si asumimos que el lagrangiano (operador matemático) o la ley del flujo del campo correspondiente tiene la misma forma en D=d+1D=d+1, esto signficaría que las ecuaciones de Maxwell (o de Poisson en el caso gravitacional), se mantienen. Es decir, 2φ(x)=0\nabla^2\varphi(x)=0. Resolviendo la ecuación de Poisson en el espacio libre, encontraremos el potencial, y de éste, la fuerza. Mediante una transformada de Fourier:

φ(x)=ddk(2π)deik·xk2\varphi(\mathbf{x}) = \int \frac{\mathrm{d}^d k}{(2\pi)^d} \frac{ e^{i \mathbf{k}\cdot \mathbf{x}}}{k^2}

Resolviendo para el potencial

φ=1(2π)ddk kd-3dd-1Ωeikrcosθ1\varphi = \frac{1}{(2\pi)^d}\int \mathrm{d} k \; k^{d-3} \mathrm{d}^{d-1}\Omega {e^{i k r \cos \theta_1}}

donde dd-1Ω\mathrm{d}^{d-1} \Omega es el (d-1)D(d-1)D elemento diferencial angular. Ahora esta integral involucra un ángulo azimutal θ\theta, y podemos parametrizar la coordenada end-Dd-D coordenadas esféricas como sigue:

x1=rcosθ1;x2=rsinθ1cosθ2;;xd=rsinθ1sinθ2sinθd-2cosϕ;x_1 = r \cos\theta_1; x_2 = r \sin\theta_1 \cos\theta_2; \cdots; x_d = r \sin\theta_1 \sin\theta_2\cdots \sin\theta_{d-2}\cos\phi;

Entonces el elemento de superficie dd-1Ω=sind-2θ1sind-3θ2sinθd-2dθ1dθ2dθd-2dϕ\mathrm{d}^{d-1} \Omega = \sin^{d-2}\theta_1 \sin^{d-3}\theta_2 \cdots \sin \theta_{d-2} \mathrm{d}\theta_1 \mathrm{d}\theta_2 \cdots \mathrm{d}\theta_{d-2} \mathrm{d} \phi, y donde la integral sobre los ángulos excepto θ1\theta_1 es el área de la hipersuperficie (d-2)-D(d-2)-D.

Sd-2=2πd-12Γd-12S_{d-2} = \frac{2 \pi^{\frac{d-1}{2}}}{\Gamma\left( \frac{d-1}{2} \right) }


de donde φ=Sd-2(2π)drd-2Id\varphi = \frac{ S_{d-2}}{ (2\pi)^d r^{d-2}} I_{d}, y entonces 

Id=0dξ 0πdθ ξd-3sind-2θexpiξcosθ.I_d = \int_0^\infty \mathrm{d}\xi \; \int_0 ^\pi \mathrm{d}\theta \; \xi^{d-3} \sin^{d-2}\theta \exp\left[ i \xi \cos\theta \right].

Usando el resultado matemático:

Id=0dξ πΓd-12F10d2,-ξ24Γd2ξd-3=2d-3πΓd-22Γd-12.I_d = \int_0^\infty \mathrm{d}\xi \; \sqrt{\pi} \Gamma\left( \frac{d-1}{2} \right) \frac{{ }_0F_1\left( \frac{d}{2}, -\frac{\xi^2}{4} \right)}{\Gamma\left( \frac{d}{2} \right)} \xi^{d-3} = 2^{d-3} \sqrt{\pi} \Gamma\left( \frac{d-2}{2} \right) \Gamma\left( \frac{d-1}{2} \right).

se deduce que

φ=Sd-2(2π)drd-22d-3πΓd-22Γd-12=Γd-224πd21rd-2\varphi = \frac{ S_{d-2}}{ (2\pi)^d r^{d-2}} 2^{d-3} \sqrt{\pi} \Gamma\left( \frac{d-2}{2} \right) \Gamma\left( \frac{d-1}{2} \right) = \frac{\Gamma\left( \frac{d-2}{2}\right)}{4 \pi^\frac{d}{2} }\frac{1}{r^{d-2}}

Figura 1. Hipergravedad (campo hipernewtoniano) y campo hipercoulombiano. Campo potencial radial en dimensiones superiores.



 
Gauss Law/La Ley de Gauss

Hay, sin embargo, una forma más sencilla de resolver éste probleme. Usar el denominado teorema de Gauss (en Matemáticas y Física es bien conocido), porque se supone válido para los campos clásicos. Usando el concepto de flujo, número de líneas de campo que atraviesan una superfice esférica cerrada para simetría radial, se tiene que, para carga/masa y constante normalizados la expresión:

ϕE=E(r)Sd-1=1\phi_E=E(r)S_{d-1}=1

donde Sd-1S_{d-1} es la hiperárea de una (d-1)(d-1) hiperesfera. Para obtener la ley de hiperCoulomb o hiperNewton en (d+1)-D(d+1)-D, si hacemos:

f=Γd22πd21rd-1.f = \frac{\Gamma\left( \frac{d}{2} \right) }{2 \pi^\frac{d}{2}} \frac{1}{r^{d-1}}.

Puede verificarse trivialmente que

-rφ(r)=E(r) -\frac{\partial}{\partial r} \varphi(r) = E(r)

como esperaríamos. Por supuesto, la integración directa puede ser usada en donde la ley de Gauss no se cumple.

Ley de (hiper)Coulomb para un campo vectorial masivo

Otro resultado interesante, es la ley de Coulomb para teorías clásicas en las que el bosón intemediario tiene masa diferente de cero, en dimensiones superiores. La ecuación de Poisson se escribe en este caso en la forma siguiente (en ocasiones se denomina ecuación de Proca):

(2-m2)φ(x)=0.(\nabla^2 - m^2) \varphi(\mathbf{x}) = 0.

Haciendo una transformación de Fourier:

φ(x)=ddk(2π)deik·xk2+m2.\varphi(\mathbf{x}) = \int \frac{\mathrm{d}^d k}{(2\pi)^d} \frac{ e^{i \mathbf{k}\cdot \mathbf{x}}}{k^2+m^2}.

Aplicando la misma técnica de nuevo (salvo la ley de Gauss), se tiene el potencial del campo vectorial masivo siguiente:

φ(r)=(mr)d2-1Kd2-1(mr)(2π)d21rd-2\varphi(r) = \frac{ (m r)^{\frac{d}{2}-1} K_{\frac{d}{2}-1} (mr)}{(2 \pi)^\frac{d}{2}}\frac{1}{ r^{d-2}}

donde Kn(x)K_n(x) es la denominada función de Bessel de segunda especie (o segundo tipo).

Figura 2. Comparación del potencial del bosón masivo con el bosón sin masa en dimensiones superiores.

Figura 3. Comparación del potencial del bosón masivo con el bosón sin masa en dimensiones superiores para grandes distancias.

Apéndice.  área superficial de una (d-1)D(d-1)D hiperesfera.
 
Consideremos la integral gaussiana:


dnxexp-x2=dxexp-x2n=πn2\int \mathrm{d}^n x \exp\left( - \mathbf{x}^2 \right) = \left( \int \mathrm{d}x \exp\left[ - x^2 \right] \right)^n = \pi ^{\frac{n}{2}}

El miembro de la izquierda puede reescribirse como sigue:

dr rn-1exp-r2Sn-1\int \mathrm{d}r \; r^{n-1} \exp\left[ -r^2 \right] S_{n-1}

Por lo tanto, se tiene que

Sn-1=2πn2Γn2.S_{n-1} = \frac{2 \pi^\frac{n}{2} }{\Gamma\left(\frac{n}{2}\right)}.

Q.E.D.

Comentario: resolviendo la ecuación para la denominada función de Green para el espacio, con condición de contorno del espacio libre, transforma la ecuación de Poisson en la expresión

2φ(x)=δ(x)\nabla^2 \varphi(\mathbf{x}) = \delta(\mathbf{x})

en donde se observa la presencia de la función delta de Dirac, o función generalizada (en el sentido de las llamadas distribuciones).

Esta no es la única generalización posible. Puede no ser incluso la generalización más natural desde el punto de vista de la aproximación newtoniana en relatividad general. En Relatividad General, uno debería escribir la denominada ecuación de campo de Einstein en (d+1)D(d+1)D y hacer la linealización de las ecuaciones de campo ahí. Eso significa fijar GNG_N, que no es siempre resaltado.

Referencias

[1] La ley de Coulomb en dimensiones superiores. URL: https://naturalunits.blogspot.com/2012/10/coulombs-law-in-high-dimensions.html


Artículo editado y traducido por Juan F. González

¿Son los electrones agujeros negros o singularidades desnudas?

Las partículas elementales como agujeros negros o ¿singularidades desnudas?

El Modelo Estándar de la Física de Altas Energías y partículas subatómicas sigue vigente tras más de medio siglo desde su construcción.

Sin embargo, uno puede cuestionarse si las partículas que lo forman son aún fundamentales o elementales, o estarían hechas de otras partículas más pequeñas confinadas. O incluso, considerar la opción de que todas las partículas sean excitaciones de una sola entidad universal, como propone la teoría de (super)cuerdas.

Otra idea antigua, dentro de poco tiempo casi un siglo de antigüedad, es que las partículas subatómicas sean agujeros negros o incluso singularidades espacio-temporales desnudas. Este artículo, es una discusión libre de esta antigua propuesta.

Aunque un agujero negro puede definirse intuitivamente como una región de la que clásicamente ni la luz, la radiación o la materia puede escapar, hay una definición más rigurosa:

Figura 1. Definición formal rigurosa de agujero negro.

En un artículo de 1938, Albert Einstein, Leopold Infeld y Banesh Hoffmann mostraron que, si las partículas elementales eran tratadas como singularidades espacio-tiempo, es innecesario postular el denominado movimiento geodésico como parte de la Teoría General de la Relatividad. El electrón podría ser, por tanto, una singularidad (y el resto de partículas subatómicas consideradas elementales).

Ignorando el momento angular del electrón, y su carga eléctrica, como primera aproximación, también como los efectos de la Mecánica Cuántica, se puede tratar el electrón como un agujero negro e intentar calcular su hipotético radio. El denominado radio de Schwarzschild Rs=2GMc2R_s=\dfrac{2GM}{c^2} es el radio del horizonte de eventos o sucesos para un agujero negro de masa MM. En la fórmula anterior, GG es la constante gravitacional de Newton, que vale G=6.674·10-11Nm2/kg2G=6.674\cdot 10^{-11}Nm^2/kg^2 en nuestro Universo, y c=299792458m/s3·108m/sc=299792458m/s\approx 3\cdot 10^8m/s es la velocidad de la luz en nuestro Universo. Aplicando la fórmula del radio de Schwarzschild al electrón, se obtiene, si tomamos la masa del electrón con el valor me=9.109·10-31kgm_e=9.109\cdot 10^{-31}kg, un valor de Rs=1.353·10-57mR_s=1.353\cdot 10^{-57}m, un valor ridículamente pequeño. Es incluso menor que la llamada longitud de Planck LpL_p, que definiría la teoría cuántica de la gravedad mediante la relación Lp=G/c31.62·10-35mL_p=\sqrt{G\hbar/c^3}\approx 1.62\cdot 10^{-35}m. Por lo tanto, ignorando la carga eléctrica y el momento angular del electrón, ingenuamente aplicando la relatividad general sobre la escala de masa del electrón, ignorando la Mecánica Cuántica, un agujero negro igual a la masa del electrón tendría dicho radio.

En realidad, los físicos esperan que la gravitación cuántica y sus efectos lleguen a ser importantes mucho antes que esta escala del radio de Schwarzschild del electrón, en particular se espera importen al menos a la escala de longitud de Planck (quizás antes). Entonces, la pura especulación clásica no puede ser fiable. Además, incluso clásicamente, la carga eléctrica y el momento angular deben afectar las propiedades de un agujero negro clásico. Tomándolos en consideración, pero aún ignorando los efectos cuánticos, tendríamos lo que se denomina una métrica de Kerr-Newman. En este caso, encontramos algo curioso. El momento angular y carga del electrón son demasiado grandes para el agujero negro de la masa del electrón: un objeto compacto o agujero negro de Kerr-Newman con tal momento angular y carga como el que tendría el electrón sería lo que los físicos denominan "superextremos", exhibiendo una singularidad desnuda sin horizonte de eventos o sucesos, lo que viene a decir que sería una divergencia de un campo clásico sin ``la pantalla'' clásica que es el horizonte. Para ver esto, es suficiente considerar la carga de electrón y despreciar en primera instancia su momento angular. Es lo que se llama métrica de Reissner-Nordström, que describe un espacio-tiempo eléctricamente cargado pero no rotatorio. En la métrica de Reissner-Nordström, hay una cantidad llamada radio de carga, definido por la expresión matemática

Rq=q2G16π2ε0c4=q2c2KCGπR_q=\sqrt{\dfrac{q^2G}{16\pi^2\varepsilon_0c^4}}=\dfrac{q}{2c^2}\sqrt{\dfrac{K_CG}{\pi}}

y donde KC=14πε09·109Nm2/C2K_C=\dfrac{1}{4\pi\varepsilon_0}\approx 9\cdot 10^9Nm^2/C^2 es la constante de Coulomb de la Electrostática, una constante también fundamental de nuestro Universo.

Para el electrón, q=-e=-1.602·10-19Cq=-e=-1.602\cdot 10^{-19}C, lo que da un valor para el radio de carga de Reissner-Nordström aproximadamente igual a Rq=1.38·10-36mR_q=1.38\cdot 10^{-36}m, todavía menor que la longitud de Planck.

Como Rq>>RsR_q>>R_s, la métrica de Reissner-Nordström tiene una singularidad desnuda sin horizonte de eventos o sucesos.

Si incluimos los efectos de la rotación del electrón, usando la métrica de Kerr-Newman, hay todavía una singularidad desnuda, que no es ahora una singularidad puntual, sino anular (con forma de anillo), y el espacio-tiempo resultante tiene curvas cerradas de género tiempo (¡máquinas del tiempo!), aunque microscópicas. El tamaño de la singularidad anular o de anillo es del orden de la cantidad

Ra=JMcR_a=\dfrac{J}{Mc}

donde como antes, MM es la masa del electrón, y cc es la velocidad de la luz. Sin pérdida de generalidad, tomamos como momento angular del electrón el valor J=/2J=\hbar/2, es decir, el momento angular de espín del electrón. Esto proporciona un valor

Ra1.93·10-13mR_a\approx 1.93\cdot 10^{-13}m.

que es un valor mucho más grande que la escala de longitud asociada a los radios gravitacionales previos de la carga y masa del electrón. Carter [2] notó que esta longitud es del orden de la longitud de onda de Compton del electrón (se define la longitud de onda de Compton del electrón como la longitud de onda de un fotón que tuviera la energía en reposo del electrón, i.e., λC=/Mc\lambda_C=\hbar/Mc). A diferencia de la longitud de onda de Compton, la escala JJ no es mecanocuántica en origen.

La idea de que las partículas elementales son agujeros negros tuvo una curiosa exhibición como parte del argumento en un episodio de la serie The Big Bang Theory.

Vídeo 1.  Sheldon Cooper se encuentra con Stephen W. Hawking para proponerle su idea de que el bosón de Higgs es un agujero negro acelerando hacia atrás en el tiempo. El célebre científico en silla de ruedas le comenta que su idea es fascinante pero errónea por un error aritmético en la segunda página, aunque le comenta que le gustó su idea mucho previamente antes de eso. Sheldon no puede soportar haberse equivocado ante su ídolo y se desmaya. El episodio donde tiene lugar es "The Hawking Excitation", episodio 21º de la quinta temporada del sitcom The Big Bang Theory, y en él también aparece el legendario Leonard Nimoy (Mr. Spock en la serie original de Star Trek y sus películas clásicas, más 2 apariciones en las versiones se Star Trek de J.J. Abrahams).


Vídeo 2. Versión en castellano del vídeo anterior.

Una imagen como epílogo a continuación:

P.S.: Nótese que S. W. Hawking tenía un gran (peculiar) sentido del humor, así que también se prestó a una partida de ajedrez cuántico (quantum chess) contra Ant-Man...¡Y perdió!


Vídeo 3. Anyone can quantum. Spoilers: Hawking pierde contra Ant-Man, a.k.a. Paul Rudd. La narración corre a cargo de Keanu Reeves, Neo en Matrix, ahora conocido por su avatar en Cyberpunk y su personaje de John Wick.

Frase épica final: "Entanglement is the key", said K. Reeves by e-mail (later Paul Rudd), and P. Rudd told Hawking so: "Entanglement, Dr. Hawking. It sorrounds us and penetrates us. It binds the Galaxy together". Hawking answered to that,..."Nerd!!!". Jajajajajajajajajaja...

No context final picture... ¡¡¡¡¡Estira, estira, estira...!!!!! ¡Lanzamientoooo!


Referencias

[1] Einstein, A.; Infeld, L.; Hoffmann, B. (January 1938). "The gravitational equations and the problem of motion". Annals of Mathematics. Second Series. 39 (1): 65–100. Bibcode:1938AnMat..39...65E. doi:10.2307/1968714. JSTOR 1968714.

[2] Carter, B. (25 October 1968). "Global structure of the Kerr family of gravitational fields". Physical Review. 174 (5): 1559–1571. Bibcode:1968PhRv..174.1559C. doi:10.1103/physrev.174.1559.

[3] Black hole electron, Wikipedia, la Enciclopedia Libre, Fundación Wikimedia. URL: https://en.wikipedia.org/wiki/Black_hole_electron

Artículo traducido y editado por Juan F. González

Gravitones masivos como materia oscura

¿Podrían los gravitones masivos ser candidatos viables a la materia oscura?

por Ingrid Fadelli, Phys.org. 23 de Marzo de 2022. 

Figura 1. Caricatura del modelo extradimensional deformado, donde la posición a lo largo de la dirección del espacio adicional está representada por el eje horizontal. El espacio-tiempo ordinario está representado por las pantallas ortogonales. La materia ordinaria de la que estamos hechos se localiza en la pantalla central, mientras que Dark Matter vive principalmente en la pantalla derecha. Crédito: Cai, Cacciapaglia y Lee. Se trata de un modelo de dimensiones adicionales de tipo ``warped'' o deformado, extensión de los modelos denominados Randall-Sundrum(RS), que usa un espacio-tiempo denominado Anti-de Sitter. La Física a escala de Planck de alta energía (UV ultravioleta) se haya separada de nuestro universo por una brana de tipo AdS I, donde vive la materia ordinaria y los campos ordinarios. La brana de tipo AdS II, donde viviría la materia oscura, sería lo que se llama un modelo AdS II, en la Física de baja energía o infrarroja (IR). El puente entre las branas apiladas de Planck, AdS I y AdS II sería la gravedad, que se propagaría entre las 3 branas e incluiría una variante masiva de nuestro gravitón, que podría ser la materia oscura. Detalles en el artículo y referencias a continuación. Las partículas masivas que serían la materia oscura son en el nuevo modelo el radión (graviescalar de teorías de dimensiones adicionales) y los gravitones masivos de tipo Kaluza-Klein (KK), muy usuales en teorías y modelos de (super)cuerdas.

Hoy en día, muchos equipos de investigación en todo el mundo están tratando de detectar la materia oscura, una sustancia invisible que se cree que representa la mayor parte (80-85%) de la materia del universo. Como no refleja ni emite luz, su presencia se ha revelado indirectamente a través de sus interacciones gravitatorias con la materia visible. Hasta ahora, los candidatos a materia oscura más prometedores son los axiones, los neutrinos y las partículas masivas de interacción débil. Recientemente, sin embargo, algunos físicos también comenzaron a investigar la posibilidad de que otro tipo de partículas hipotéticas, los gravitones masivos, pudieran ser candidatos viables a la materia oscura.

La teoría sugiere que se produjeron gravitones masivos durante las colisiones entre partículas ordinarias en el entorno caliente y denso del Universo primitivo, en los pocos instantes que siguieron al Big Bang. Si bien las teorías predicen su existencia, estas partículas hasta ahora nunca se han detectado directamente. Investigadores de la Universidad de Corea y la Universidad de Lyon han llevado a cabo recientemente un estudio teórico que explora la posibilidad de que los gravitones masivos puedan ser buenos candidatos para la materia oscura. Los resultados de sus cálculos teóricos se publicaron en un artículo en Physical Review Letters.

"Nuestro estudio comenzó observando las dimensiones adicionales, particularmente las dimensiones adicionales deformadas, que se han estudiado mucho en los últimos 20 años", dijo a Phys.org Giacomo Cacciapaglia, uno de los investigadores que llevó a cabo el estudio. "Cuando la gravedad se propaga en este espacio invisible, materializa gravitones masivos. Su acoplamiento con la materia ordinaria es muy débil, siendo de origen gravitatorio".


 
 Figura 2. Densidad reliquia del gravitón masivo en el espacio de parámetros del modelo alabeado. Los puntos a lo largo de la línea roja reproducen la Materia Oscura observada en el Universo, mientras que las regiones sombreadas están excluidas. Crédito: Cai, Cacciapaglia y Lee.
 
 El proceso a través del cual teóricamente se producirían gravitones masivos es extremadamente raro. Por esta razón, la tasa a la que se producen estas partículas sería significativamente menor que la tasa de producción de partículas "ordinarias". Cacciapaglia y sus colegas Haiying Cai y Seung Lee se preguntaron si se produjeron suficientes gravitones masivos en el universo primitivo para que se los considerara un buen candidato a materia oscura. "Al calcular la tasa de producción de estas partículas, descubrimos que algunos procesos aumentan por debajo de la escala en la que el bosón de Higgs genera masas para las partículas ordinarias, 1 picosegundo después del Big Bang", dijo Cacciapaglia. "Demostramos que esta mejora es suficiente para crear la cantidad correcta de materia oscura en forma de gravitones masivos con masas por debajo del MeV".

Los cálculos realizados por Cai, Lee y Cacciapaglia muestran que, en lugar de estar asociada con la física desconocida que ocurre poco después del Big Bang, la producción de gravitones masivos es más efectiva por debajo de la escala de energía en la que residen los bosones de Higgs. Los bosones de Higgs son partículas elementales que llevan el campo de Higgs, el campo que da masa a las partículas fundamentales como los electrones y los quarks. "Esto establece una conexión directa entre la física estudiada en el Gran Colisionador de Hadrones en Ginebra y la física de la gravedad y la materia oscura del Universo primitivo", dijo Cacciapaglia. "Nuestros resultados implican que la materia oscura gravitatoria se produce 1 picosegundo después del Big Bang, en un momento en que las teorías actuales describen bien la física de partículas".
 
 En el futuro, los resultados recopilados por este equipo de investigadores podrían inspirar nuevos estudios y cálculos que exploren la producción de gravitones masivos en el universo. Mientras tanto, Cacciapaglia y sus colegas planean construir sobre el modelo teórico presentado en su artículo, al mismo tiempo que evalúan otros candidatos a materia oscura. "Ahora planeamos investigar otras características de un modelo concreto en una dimensión extra deformada que esbozamos en el artículo", agregó Cacciapaglia. "Estamos particularmente interesados en el papel que desempeña una partícula escalar llamada radión y en la capacidad de prueba potencial en los colisionadores de partículas actuales y futuros".
 

Referencias

[1]Could massive gravitons be viable dark matter candidates?,  by Ingrid Fadelli, 23 de Marzo de 2022. Phys.org URL: https://phys.org/news/2022-03-massive-gravitons-viable-dark-candidates.html

[2] Haiying Cai et al, Massive Gravitons as Feebly Interacting Dark Matter Candidates, Physical Review Letters (2022). DOI: 10.1103/PhysRevLett.128.081806

[3] Massive gravitons as FIMP dark matter candidates,  https://arxiv.org/pdf/2107.14548.pdf

Artículo traducido y editado por Juan F. González

Los próximos telescopios: en busca de las exotecnocivilizaciones

Los telescopios de próxima generación podrían buscar civilizaciones inteligentes directamente

por Evan Gough, Universe Today, 24 de Marzo de 2022.

Figura 1. Un póster conceptual para la misión del telescopio LUVOIR de la NASA. LUVOIR verá en óptica, ultravioleta e infrarrojo, lo que lo convierte en un telescopio potente y versátil. Crédito: NASA/GSFC.

Figura 2. Una imagen artística y más escalada del concepto de telescopio LUVOIR.

Todavía estamos en los primeros días de la búsqueda de vida en otros lugares. El rover Perseverance se dirige a un paleo-delta en Marte para buscar signos fosilizados de vida bacteriana antigua. SETI ha estado observando el cielo con antenas de radio, escuchando señales de mundos distantes. Nuestros telescopios están comenzando a escanear las atmósferas de exoplanetas distantes en busca de firmas biológicas.

Pronto, daremos otro paso adelante en la búsqueda cuando nuevos y poderosos telescopios comiencen a buscar no solo vida sino también otras civilizaciones. La búsqueda de firmas biológicas está cobrando impulso. Si podemos encontrar indicios atmosféricos de vida en otro planeta o luna, cosas como el metano y el óxido nitroso y una serie de otros compuestos químicos, entonces podemos preguntarnos si los seres vivos los produjeron. Pero la búsqueda de firmas tecnológicas eleva el nivel del juego. Solo una civilización tecnológica puede producir tecnofirmas o tecnoseñales.
 
 Las firmas tecnológicas son simplemente los efectos de la tecnología en un entorno. La luz de ciudades masivas, sustancias químicas atmosféricas particulares e incluso satélites que orbitan un planeta son firmas tecnológicas. El abuelo de todas las firmas tecnológicas es probablemente la esfera Dyson. Una esfera de Dyson es una megaestructura hipotética que rodea una estrella y captura su producción de energía solar. La idea es que a medida que crece una civilización, sus necesidades de energía se dispararán, y la única forma de reunir la energía que requiere la civilización es rodear su estrella con una esfera de recolección de energía. 

En 2021, las Academias Nacionales de Ciencias publicaron su Encuesta decadal sobre astronomía y astrofísica 2020, llamada Astro2020. Publican uno cada 10 años, y cada encuesta describe los desafíos críticos en astrofísica y astronomía para la próxima década. Astro2020 contiene varias recomendaciones que pueden avanzar en la búsqueda de tecnofirmas. Un grupo de trabajo de la NASA ha publicado un libro blanco que profundiza en la parte de firma tecnológica de Astro2020. El documento se titula "Oportunidades para la ciencia tecnológica en el Informe Astro2020"/"Opportunities for Technosignature Science in the Astro2020 Report."  Proviene de Nexus for Exoplanet System Science (NExSS). NExSS es un grupo multidisciplinario que incluye científicos de la Tierra, científicos planetarios, heliofísicos y astrofísicos. Aportan un enfoque colaborativo y sintetizado a la búsqueda de biofirmas y tecnofirmas.

"Las tecnofirmas se refieren a cualquier manifestación observable de tecnología extraterrestre, y la búsqueda de tecnofirmas es parte del continuo de la búsqueda astrobiológica de biofirmas", dice el documento. "La búsqueda de firmas tecnológicas es directamente relevante para el tema 'Mundo y soles en contexto' y el programa 'Caminos hacia mundos habitables' en el informe Astro2020". El libro blanco tiene como objetivo "... demostrar la relevancia de la ciencia de la firma tecnológica para una amplia gama de misiones..." El grupo NExSS insta a la comunidad científica en general a incluir la búsqueda de firmas tecnológicas en el diseño y la implementación de proyectos como LUVOIR, ELT, infrarrojos y observatorios de rayos X y otras instalaciones similares.

LUVOIR (Large Ultraviolet Optical Infrared Surveyor) es un concepto de telescopio de la NASA en dos tamaños propuestos. LUVOIR-A es un diseño de espejo de 15 metros y LUVOIR-B es un diseño de ocho metros. Gracias a sus capacidades de múltiples longitudes de onda, es un diseño poderoso y versátil con muchas aplicaciones. Estaría situado en L2 pero sería útil como lo fue el Hubble. ASTRO2020 se centra en el aspecto de firma biológica de LUVOIR en la búsqueda de planetas habitables, pero menciona firmas tecnológicas un par de veces. Los autores de este nuevo white paper apuntan que LUVOIR sería una herramienta eficaz en la búsqueda de tecnofirmas. "La contaminación industrial representa una clase de componentes atmosféricos en la Tierra que posiblemente podrían ser firmas tecnológicas si se observan en los espectros de un exoplaneta", escriben. "Un ejemplo es el dióxido de nitrógeno (NO2NO_2), que tiene grandes fuentes en la Tierra a partir de la combustión que son mayores que las fuentes no antropogénicas".

El NO2NO_2 es un buen caso de estudio en escenarios de detección. Los niveles elevados de NO2NO_2 en la atmósfera de un planeta pueden indicar actividad industrial. Pero también hay fuentes naturales, y cualquier detección debería estudiarse cuidadosamente en caso de falsos positivos. Este es el mismo problema al que se enfrentan las detecciones de firmas biológicas: deben ser inequívocas. Pero ya sea que una señal sea un falso positivo o no, primero debe detectarse. Los autores del libro blanco creen que LUVOIR puede detectar NO2NO_2 y, para fortalecer su caso, citan estudios previos que muestran que LUVOIR podría detectar con éxito NO2NO_2 en las atmósferas de los exoplanetas. "Un estudio realizado por Kopparapu et al. (2021) mostró que las características de absorción de NO2NO_2... podrían detectarse con el Topógrafo Infrarrojo Óptico Ultravioleta Grande. Kopparapu et al. (2021) descubrió que un telescopio similar a LUVOIR de 15 m podría detectar la Tierra- niveles similares de NO2NO_2 para un planeta alrededor de una estrella similar al Sol a 10 PC (~33 años luz) con ~400 horas de observación".

El libro blanco también aborda cómo LUVOIR podría detectar firmas tecnológicas más útiles, como señales láser y balizas ópticas. "Las balizas ópticas podrían proporcionar un medio rentable de comunicación dirigida entre sistemas exoplanetarios, que podrían codificarse y transmitirse a través de pulsos rápidos de nanosegundos", afirma el documento. LUVOIR también podría ayudar con esto al colocar "... restricciones en la prevalencia de balizas ópticas y otras señales de láser pulsado". Los autores combinan la detección de balizas ópticas con la detección y caracterización de planetas rocosos habitables y dicen que LUVOIR es una herramienta poderosa para estas detecciones. "Misiones espaciales como el telescopio IR/O/UV podrían proporcionar restricciones de detectabilidad sobre la prevalencia de las balizas ópticas en los sistemas exoplanetarios", escriben. "... las balizas ópticas de potencia relativamente baja podrían detectarse con el telescopio IR/O/UV para la mayoría o todos los objetivos donde también es posible la caracterización de planetas rocosos dentro de la ZH".


Vídeo 1. Buscando tecnoseñales o tecnofirmas de civilizaciones extraterrestres (en inglés).

Los telescopios extremadamente grandes (ELT) también pueden desempeñar un papel en la búsqueda de firmas tecnológicas. Un ELT es un telescopio con un espejo primario de más de ocho metros. Ocho metros es una limitación de diseño porque los espejos de los telescopios más grandes son pesados ​​y se deforman. Los ELT sortean esa limitación física con espejos segmentados. El European Extremely Large Telescope (E-ELT) es el ejemplo más conocido de un ELT y debería ver su primera luz en 2027, pero el libro blanco menciona explícitamente otros dos ELT. Uno es el Telescopio Magallanes Gigante (GMT), y el otro es el Telescopio de Treinta Metros (TMT). Juntos, los ELT que vean la primera luz durante la próxima década serán poderosos motores para el avance de los objetivos científicos. El libro blanco amplía el papel de los ELT en la búsqueda de firmas tecnológicas. "El GMT y el TMT son proyectos en curso que se han estado desarrollando durante muchos años", dice el documento. "Estas instalaciones terrestres podrían ser capaces de caracterizar las atmósferas de los planetas terrestres descubiertos por misiones como TESS y CHEOPS en longitudes de onda ópticas e infrarrojas cercanas".
 
 
 Las enanas rojas son el tipo de estrella más predominante, pero su luz es más tenue, lo que las convierte en objetivos más desafiantes. El GMT y el TMT deberían poder estudiar las atmósferas de los exoplanetas alrededor de las enanas rojas. "Las posibles firmas tecnológicas espectrales, como la contaminación atmosférica y las balizas ópticas... también podrían verse limitadas por las observaciones de los sistemas exoplanetarios por parte de los ELT".

Figura 3. Esta ilustración muestra cómo se verá el Telescopio Magallanes Gigante cuando esté en línea. Cada uno de sus siete segmentos es una pieza de vidrio de 20 toneladas. Tendrá capacidades de imagen inigualables que ayudarán en la búsqueda de firmas tecnológicas. Imagen: Telescopio Magallanes Gigante – GMTO Corporation.

El libro blanco también habla de sondas de infrarrojo lejano (FIR). Hay brechas en nuestras capacidades de observación, y las sondas FIR son una de esas brechas. Deben ser instalaciones basadas en el espacio para ser efectivas, y podrían desempeñar un papel crucial en la búsqueda de firmas tecnológicas. "... el rango de longitud de onda antes mencionado es emocionante para el llamado artefacto SETI, cuyo ejemplo más conocido son las esferas de Dyson, las megaestructuras de recolección de energía concebidas por Olaf Stapledon y formalizadas por su epónimo Freeman Dyson".

Figura 4. Esfera de Dyson. Impresión artística de una Esfera Dyson de tipo fractal. La construcción de una estructura de ingeniería tan masiva crearía una firma tecnológica que la humanidad podría detectar. Crédito: SentientDevelopments.com/Eburacum45.

En 1960, Dyson publicó su artículo "Búsqueda de fuentes estelares artificiales de radiación infrarroja". Como deja claro el título, la radiación IR es clave para detectar este tipo de megaestructura. Una esfera de Dyson recolectaría una enorme cantidad de energía, una cantidad casi inconcebible, y el proceso sin duda produciría algo de calor residual. Es posible que una sonda FIR no detecte el calor residual debido a las longitudes de onda involucradas, pero podría descartar otras fuentes FIR y agilizar la búsqueda. "Sin embargo, una esfera de Dyson normalmente no tendría mucha emisión de infrarrojo lejano, a diferencia del polvo. Por lo tanto, las capacidades de IR lejano ofrecen una forma de reducir significativamente el problema de los factores de confusión, como los discos protoplanetarios". Las sondas infrarrojas también pueden detectar sustancias químicas específicas en las atmósferas de exoplanetas que son fuertes indicaciones de actividad industrial. Los clorofluorocarbonos son una clase de productos químicos. "... ninguna de las vías abióticas o biológicas (pero no tecnológicas) que operan hoy en día puede dar lugar a los clorofluorocarbonos (CFC)", afirma el libro blanco. Los autores dicen que la espectroscopia IR podría detectar los CFC, que pueden persistir en la atmósfera durante decenas de miles de años. El telescopio espacial James Webb puede detectar CFC en algunos casos, pero tiene muchos otros trabajos y objetivos, por lo que no es un telescopio dedicado a las tecnoseñales. 
 
 Más profundo en el papel blanco, las cosas se ponen un poco turbias. Las sondas de rayos X podrían detectar firmas tecnológicas, pero los autores dicen que el tema merece una mayor investigación. Dicen que los rayos X "... no son un 'mensajero' prometedor para las señales artificiales de los ETI, ya que estos últimos se asocian convencionalmente con longitudes de onda de radio (y ópticas)". Pero los rayos X siguen siendo intrigantes debido a las formas novedosas en que una civilización avanzada podría usarlos para crear señales. "Si se arrojara una roca del tamaño de un kilómetro sobre la superficie de una estrella de neutrones, podría generar un intenso pulso de rayos X de ~10²⁹ W que podría detectarse en toda la Vía Láctea". Eso puede sonar exagerado, pero ¿quién sabe? También dicen que una civilización avanzada podría usar su tecnología para modular las fuentes de rayos X existentes, como los binarios de rayos X, para enviar señales. 
 
 
 Figura 5. Ilustración de un artista de una estrella binaria de rayos X. A medida que el agujero negro extrae material de la estrella donante, el material se calienta y emite potentes rayos X visibles a grandes distancias. ¿Podría una civilización avanzada usar binarios de rayos X para enviar señales? Crédito de la imagen: NASA.

Figura 6. Algunos científicos se han preguntado si deberíamos construir un potente láser para anunciar nuestra presencia a otras civilizaciones. Si otras civilizaciones han hecho lo mismo, entonces LUVOIR tiene la posibilidad de detectar estas firmas tecnológicas. Imagen: Noticias del MIT.
 

El libro blanco también cubre la Radioastronomía, el fondo cósmico de microondas y la sincronización de púlsares. Según los autores, cada uno de estos puede formar parte de nuestra búsqueda de tecnofirmas. Este libro blanco es un alegato científico. El informe ASTRO2020 relega la búsqueda de firmas tecnológicas a los apéndices del informe, y los autores del libro blanco esperan aumentar su prominencia. "Las observaciones de tecnofirmas a menudo se pueden realizar de manera comensal con otras observaciones, y muchas búsquedas de tecnofirmas se pueden realizar sin cambiar la arquitectura de misión recomendada", escriben los autores en la conclusión del libro blanco. Señalan que incluir la búsqueda de tecnofirmas no supondría ningún gasto adicional y que la posibilidad de encontrar tecnofirmas es demasiado importante como para ignorarla.
 
 
 "Este libro blanco recomienda que todas las misiones e instalaciones discutidas anteriormente deberían considerar incluir la búsqueda de firmas tecnológicas como parte del caso científico declarado explícitamente".

Referencias

[1] Next-generation telescopes could search for intelligent civilizations directly, by Evan Gough, Universe Today URL: https://phys.org/news/2022-03-next-generation-telescopes-intelligent-civilizations.html

[2] Jacob Haqq-Misra et al, Opportunities for Technosignature Science, in the Astro2020 Report. arXiv:2203.08968v1 [astro-ph.IM], arxiv.org/abs/2203.08968 
 
[3] Next Generation Telescopes Could Search for Intelligent Civilizations Directly, Posted on March 23, 2022 by Evan Gough, para Phys.org. URL: https://phys.org/news/2022-03-next-generation-telescopes-intelligent-civilizations.html

Artículo traducido y editado por Juan F. González
 

Simetría, física de Mott y superconductividad

Nexos entre simetría, superconductividad y física de aislantes de Mott

Figura 1. Superconductor. Credit: CC0 Public Domain. Crétido: CC0, Dominio Público.

Considerada inicialmente como una curiosidad científica tras su descubrimiento en 1911 por Heike Kamerlingh Onnes, la superconductividad ha proporcionado a los físicos numerosos desafíos teóricos y sorpresas experimentales. Desde el desarrollo de la teoría de Bardeen-Cooper-Schrieffer (BCS) en la Universidad de Illinois Urbana-Champaign en 1957 hasta el descubrimiento de la cerámica de cuprato superconductora de alta temperatura en 1987, la superconductividad sigue llamando la atención por su importancia científica y su potencial. aplicaciones
 
 
 Hoy en día, la superconductividad a alta temperatura es uno de los mayores problemas sin resolver de la física de la materia condensada. Los investigadores continúan con la sólida tradición de descubrimientos revolucionarios de Illinois en este campo: los físicos de Illinois han descubierto recientemente una conexión clave entre la simetría y la física de Mott (la física subyacente a los superconductores de alta temperatura). 

Estos hallazgos teóricos del investigador principal y profesor de física de Illinois Philip Phillips, la profesora de investigación de matemáticas de Illinois Gabriele La Nave y el investigador postdoctoral de física de Illinois Edwin Huang, publicados el 21 de marzo de 2022 en la revista Nature Physics, representan un gran paso hacia la comprensión de la superconductividad a altas temperaturas.

De los líquidos de Fermi a las simetrías rotas

Los cupratos, una clase de superconductores de alta temperatura, tienen el récord de la temperatura de transición superconductora más alta a presión ambiental: estos son los llamados aislantes de Mott. En estos materiales, los electrones interactúan fuertemente, a diferencia de los metales normales que se mueven de forma independiente, como se describe en la teoría del líquido de Fermi. Los trabajos anteriores que abordan la física de Mott se han ocupado de las interacciones fuertes centrándose en modelos analíticamente intratables, como el modelo de Hubbard. Estos enfoques deben recurrir a simulaciones numéricas debido a la complejidad inherente de los modelos. Ahora, los investigadores de Illinois han encontrado una descripción universal más simple que explica la física de Mott con hermosos detalles. Phillips dice: "Las interacciones hacen que el problema de la superconductividad sea bastante intratable. Lo que encontramos es una solución alternativa. Encontramos una simetría simplificadora que nos permite pensar en las interacciones de una manera nueva". Los premios Nobel Philip Anderson y Duncan Haldane proporcionaron una pista sobre este método en 2001 cuando descubrieron una simetría al escribir una transformación partícula-agujero que conserva el hamiltoniano de un líquido de Fermi.

Phillips explica: "Anderson y Haldane demostraron que la teoría estándar de los metales, la teoría del líquido de Fermi, contiene una simetría oculta, que está asociada con el intercambio de partículas y agujeros para una sola especie de espín. "Los aisladores Mott a menudo se consideran cosas que no rompen ninguna simetría. Y debido a que no rompen ninguna simetría en esta vista, son difíciles de caracterizar. Lo que descubrimos es que rompen una simetría, es decir, la simetría oculta señalada por Anderson y Haldane". Esta observación resulta ser un paso crucial. La idea clave que hicieron los investigadores en el trabajo actual es que al romper esta simetría, por ejemplo, al agregar o eliminar partículas o agujeros mediante el dopaje, uno "destruye" un líquido de Fermi. Dicho de otra manera, esta observación implica que todos los modelos de aislantes de Mott deben romper esta simetría partícula-agujero.

Descubrimiento de un punto fijo

Para resolver la superconductividad en metales normales, John Bardeen y su equipo consideraron un sistema de electrones que no interactúan y desarrollaron una teoría de la superconductividad. Para el equipo de Phillips, el objetivo era realizar una construcción análoga comenzando con un aislador Mott y desarrollando una teoría para la superconductividad a alta temperatura. Phillips explica: "Para resolver el problema de la superconductividad a alta temperatura, se debe hacer exactamente lo que Bardeen hizo con los líquidos de Fermi, es decir, metales normales. En otras palabras, se debe demostrar que existe un punto fijo y que la única deformación que destruye es superconductividad". Una vez que los investigadores reconocieron que romper la simetría oculta del líquido de Fermi conduce al aislamiento de Mott, buscaron modelos analíticamente manejables existentes que rompieran esta simetría y pudieran conducir a puntos fijos. Phillips continúa: "Luego hicimos la pregunta: '¿Cuál es el modelo más simple que rompe esta simetría?' El resultado es una sorpresa. Se trata de un modelo propuesto en 1992 que, una vez más, nadie se tomó en serio: el modelo Hatsugai-Kohmoto. Hasta hace poco, la forma más popular de abordar la superconductividad a alta temperatura y la física de Mott ha sido el modelo de Hubbard. Desafortunadamente, los resultados rigurosos para este modelo son difíciles y, a veces, imposibles de obtener. El modelo de Hubbard se puede resolver exactamente solo en el caso unidimensional. El modelo Hatsugai-Kohmoto (HK), por otro lado, es atractivo por su simplicidad. Phillips y su equipo proporcionaron previamente una solución exacta del modelo HK en aislantes de Mott dopados y demostraron que surge una superconductividad no BCS. En su última publicación, los investigadores demostraron que el modelo HK es el modelo más simple que rompe la simetría partícula-agujero. Para llevar a cabo esta tarea, los investigadores rastrearon aquellas simetrías que sobrevivieron a la transición de metal a aislante de Mott. Descubrieron que el modelo HK rompe precisamente la misma simetría oculta esbozada por Anderson y Haldane en los líquidos de Fermi, lo que demuestra que el modelo HK conduce a un aislante de Mott. En particular, demostraron que el modelo HK presenta la interacción correcta, y la única relevante, requerida para el aislamiento de Mott. Más importante aún, demostraron que la simetría rota define un nuevo punto fijo, una pieza crítica del rompecabezas para resolver el problema de la superconductividad a alta temperatura.
 
 Para ilustrar la noción de un punto fijo, uno podría tomar un líquido de Fermi, un sistema de partículas que no interactúan, e introducir interacciones repulsivas de corto alcance. Sin embargo, se recupera un líquido de Fermi al introducir tales interacciones. Es decir, un líquido de Fermi es fijo, o estable, en el espacio de estados bajo cualquier perturbación de este tipo. Una forma de escapar de este punto fijo del líquido de Fermi es permitir que los electrones interactúen entre sí por pares, un proceso conocido como emparejamiento de Cooper, para lograr un estado superconductor, tal como lo describieron Bardeen, Cooper y Schrieffer en 1957. Otra forma de escapar es rompiendo la simetría, que es exactamente lo que hizo el equipo de Phillips. Los autores también demostraron que el modelo Hubbard también rompe la simetría partícula-agujero. Por lo tanto, el modelo HK subsume el modelo Hubbard y sus implicaciones, ilustrando la generalidad del modelo HK. "Nuestros resultados muestran que el modelo HK es una forma general de comprender cómo se rompe un líquido de Fermi con esta simetría oculta que se señaló en 2001. Ahora entendemos que es un punto fijo, lo que nos coloca en un régimen de espacio de fase completamente diferente. de los líquidos de Fermi", señala Phillips. Este resultado es un gran descubrimiento, ya que alivia la confianza excesiva que los teóricos han tenido en modelos complicados como el modelo de Hubbard. Además, este descubrimiento es un excelente ejemplo de universalidad, ya que el modelo HK es capaz de explicar la superconductividad a alta temperatura en general. En términos más técnicos, esto significa que los modelos Hubbard y HK se encuentran en la misma clase de universalidad, un objetivo principal de la mecánica estadística y la teoría de grupos de renormalización. Por fin, una respuesta al problema de asimetría partícula-agujero El trabajo de los investigadores se enfrenta directamente a un problema esbozado por Anderson, quien señaló el fracaso de la comunidad de física de la materia condensada para abordar la ruptura de la simetría entre partículas y agujeros en sistemas fuertemente correlacionados. En sus "Últimas palabras sobre los cupratos", publicado en 2016, Anderson escribió: "Sigo desconcertado por la negativa casi universal de los teóricos a confrontar este hecho evidente de asimetría entre partículas y agujeros". 
 
 
 Para ilustrar la noción de un punto fijo, uno podría tomar un líquido de Fermi, un sistema de partículas que no interactúan, e introducir interacciones repulsivas de corto alcance. Sin embargo, se recupera un líquido de Fermi al introducir tales interacciones. Es decir, un líquido de Fermi es fijo, o estable, en el espacio de estados bajo cualquier perturbación de este tipo. Una forma de escapar de este punto fijo del líquido de Fermi es permitir que los electrones interactúen entre sí por pares, un proceso conocido como emparejamiento de Cooper, para lograr un estado superconductor, tal como lo describieron Bardeen, Cooper y Schrieffer en 1957. Otra forma de escapar es rompiendo la simetría, que es exactamente lo que hizo el equipo de Phillips. Los autores también demostraron que el modelo Hubbard también rompe la simetría partícula-agujero. Por lo tanto, el modelo HK subsume el modelo Hubbard y sus implicaciones, ilustrando la generalidad del modelo HK. "Nuestros resultados muestran que el modelo HK es una forma general de comprender cómo se rompe un líquido de Fermi con esta simetría oculta que se señaló en 2001. Ahora entendemos que es un punto fijo, lo que nos coloca en un régimen de espacio de fase completamente diferente. de los líquidos de Fermi", señala Phillips. Este resultado es un gran descubrimiento, ya que alivia la confianza excesiva que los teóricos han tenido en modelos complicados como el modelo de Hubbard. Además, este descubrimiento es un excelente ejemplo de universalidad, ya que el modelo HK es capaz de explicar la superconductividad a alta temperatura en general. En términos más técnicos, esto significa que los modelos Hubbard y HK se encuentran en la misma clase de universalidad, un objetivo principal de la mecánica estadística y la teoría de grupos de renormalización.

Por fin, una respuesta al problema de asimetría partícula-agujero

El trabajo de los investigadores se enfrenta directamente a un problema esbozado por Anderson, quien señaló el fracaso de la comunidad de física de la materia condensada para abordar la ruptura de la simetría entre partículas y agujeros en sistemas fuertemente correlacionados. En sus "Últimas palabras sobre los cupratos", publicado en 2016, Anderson escribió: "Sigo desconcertado por la negativa casi universal de los teóricos a confrontar este hecho evidente de asimetría entre partículas y agujeros". 

Ahora, después de haber demostrado que el modelo HK rompe esta simetría, lo que conduce a la física de Mott, la base de la superconductividad a alta temperatura, Phillips y su equipo son optimistas de que su trabajo servirá como una plataforma controlada para delinear cómo emerge la superconductividad de un Mott dopado. aislante. Esperan usar su modelo para cerrar la brecha entre la superconductividad de los modelos HK y Hubbard, y así dar una solución al problema de la superconductividad a alta temperatura. Comentando por qué los teóricos de la materia condensada han tardado tanto en darse cuenta de la conexión simetría-punto fijo, Phillips especula: "Los físicos pensaron que la única forma de obtener la física de Mott era resolver el modelo de Hubbard, pero no es necesario un modelo tan complicado como ese. Cuando se propuso el modelo de HK, muchos lo vieron como una curiosidad y lo ignoraron. No sabían que rompía una simetría ni que creaba un punto fijo. No sabían que este modelo era bastante generalmente ofrece una puerta de entrada a la violación de la teoría del líquido de Fermi.Nadie siguió esta simetría hasta que lo hicimos nosotros.

"Esa comprensión fue el obstáculo que frenó a todos. Si se hubieran dado cuenta de esta observación clave, la gente habría resuelto el modelo HK hace mucho tiempo y habría visto que hay dos clases de superconductores: los que se encuentran en la categoría BCS y los que se encuentran en la categoría de superconductores de alta temperatura. Y eso es lo que hicimos".
 

Referencias

[1] Physicists elucidate connection between symmetry and Mott physics, by University of Illinois at Urbana-Champaign. 22 de Marzo de 2022. Phys.org URL: https://phys.org/news/2022-03-physicists-elucidate-symmetry-mott-physics.html

[2] Edwin W. Huang et al, Discrete symmetry breaking defines the Mott quartic fixed point, Nature Physics (2022). DOI: 10.1038/s41567-022-01529-8

Artículo traducido y editado por Juan F. González


 

El telescopio espacial Nancy Grace Roman

La misión Nancy Grace Roman de la NASA probará teorías competidoras de la aceleración cósmica

por Ashley Balzer, Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA.

Figura 1. Estos 4 cubos muestran la distribución simulada de galaxias con corrimientos al rojo 9, 8, 5, 3, 2 y 1, con las edades cósmicas correspondientes mostradas. A medida que el universo se expande, la densidad de galaxias dentro de cada cubo disminuye, de más de medio millón en la parte superior izquierda a unas 80 en la parte inferior derecha. Cada cubo tiene unos 100 millones de años luz de diámetro. Galaxias ensambladas a lo largo de vastas hebras de gas separadas por grandes vacíos, una estructura similar a la espuma resonó en el universo actual en grandes escalas cósmicas. Crédito: Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA/F. Reddy y Z. Zhai, Y. Wang (IPAC) y A. Benson (Observatorios Carnegie).

Un equipo de científicos ha predicho el retorno científico de uno de los estudios planificados innovadores del Telescopio Espacial Nancy Grace Roman de la NASA, que analizará millones de galaxias esparcidas por el espacio y el tiempo. Los panoramas enormes y profundos de la misión brindarán la mejor oportunidad hasta ahora para discernir entre las principales teorías sobre lo que está acelerando la expansión del universo. Roman explorará este misterio utilizando múltiples métodos, incluida la espectroscopia, el estudio de la información de color en la luz. Esta técnica permitirá a los científicos medir con precisión qué tan rápido se expandió el universo en diferentes eras cósmicas y rastrear cómo ha evolucionado el universo. 

"Nuestro estudio pronostica la ciencia que permitirá la encuesta de espectroscopia de Roman y muestra cómo varios ajustes podrían optimizar su diseño", dijo Yun Wang, científico investigador principal de Caltech/IPAC en Pasadena, California, y autor principal del estudio. Como Centro Roman de Apoyo a la Ciencia, IPAC será responsable del procesamiento de datos científicos espectroscópicos de la misión, mientras que el Instituto de Ciencias del Telescopio Espacial en Baltimore será responsable del procesamiento de datos científicos de imágenes, la generación de catálogos y el soporte para las canalizaciones de procesamiento de datos cosmológicos. "Si bien esta encuesta está diseñada para explorar la aceleración cósmica, también ofrecerá pistas sobre muchos otros misterios tentadores. Nos ayudará a comprender la primera generación de galaxias, nos permitirá mapear la materia oscura e incluso revelará información sobre estructuras que están mucho más cerca. a casa, justo en nuestro grupo local de galaxias". El Telescopio Espacial Nancy Grace Roman, cuyo lanzamiento está previsto para mayo de 2027, proporcionará una vista tan enorme del universo que ayudará a los científicos a estudiar los misterios cósmicos de una manera sin precedentes. Cada imagen contendrá medidas precisas de tantos objetos celestes que permitirá estudios estadísticos que no son prácticos usando telescopios con vistas más estrechas.


Vídeo 1. Este video se disuelve entre seis cubos para mostrar la distribución simulada de galaxias en corrimientos al rojo 9, 7, 5, 3, 2 y 1, con las edades cósmicas correspondientes mostradas. A medida que el universo se expande, la densidad de galaxias dentro de cada cubo disminuye, desde más de medio millón en el primer cubo hasta unas 80 en el último. Cada cubo tiene unos 100 millones de años luz de diámetro. Galaxias ensambladas a lo largo de vastas hebras de gas separadas por grandes vacíos, una estructura similar a la espuma resonó en el universo actual en grandes escalas cósmicas. Crédito: Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA/F. Reddy y Z. Zhai, Y. Wang (IPAC) y A. Benson (Observatorios Carnegie).

Leyendo el arco iris

Casi toda la información que recibimos del espacio proviene de la luz. Roman usará la luz para capturar imágenes, pero también estudiará la luz dividiéndola en colores individuales. Los patrones de longitud de onda detallados, llamados espectros, revelan información sobre el objeto que emitió la luz, incluida la rapidez con la que se aleja de nosotros. Los astrónomos llaman a este fenómeno "desplazamiento hacia el rojo" porque cuando un objeto retrocede, todas las ondas de luz que recibimos de él se estiran y se desplazan hacia longitudes de onda más rojas.

En la década de 1920, los astrónomos Georges Lemaître y Edwin Hubble utilizaron desplazamientos hacia el rojo para hacer el sorprendente descubrimiento de que, con muy pocas excepciones, las galaxias se alejan de nosotros y entre sí a diferentes velocidades dependiendo de su distancia. Al determinar la rapidez con la que las galaxias se alejan de nosotros, impulsadas por la incesante expansión del espacio, los astrónomos pueden averiguar qué tan lejos están: cuanto más se desplaza hacia el rojo el espectro de una galaxia, más lejos está. El estudio de espectroscopia de Roman creará un mapa 3D del universo midiendo distancias y posiciones precisas de millones de galaxias. Aprender cómo varía la distribución de las galaxias con la distancia y, por lo tanto, con el tiempo, nos dará una idea de qué tan rápido se expandió el universo en diferentes eras cósmicas. Este estudio también conectará las distancias de las galaxias con los ecos de las ondas de sonido justo después del Big Bang. Estas ondas de sonido, llamadas oscilaciones acústicas bariónicas (BAO), han crecido con el tiempo debido a la expansión del espacio y han dejado su huella en el cosmos al influir en la distribución de las galaxias. Para cualquier galaxia moderna, es más probable que encontremos otra galaxia a unos 500 millones de años luz de distancia que encontrar una un poco más cerca o más lejos. Mirando más lejos en el universo, a tiempos cósmicos anteriores, significa que esta distancia física preferida entre las galaxias, el vestigio de las ondas BAO, disminuye. Esto proporciona una medida de la historia de expansión del universo. Los corrimientos al rojo de las galaxias también codifican información sobre su movimiento debido a la gravedad de sus vecinos, llamadas distorsiones del espacio del corrimiento al rojo, lo que ayuda a los astrónomos a rastrear la historia de crecimiento de la estructura a gran escala. Aprender sobre la forma en que se ha expandido el cosmos y cómo ha crecido la estructura dentro de él a lo largo del tiempo permitirá a los científicos explorar la naturaleza de la aceleración cósmica y probar la teoría de la gravedad de Einstein sobre la edad del universo.
 
 
 Energía oscura versus gravedad modificada

A medida que el universo se expande, la gravedad de la materia dentro de él debería ralentizar esa expansión. Los astrónomos se sorprendieron al saber que la expansión del universo se está acelerando porque significa que algo en nuestra imagen del cosmos está mal o está incompleto. El misterio podría explicarse agregando un nuevo componente de energía al universo, que los científicos han denominado energía oscura, o podría indicar que la teoría de la gravedad de Einstein, la teoría general de la relatividad, necesita una modificación. Cambiar las ecuaciones que describen algo tan fundamental como la gravedad puede parecer extremo, pero ya se ha hecho antes. La ley de la gravedad de Isaac Newton no pudo explicar algunas de las cosas que observaron los astrónomos, como un pequeño pero misterioso movimiento en la órbita de Mercurio. Los astrónomos finalmente se dieron cuenta de que la teoría general de la relatividad de Einstein explicaba perfectamente los problemas que habían surgido, como el cambio orbital de Mercurio. Pasar de la descripción de la gravedad de Newton a la de Einstein implicó transformar la física moderna al cambiar la forma en que vemos el espacio y el tiempo: interconectados, en lugar de separados y constantes.
 

Figura 2. Este gráfico ilustra cómo funciona el corrimiento al rojo cosmológico y cómo ofrece información sobre la evolución del universo. El universo se está expandiendo, y esa expansión estira la luz que viaja por el espacio. Cuanto más se ha estirado, mayor es el corrimiento al rojo y mayor la distancia que ha viajado la luz. Como resultado, necesitamos telescopios con detectores infrarrojos para ver la luz de las primeras galaxias más distantes. Crédito: NASA, ESA, Leah Hustak (STScI).

La aceleración cósmica podría ser una señal de que la teoría de la gravedad de Einstein todavía no es del todo correcta. La relatividad general está extremadamente bien probada en escalas físicas sobre el tamaño de nuestro sistema solar, pero menos a medida que avanzamos a escalas cosmológicas más grandes. El equipo simuló el desempeño de Roman y demostró que las enormes y profundas imágenes en 3D del universo de la misión brindarán una de las mejores oportunidades hasta ahora para discernir entre las principales teorías que intentan explicar la aceleración cósmica. "Podemos esperar una nueva física en cualquier caso, ya sea que aprendamos que la aceleración cósmica es causada por la energía oscura o que descubramos que tenemos que modificar la teoría de la gravedad de Einstein", dijo Wang. "Roman probará ambas teorías al mismo tiempo". El Telescopio Espacial Nancy Grace Roman se administra en el Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA en Greenbelt, Maryland, con la participación del Laboratorio de Propulsión a Chorro de la NASA y Caltech/IPAC en el sur de California, el Instituto de Ciencias del Telescopio Espacial en Baltimore y un equipo científico compuesto por científicos de varios instituciones de investigación. Los principales socios industriales son Ball Aerospace and Technologies Corporation en Boulder, Colorado; L3Harris Technologies en Melbourne, Florida; y Teledyne Scientific & Imaging en Thousand Oaks, California.

Referencias

[1] NASA's Roman mission will test competing cosmic acceleration theories, by Ashley Balzer, NASA's Goddard Space Flight Center. 22 de Marzo de 2022. Phys.org URL: https://phys.org/news/2022-03-nasa-roman-mission-cosmic-theories.html

[2] Yun Wang et al, The High Latitude Spectroscopic Survey on the Nancy Grace Roman Space Telescope, The Astrophysical Journal (2022). DOI: 10.3847/1538-4357/ac4973

Artículo editado y traducido por Juan F. González

La velocidad del sonido en Marte

Velocidad del sonido medida en Marte,

22 de marzo de 2022, Physics 15, 43. 

Figura 1. El rover Perseverance de la NASA usa micrófonos para grabar sonidos en Marte que los investigadores han usado para medir la velocidad del sonido en ese planeta. 

Figura 2. Marte. Crédito: Pixabay/CC0. Dominio público (Credit: Pixabay/CC0 Public Domain).

Los investigadores realizaron las primeras mediciones de la velocidad del sonido en Marte, revelando que la temperatura del planeta rojo fluctúa en una escala de tiempo más rápida de lo que se pensaba.

El pasado mes de Febrero, Internet se inundó de sonidos extraterrestres después de que el rover Perseverance de la NASA transmitiera las primeras grabaciones de audio del planeta rojo. Los científicos ahora han analizado grabaciones adicionales realizadas por el rover, usándolas para medir la velocidad del sonido en Marte por primera vez. Los resultados, que fueron presentados hace dos semanas por Baptiste Chide en la 53ª Conferencia de Ciencias Planetarias y Lunares en Texas, confirman una peculiaridad predicha de la atmósfera de Marte. Los datos de sonido también proporcionan un nuevo método para medir la temperatura de la atmósfera del planeta, complementando el indicador de temperatura principal del rover. La presión atmosférica en la superficie de Marte es de 6 mbar, una pequeña fracción de la de la Tierra, y algunos científicos pensaron que la atmósfera sería demasiado delgada para propagar las ondas de sonido de manera efectiva. “Nos dijeron que no había nada que registrar en Marte”, dice Chide, que trabaja en el Laboratorio Nacional de Los Álamos, Nuevo México. “Pero claramente ese no es el caso”. La primera grabación del rover reveló un profundo ruido retumbante del viento marciano, y las grabaciones posteriores captaron el sonido de las vibraciones de las ruedas en movimiento del rover. Las grabaciones que analizaron Chide y sus colegas son las que capturan sonidos de golpeteo cuando el rover golpea rocas con un láser. Estos disparos de láser son parte del experimento SuperCam, que investiga la geología de la superficie al registrar tanto la luz como el sonido de una roca impactada con láser. El micrófono de la SuperCam se encuentra a 2,1 m sobre la superficie del planeta. Chide y sus colegas pueden determinar la velocidad del sonido en Marte utilizando el tiempo de retraso entre el láser que golpea una roca y los toques resultantes que llegan al micrófono.

El análisis da que la velocidad del sonido en Marte es de unos 240 m/s, lo que la hace significativamente más lenta que la velocidad del sonido de 340 m/s en la Tierra. Pero la velocidad del sonido marciano no es constante en toda la gama de frecuencias medidas por el micrófono. Alrededor de los 400 Hz, la velocidad del sonido aumenta repentinamente en 10 m/s. Predicho por la teoría, este salto es una característica única en Marte: la velocidad del sonido es relativamente constante en la Tierra en frecuencias audibles para los humanos. El salto a 400 Hz podría dificultar que los humanos en Marte mantengan conversaciones o escuchen música a través de un altavoz. “Los sonidos se distorsionarían”, dice Chide, porque las frecuencias altas llegarían a tus oídos antes que las frecuencias bajas. La composición de la atmósfera de Marte, que es principalmente dióxido de carbono, agrega otra peculiaridad: las frecuencias altas están más atenuadas que las frecuencias bajas. Tratar de hablar con alguien a unos metros de distancia sonaría como si estuvieras “conversando a través de una pared”, dice Chide. “Escucharías principalmente las frecuencias graves”. Además de estudiar las propiedades del sonido, el equipo usó las grabaciones para probar la temperatura de la superficie de Marte. La velocidad del sonido se puede convertir en temperatura con relativa facilidad, dice Chide, utilizando la ley de los gases ideales y la velocidad del viento, algo que Perseverance también mide. Esas conversiones indican que la temperatura de Marte sufre fluctuaciones significativas de hasta 10 K/s. El rover tiene otro instrumento de medición de temperatura, llamado MEDA, que también detecta fluctuaciones pero con menos resolución de tiempo. “Nuestra técnica nos permite estudiar los cambios de temperatura con mucho más detalle”, dice Chide.

Ahora que el equipo ha demostrado este método de detección de la velocidad del sonido, Chide dice que "la diversión realmente comenzará". El equipo planea realizar mediciones en el transcurso de un año marciano completo para ver si la velocidad del sonido cambia durante los meses de invierno o durante la temporada de tormentas de polvo. También planean usar las grabaciones láser para probar las propiedades físicas de la roca que golpea el láser. Mirando más allá, Chide espera que estas mediciones fomenten más investigaciones sobre la propagación del sonido en diferentes planetas. “Hemos demostrado que podemos hacer ciencia atmosférica con acústica”, dice Chide. “Espero que las próximas misiones a Marte, Venus y Titán incluyan micrófonos, son la próxima generación de instrumentos planetarios”. –Katherine Wright. Katherine Wright es la editora adjunta de Physics APS.
 

Referencias

[1] Sound Speed Measured on Mars, March 22, 2022• Physics 15, 43. Katherine Wright. URL:  https://physics.aps.org/articles/v15/43 Disponible también en pdf aquí: https://physics.aps.org/articles/pdf/10.1103/Physics.15.43

[2] Analysis of sounds captured by Perseverance rover reveals speed of sound on the Red Planet,
by Bob Yirka, Phys.org, 23 de Marzo de 2022. URL:  https://phys.org/news/2022-03-analysis-captured-perseverance-rover-reveals.html

[3] Listen to Audio From Perseverance. Escucha al sonido desde el Perseverance. Sonidos de Marte, disponible en la URL de la misión Perseverance: https://mars.nasa.gov/mars2020/multimedia/audio/

Artículo editado y traducido por Juan F. González

Monopolos magnéticos en diamantes

Un extraño monopolo observado en un diamante: cuando la teoría de cuerdas inspira la simulación cuántica, por la Universidad libre de Bruselas.

Figura 1. Crédito: Pixabay/CC0 Dominio público. ¿Son los diamantes eternos?

Los físicos teóricos introducen rutinariamente partículas y campos ficticios en sus cálculos, con el fin de completar una teoría o simplemente para hacerla más elegante. Un ejemplo llamativo se refiere al monopolo magnético imaginado por Dirac en 1931: una fuente puntual de campo magnético, que está ausente en el electromagnetismo clásico. Si bien el monopolo de Dirac nunca se observó en la naturaleza, aparece artificialmente en varios entornos físicos, en particular, en estado sólido. En 2018, Giandomenico Palumbo y Nathan Goldman (Facultad de Ciencias, ULB) propusieron un esquema experimental mediante el cual se pueden crear y observar en el laboratorio monopolos "tensores" exóticos, introducidos inicialmente en la teoría de cuerdas. Estos monopolos de tensor son fuentes puntuales de campos magnéticos generalizados (conocidos como campos de Kalb-Ramond) que viven en un espacio de cuatro dimensiones, y aparecen naturalmente en el marco matemático de la teoría de cuerdas. El resultado central de Palumbo-Goldman, publicado en Physical Review Letters en 2018, es que los monopolos tensoriales se pueden crear artificialmente mediante la manipulación de un sistema cuántico simple, como un átomo de tres niveles acoplado por láser. En una nueva publicación en Science, el equipo de Paola Cappellaro (MIT) describe la implementación experimental del modelo Palumbo-Goldman, así como la observación y caracterización del monopolo tensorial asociado. En este experimento, el equipo manipula un átomo artificial realizado por un defecto en el diamante (un centro vacante de nitrógeno o centro NV). Usando esta configuración cuántica altamente controlable, los experimentadores prepararon el monopolo sintético, midieron el campo de Kalb-Ramond que emanaba y determinaron la carga cuantificada del monopolo (un número entero establecido por topología). Este trabajo ilustra cómo se puede explotar un simulador cuántico con vistas al estudio de estructuras físicas abstractas y complejas, introducidas inicialmente en el contexto de la física matemática. 

Referencias

[1] Mo Chen et al, A synthetic monopole source of Kalb-Ramond field in diamond, Science (2022). Una fuente monopolar sintética del campo Kalb-Ramond en diamantes, Science (2022). DOI: 10.1126/ciencia.abe6437 También disponible en arXiv.org https://arxiv.org/pdf/2008.00596.pdf

[2] A strange monopole observed in diamond: When string theory inspires quantum simulation
by Université libre de Bruxelles. URL: https://phys.org/news/2022-03-strange-monopole-diamond-theory-quantum.html

Artículo editado y traducido por Juan F. González

Más de 5000 exoplanetas ahí fuera...

Más allá de los 5000 exoplanetas...

Figura 1. ¿Cómo son los planetas fuera de nuestro sistema solar, o exoplanetas? En esta ilustración se muestra una variedad de posibilidades. Los científicos descubrieron los primeros exoplanetas en la década de 1990. A partir de 2022, el recuento es de poco más de 5000 exoplanetas confirmados. Crédito: NASA/JPL-Caltech.

No hace mucho tiempo, vivíamos en un universo con solo una pequeña cantidad de planetas conocidos, todos ellos en órbita alrededor de nuestro sol. Pero una nueva serie de descubrimientos marca un punto alto científico: ahora se confirma que existen más de 5,000 planetas más allá de nuestro sistema solar.

Esta semana, el día del cumpleaños de cierto profesor de Física y Química (el 21 de Marzo), el recuento oficial de exoplanetas conocidos le dio una alegría y superó la cifra mágica de 5000. El odómetro planetario giró el 21 de marzo, con el último lote de 65 exoplanetas, planetas fuera de nuestra familia solar inmediata, agregados al Archivo de Exoplanetas de la NASA. El archivo registra los descubrimientos de exoplanetas que aparecen en artículos científicos revisados por pares y que han sido confirmados utilizando múltiples métodos de detección o mediante técnicas analíticas. Los más de 5000 planetas encontrados hasta ahora incluyen mundos pequeños y rocosos como la Tierra, gigantes gaseosos muchas veces más grandes que Júpiter y "Júpiter calientes" en órbitas abrasadoramente cercanas alrededor de sus estrellas. Hay "súper-Tierras", que son posibles mundos rocosos más grandes que el nuestro, y "mini-Neptunos", versiones más pequeñas del Neptuno de nuestro sistema. Agregue a la mezcla planetas que orbitan dos estrellas a la vez y planetas que orbitan obstinadamente los restos colapsados de estrellas muertas. 


Vídeo 1. La cuenta de exoplanetas pasa la cifra de 5000. Y sigue sumando...

"No es solo un número", dijo Jessie Christiansen, directora científica del archivo y científica investigadora del Instituto de Ciencias de Exoplanetas de la NASA en Caltech en Pasadena. "Cada uno de ellos es un mundo nuevo, un planeta completamente nuevo. Me emociono con cada uno porque no sabemos nada sobre ellos". Los astrónomos ahora han confirmado más de 5,000 exoplanetas, o planetas más allá de nuestro sistema solar. Eso es solo una fracción de los probables cientos de miles de millones en nuestra galaxia. Los conos del descubrimiento de exoplanetas se irradian desde el planeta Tierra, como los rayos de una rueda. Muchos más descubrimientos esperan. Crédito: NASA/JPL-Caltech.

Por un lado, no hay nada especial en 5000 frente a 4900 ó 5100, pero por otro lado, cruzar este umbral es una indicación de lo lejos que hemos llegado y de lo rápido que cambiarán las cosas en el futuro. Aunque durante mucho tiempo se pensó que existían exoplanetas, no fue hasta 1992 que se descubrió el primer exoplaneta. Sorprendentemente, no orbitaba una estrella similar al Sol, sino un púlsar o remanente estelar. El planeta fue descubierto midiendo el cambio en las ráfagas de radio del púlsar. A medida que el planeta tiraba del púlsar a lo largo de su órbita, la sincronización de los pulsos se hizo ligeramente más larga o más corta debido al bamboleo orbital del púlsar.

Sabemos esto: nuestra galaxia probablemente contiene cientos de miles de millones de esos planetas. El ritmo constante del descubrimiento comenzó en 1992 con mundos nuevos y extraños que orbitaban una estrella aún más extraña. Era un tipo de estrella de neutrones conocida como púlsar, un cadáver estelar que gira rápidamente y pulsa con ráfagas de milisegundos de radiación abrasadora. La medición de ligeros cambios en el tiempo de los pulsos permitió a los científicos revelar planetas en órbita alrededor del púlsar. Encontrar solo tres planetas alrededor de esta estrella giratoria esencialmente abrió las compuertas, dijo Alexander Wolszczan, el autor principal del artículo que, hace 30 años, reveló los primeros planetas confirmados fuera de nuestro sistema solar.
 
 "Si puedes encontrar planetas alrededor de una estrella de neutrones, los planetas tienen que estar básicamente en todas partes", dijo Wolszczan. "El proceso de producción de planetas tiene que ser muy robusto". Wolszczan, quien todavía busca exoplanetas como profesor en Penn State, dice que estamos abriendo una era de descubrimiento que irá más allá de simplemente agregar nuevos planetas a la lista. El Satélite de Sondeo de Exoplanetas en Tránsito (Transiting Exoplanet Survey Satellite, TESS), lanzado en 2018, continúa descubriendo nuevos exoplanetas. Su misión es similar a la de Kepler pero examina un área del cielo cuatro veces más grande. Otras misiones como Gaia también son capaces de descubrir exoplanetas. Combinado con misiones terrestres, el recuento total a partir de este escrito es de 5005 exoplanetas confirmados y 8709 mundos candidatos por verificar. Hemos descubierto planetas terrestres que orbitan estrellas enanas rojas, Júpiteres calientes que orbitan cerca de sus soles y súper-Tierras como ningún otro mundo en nuestro sistema solar. Hemos aprendido mucho en 30 años. 

Pero pronto, los poderosos telescopios de próxima generación y sus instrumentos altamente sensibles, comenzando con el Telescopio Espacial James Webb lanzado recientemente, captarán la luz de las atmósferas de los exoplanetas, leyendo qué gases están presentes para identificar potencialmente signos reveladores de condiciones habitables.
 
 El Telescopio Espacial Nancy Grace Roman, que se lanzará en 2027, hará nuevos descubrimientos de exoplanetas utilizando una variedad de métodos. La misión ARIEL de la ESA (Agencia Espacial Europea), que se lanzará en 2029, observará atmósferas de exoplanetas; una pieza de tecnología de la NASA a bordo, llamada CASE, ayudará a concentrarse en las nubes y neblinas de exoplanetas. 


Vídeo 2. En esta animación, los exoplanetas están representados por notas musicales tocadas a lo largo de décadas de descubrimiento. Los círculos muestran la ubicación y el tamaño de la órbita, mientras que su color indica el método de detección. Las notas más bajas significan órbitas más largas, las notas más altas significan órbitas más cortas. Crédito: NASA/JPL-Caltech/SYSTEM Sounds (M. Russo y A. Santaguida) 

"En mi opinión, es inevitable que encontremos algún tipo de vida en alguna parte, muy probablemente de algún tipo primitivo", dijo Wolszczan. La estrecha conexión entre la química de la vida en la Tierra y la química que se encuentra en todo el universo, así como la detección de moléculas orgánicas generalizadas, sugiere que la detección de la vida misma es solo cuestión de tiempo, agregó.

¿Cómo encontrar otros mundos?

La imagen no siempre se veía tan brillante. El primer planeta detectado alrededor de una estrella similar al Sol, en 1995, resultó ser un Júpiter caliente: un gigante gaseoso de aproximadamente la mitad de la masa de nuestro propio Júpiter en una órbita extremadamente cercana de cuatro días alrededor de su estrella. Un año en este planeta, en otras palabras, dura solo cuatro días. 

Posteriormente, los astrónomos ópticos utilizaron un método similar, midiendo el pequeño desplazamiento Doppler de una estrella debido al bamboleo en la velocidad radial de una estrella. Durante la primera década del descubrimiento de exoplanetas, el método pulsar y el método de la velocidad radial fueron las únicas formas en que se descubrieron los exoplanetas. En 2002, se confirmaron casi 90 exoplanetas, la mayoría de ellos orbitando estrellas de la secuencia principal. En la segunda década, se comenzaron a descubrir exoplanetas utilizando el método de tránsito. Este enfoque mide el brillo de una estrella a lo largo del tiempo, buscando una ligera caída en su brillo. Si un planeta pasa por delante de su estrella desde nuestro punto de vista, bloquea parte de la luz que vemos. Al observar caídas regulares en el brillo de una estrella, los astrónomos pueden verificar la presencia de un planeta en tránsito. Este método es bastante efectivo y para 2012 el número de planetas conocidos había aumentado a casi 800. El primer gran salto en el descubrimiento de exoplanetas fue posible gracias al Telescopio Espacial Kepler. Lanzado en 2009, la misión principal de Kepler era medir el brillo de miles de estrellas en una pequeña porción del cielo. Para 2015, Kepler había descubierto más de mil exoplanetas solo, y los astrónomos ahora podían usar análisis estadísticos para los tipos de planetas y las características orbitales más comunes en los sistemas estelares.

Más planetas de este tipo aparecieron en los datos de los telescopios terrestres una vez que los astrónomos aprendieron a reconocerlos: primero docenas, luego cientos. Fueron encontrados usando el método de "bamboleo": rastreando ligeros movimientos hacia adelante y hacia atrás de una estrella, causados por tirones gravitacionales de los planetas en órbita. Pero aun así, nada parecía probable que fuera habitable. Encontrar mundos pequeños y rocosos más parecidos al nuestro requirió el próximo gran salto en la tecnología de búsqueda de exoplanetas: el método de "tránsito". Al astrónomo William Borucki se le ocurrió la idea de conectar detectores de luz extremadamente sensibles a un telescopio y luego lanzarlo al espacio. El telescopio observaría durante años un campo de más de 170000 estrellas, en busca de pequeños descensos en la luz estelar cuando un planeta cruzara la cara de una estrella.

Figura 2. Los más de 5000 exoplanetas confirmados en nuestra galaxia hasta ahora incluyen una variedad de tipos, algunos que son similares a los planetas de nuestro sistema solar, otros muy diferentes. Entre estos hay una variedad misteriosa conocida como "súper-Tierras" porque son más grandes que nuestro mundo y posiblemente rocosas. Crédito: NASA/JPL-Caltech.

Figura 3. Kepler revolucionó los descubrimientos de exoplanetas. Crédito: NASA Ames/SETI/J Rowe.

Esa idea se realizó en el Telescopio Espacial Kepler. Borucki, investigador principal de la misión Kepler, ahora retirada, dice que su lanzamiento en 2009 abrió una nueva ventana al universo. "Tengo una verdadera sensación de satisfacción y de asombro por lo que hay", dijo. "Ninguno de nosotros esperaba esta enorme variedad de sistemas planetarios y estrellas. Es simplemente asombroso".

Pero el verdadero salto en nuestra comprensión de los exoplanetas apenas comienza. Hay potencialmente cientos de miles de millones de planetas solo en nuestra galaxia. Nuevas misiones como el Telescopio Espacial James Webb y el Telescopio Espacial Romano Nancy Grace planeado no solo descubrirán más planetas, sino que nos permitirán sondear las atmósferas de estos mundos. Así como ahora sabemos el rango de masa y temperatura que pueden tener los planetas, pronto sabremos su variedad de cielos y si las atmósferas similares a la Tierra son comunes o raras. Incluso podemos encontrar las primeras señales de vida en otros mundos. Cinco mil planetas es un hito increíble. Pero puedes estar seguro de que llegarás a diez mil mundos antes de lo que piensas.

Referencias

[1] Exoplanet exploration, NASA interactive site counter, URL: https://exoplanets.nasa.gov/discovery/discoveries-dashboard/

[2] It's Confirmed. We now Know of More Than 5,000 Exoplanets, Brian Koberlein para Universe Today, 22 de Marzo de 2022.   URL: https://www.universetoday.com/155095/its-confirmed-we-now-know-of-more-than-5000-exoplanets/

[3] Cosmic milestone: NASA confirms 5,000 exoplanets
by Jet Propulsion Laboratory, 21 de Marzo de 2022. Disponible en Phys.org, URL:  https://phys.org/news/2022-03-cosmic-milestone-nasa-exoplanets.html

Artículo editado y traducido por Juan F. González

El premio Abel de Matemáticas 2022: D. P. Sullivan.

Figura 1. Matemáticas. Solamente se necesita papel y lápiz (y quizás computadoras, A.I., Machine Learning, Data Science e imaginación en el futuro). Crédito: CC0 Dominio público.

No existe, lamentable y sorprendentemente, un premio Nobel para las Matemáticas. Dos sustitutos para esta ausencia son la medalla Fields (para menores de 40 años), y el Premio Abel. Ecuaciones célebres, como E=mc2E=mc^2, el teorema de Pitágoras a2+b2=c2a^2+b^2=c^2, o el último teorema de Fermat ( an+bn=cna^n+b^n=c^n no tiene solución real si n,  n>2n\in \mathbb{Z}, \;\; n>2) son mucho más largas de escribir y sintetizar sin el lenguaje matemático, que también importa en el mundo físico desde la aserción y descubrimiento de Galileo de que el mundo está hecho y escrito en lenguaje matemático.

El Premio Abel en honor a los logros en matemáticas fue otorgado el miércoles 23 de Marzo de 2022 al estadounidense Dennis Parnell Sullivan por sus contribuciones a la topología, incluido el trabajo sobre la teoría del caos, dijo la Academia Noruega de Ciencias. Sullivan, profesor de la Universidad de Stony Brook en Nueva York, recibió el honor "por sus innovadoras contribuciones a la topología en su sentido más amplio, y en particular sus aspectos algebraicos, geométricos y dinámicos".

La topología "investiga las propiedades de los objetos que no cambian cuando se deforman" y tiene "aplicaciones significativas en campos que van desde la física hasta la economía y la ciencia de datos", dijo la academia. Descrito como un "miembro carismático y animado de la comunidad matemática", Sullivan, de 81 años, se destacó por encontrar "profundas conexiones entre una deslumbrante variedad de áreas de las matemáticas".

"Sullivan se ha movido de un área a otra, aparentemente sin esfuerzo, usando ideas algebraicas, analíticas y geométricas como un verdadero virtuoso", dijo Hans Munthe-Kaas, presidente del Comité Abel, en un comunicado. Nacido en Michigan, Sullivan se mudó a una edad temprana a Houston en Texas, donde luego asistió a la Universidad Rice antes de obtener su doctorado en Princeton. A fines de la década de 1970, comenzó a trabajar en la teoría del caos. Entre sus logros en el campo estaba resolver una conjetura que había eludido a los matemáticos durante 60 años. Sullivan recibirá su premio, que incluye 7,5 millones de coronas noruegas (850000 dólares, unos 780000 euros) en una ceremonia en Oslo el 24 de mayo de 2022.

Referencias

[1]US topology and chaos theorist wins mathematics Abel Prize. URL:  https://phys.org/news/2022-03-topology-chaos-theorist-mathematics-abel.html
 
 
 Artículo traducido y editado por Juan F. González

Mapeando las enanas blancas de nuestra galaxia

Mapping the movement of white dwarfs of the Milky Way
by Lund University/ Mapeo del movimiento de las enanas blancas de la Vía Láctea por la Universidad de Lund 

Figura 1. Ilustración de una enana blanca. Crédito: NASA, ESA, STScI y G. Bacon (STScI).

Figura 2. Ilustración de Gaia con la Vía Láctea de fondo. Crédito: ESA/ATG Medialab, ESO/S. Brunier.

Las enanas blancas alguna vez fueron estrellas normales similares al sol, pero luego colapsaron después de agotar todo su combustible. Históricamente, estos restos interestelares han sido difíciles de estudiar. Sin embargo, un estudio reciente de la Universidad de Lund en Suecia revela nueva información sobre los patrones de movimiento de estas desconcertantes estrellas.

Las enanas blancas tienen un radio de aproximadamente el 1 por ciento del sol. Tienen aproximadamente la misma masa, lo que significa que tienen una densidad asombrosa de aproximadamente 1 tonelada por centímetro cúbico. Después de miles de millones de años, las enanas blancas se enfriarán hasta un punto en el que dejarán de emitir luz visible y se convertirán en las llamadas enanas negras.

La primera enana blanca que se descubrió fue 40 Eridani A. Es un cuerpo celeste brillante a 16,2 años luz de la Tierra, rodeado por un sistema binario que consiste en la enana blanca 40 Eridani B y la enana roja 40 Eridani C. Desde que fue descubierto en 1783, los astrónomos han tratado de aprender más sobre las enanas blancas para obtener una comprensión más profunda de la historia evolutiva de nuestra galaxia natal. En un estudio publicado en Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, un equipo de investigación puede presentar nuevos hallazgos sobre cómo se mueven las estrellas colapsadas.

"Gracias a las observaciones del telescopio espacial Gaia, por primera vez logramos revelar la distribución de velocidad tridimensional para el mayor catálogo de enanas blancas hasta la fecha. Esto nos brinda una imagen detallada de su estructura de velocidad con un detalle sin precedentes". dice Daniel Mikkola, estudiante de doctorado en astronomía en la Universidad de Lund.

Gracias a Gaia, los investigadores han medido las posiciones y velocidades de alrededor de 1500 millones de estrellas. Pero solo recientemente han podido concentrarse por completo en las enanas blancas en el vecindario solar. "Hemos logrado mapear las velocidades y los patrones de movimiento de las enanas blancas. Gaia reveló que hay dos secuencias paralelas de enanas blancas al observar su temperatura y brillo. Si las estudiamos por separado, podemos ver que se mueven de diferentes maneras, probablemente como consecuencia de que tienen diferentes masas y tiempos de vida", dice Daniel Mikkola.

Los resultados se pueden usar para desarrollar nuevas simulaciones y modelos para continuar mapeando la historia y el desarrollo de la Vía Láctea. A través de un mayor conocimiento de las enanas blancas, los investigadores esperan poder aclarar una serie de interrogantes que rodean el nacimiento de la Vía Láctea. "Este estudio es importante porque aprendimos más sobre las regiones más cercanas de nuestra galaxia. Los resultados también son interesantes porque nuestra propia estrella, el sol, algún día se convertirá en una enana blanca como el 97 por ciento de todas las estrellas de la Vía Láctea. " concluye Daniel Mikkola.

Referencias

[1] URL: https://phys.org/news/2022-03-movement-white-dwarfs-milky.html

[2] Daniel Mikkola et al, The velocity distribution of white dwarfs in Gaia EDR3, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (2022). DOI: 10.1093/mnras/stac434

Artículo editado y traducido por Juan F. González

Un extraño púlsar es...¡Una estrella enana blanca!

El púlsar enana blanca AR Scorpii

Figura 1. Impresión artística  del extraño objeto AR Scorpii. En esta estrella doble única, una estrella enana blanca que gira rápidamente (derecha) impulsa electrones hasta casi la velocidad de la luz. Estas partículas de alta energía liberan ráfagas de radiación que azotan a la estrella enana roja compañera (izquierda) y hacen que todo el sistema emita pulsaciones dramáticas cada 1,97 minutos con una radiación que va desde el ultravioleta hasta la radio. Crédito: M. Garlick/Universidad de Warwick, ESA/Hubble.

Un nuevo estudio realizado por Jonathan Katz de la Universidad de Washington en St. Louis sugiere que una fuente transitoria de radio periódica descubierta recientemente, denominada GLEAM-X J162759.5−523504.3, puede ser un raro púlsar consistente en una enana blanca. El hallazgo se detalló en un artículo publicado el 16 de marzo en el servidor de preimpresión arXiv. Los púlsares son estrellas de neutrones giratorias altamente magnetizadas que emiten un haz de radiación electromagnética. Por lo general, se detectan en forma de breves ráfagas de emisión de radio; sin embargo, algunos de ellos también se observan a través de telescopios ópticos, de rayos X y de rayos gamma. Algunos astrónomos especulan que una enana blanca magnética giratoria (WD) podría mostrar una actividad similar a la de un púlsar. Hasta la fecha, solo se ha encontrado uno de esos candidatos a "púlsar enana blanca", llamado AR Scorpii (AR Sco), ya que contiene un WD que gira rápidamente y bombardea a su compañero enano rojo con poderosos rayos de partículas eléctricas y radiación. Esto hace que el sistema se ilumine y se desvanezca dramáticamente dos veces cada dos minutos.

GLEAM-XJ162759.5–523504.3 es un púlsar descubierto recientemente con un período de giro de aproximadamente 1091 segundos. Muestra ráfagas de radio transitorias con una duración de aproximadamente un mes, mientras que los anchos de pulso varían dentro del rango de 30 a 60 segundos. Se calculó que la potencia de rotación de este púlsar es inferior a 12 octillones de erg/s, lo que resulta ser mucho menor que la luminosidad de la emisión de radio pulsada que se estima en unos 40000 octillones de erg/s.

El largo período de GLEAM-XJ162759.5–523504.3 sigue siendo un rompecabezas, ya que, por lo general, los períodos de rotación de los radio púlsares y las estrellas de neutrones individuales de otras poblaciones no superan los 20 segundos. Un estudio anterior sugirió que un período tan largo puede ser producto de la evolución a largo plazo en el modelo de disco alternativo, cuando una estrella de neutrones evoluciona con un disco alternativo y con una intensidad de campo dipolar magnético de unos pocos billones de G (Gauss) en el ecuador. Katz, en su último estudio, argumenta que las propiedades peculiares de GLEAM-XJ162759.5–523504.3 pueden explicarse por el hecho de que es un púlsar enana blanca. Al analizar los datos disponibles, se centró en la potencia radiada media de esta fuente, ya que supera el límite superior de su potencia de giro en más de un orden de magnitud.

Según Katz, esto es físicamente imposible para un objeto impulsado por rotación, ya que ningún púlsar clásico emite más del 1 por ciento de su poder de giro como emisión de radio coherente. Él asume que el escenario del púlsar WD bien podría explicar esta peculiaridad, junto con el período de rotación anómalamente largo. "Las enanas blancas tienen momentos de inercia de ∼ 10⁵⁰ g cm², unos cinco órdenes de magnitud mayores que los de una estrella de neutrones, lo que aumenta la potencia de rotación estimada a ∼ 10³³ ergios/s, suficiente para alimentar la emisión de radio con plausible (<<1) eficiencia", explicó Katz.

Agregó que su hipótesis está respaldada por el factor de Lorentz inferido de la subestructura temporal de al menos uno de los pulsos de GLEAM-XJ162759.5–523504.3, que indica un gran radio de curvatura de las líneas del campo magnético si la emisión es radiación de curvatura. En sus comentarios finales, Katz señaló que su hallazgo abre la posibilidad de que muchas enanas blancas de rotación rápida y fuertemente magnetizadas puedan ser púlsares WD. Por lo tanto, sugiere observaciones de radio de baja frecuencia de tales objetivos para confirmar esto.

Referencias

[1] Recently discovered periodic radio transient may be a rare white dwarf pulsar, by Tomasz Nowakowski, Phys.org URL: https://phys.org/news/2022-03-periodic-radio-transient-rare-white.html

[2] J. I. Katz, GLEAM-X J16279.5-523504.3 as a White Dwarf Pulsar. arXiv:2203.08112v2 [astro-ph.SR], arxiv.org/abs/2203.08112

Artículo editado y traducido por Juan F. González

JWST: lanza la imagen IR más profunda del espacio

James Webb publica la imagen IR más nítida jamás tomada desde el espacio

James Webb publica la imagen IR más nítida jamás tomada desde el espacio.

Se ha alcanzado otro hito de alineación y el telescopio está superando las expectativas.

Traducción del artículo de Alison Klesman | Publicado: viernes, 18 de marzo de 2022, en Astronomy.com.

Figura 1. NIRCAM, JWST. Imagen de evaluación del telescopio James Webb y el instrumento NIRCAM. Fuente: NASA/STScI. Cada punto en la imagen es una galaxia ¡!.

A principios de febrero, los ingenieros de la NASA comenzaron a alinear de forma remota los 18 segmentos hexagonales del espejo principal del telescopio espacial James Webb, que se había plegado para el lanzamiento. El objetivo de este meticuloso proceso de tres meses de duración es posicionar perfectamente los segmentos del espejo entre sí, creando una superficie única y lisa de 6,5 metros de ancho que puede reunir y enfocar la luz del cosmos distante. Puede recordar instantáneas anteriores que marcaron hitos anteriores. Por ejemplo, el segundo de los siete hitos se marcó con una toma tomada antes de que los espejos estuvieran fríos a principios de febrero, los ingenieros de la NASA comenzaron a alinear de forma remota los 18 segmentos hexagonales del espejo principal del telescopio espacial James Webb, que se había plegado para el lanzamiento. El objetivo de este meticuloso proceso de tres meses de duración es posicionar perfectamente los segmentos del espejo entre sí, creando una superficie única y lisa de 6,5 metros de ancho que puede reunir y enfocar la luz del cosmos distante. Puede recordar instantáneas anteriores que marcaron hitos anteriores. Por ejemplo, el segundo de los siete hitos se marcó con una toma tomada antes de que los espejos estuvieran completamente alineados; presentaba múltiples imágenes de una sola estrella. Ahora, la NASA ha anunciado que se ha completado el quinto hito principal de alineación. Este paso, llamado puesta en fase fina, ayudó a identificar y corregir pequeñas diferencias entre los segmentos individuales del espejo para enfocar el universo infrarrojo con nitidez y claridad. Y funcionó: JWST tomó recientemente la imagen de prueba infrarroja de arriba, que se enfoca en la estrella 2MASS J17554042+6551277, utilizando su cámara de infrarrojo cercano (NIRCam). La estrella no solo es un único punto claro de luz, sino que la óptica del telescopio es tan sensible que las estrellas de fondo más débiles, e incluso las galaxias, son claramente visibles. (Tenga en cuenta que la imagen se obtuvo utilizando un filtro rojo para lograr un mejor contraste). Este hermoso retrato estelar, la toma infrarroja más nítida jamás tomada desde el espacio, verifica que la óptica del telescopio funciona de manera óptima. De hecho, están funcionando tan bien que los ingenieros ahora confían en que el JWST no solo cumplirá, sino que en muchos casos superará sus objetivos científicos. Quedan dos pasos importantes más para completar la alineación del espejo de JWST. Ahora está perfectamente configurado para el campo de visión de NIRCam. Pero el espejo aún debe estar alineado para los campos de visión de los otros instrumentos, que pueden ser más grandes o más pequeños, o tener una forma diferente. Finalmente, los segmentos se revisarán nuevamente para detectar desalineaciones minúsculas y cualquier problema persistente se suavizará. Una vez completado, con suerte a principios de mayo, el equipo planea pasar dos meses preparando los instrumentos para la ciencia. Si todo va bien, la NASA espera que para el verano estemos inundados de impresionantes vistas nuevas del universo. Estos retratos no solo revelarán la belleza surrealista del cosmos con detalles nítidos, sino que nos transportarán a una época en la que las primeras galaxias apenas comenzaban a dar forma al universo en el lugar que vemos hoy.


 
 Figura 2. El alineado de los espejos, en un selfie para la historia, enfocando a una estrella. La imagen es un mosaico de 18 versiones de la misma estrella dispuesta en forma de hexágono tomada por el Telescopio Espacial James Webb. NASA/STScI/J. DePasquale.
 
 

Referencias

[1] James Webb releases sharpest IR image ever taken from space. Alison Klesman, para Astronomy.com, URL: https://astronomy.com/news/2022/03/james-webb-releases-sharpest-ir-image-ever-taken-from-space

[2] Snapshot: The James Webb Space Telescope sees stars. By Samantha Hill  |  Published: Thursday, February 24, 2022, URL: https://astronomy.com/news/2022/02/snapshot-eighteen-arranged-photon-images-help-to-focus-webb-telescope

Artículo editado y traducido por: Juan F. González

Noticiero: recapitulación de los artículos 1 al 64.

Recapitulación: noticiero de FyQ, artículos 1 al 64 en pdf.

Adjunto un pdf de un word donde he montado los 64 artículos de momento existentes en este noticiero, para leerlo fuera de línea.

Ficheros adicionales

El origen de los Fast-Radio-Bursts (estallidos rápidos de radio)

Astrónomos más cerca de descubrir el origen de misteriosas ráfagas rápidas de radio

Un nuevo estudio realizado por un equipo internacional de científicos identifica la polarización como un rasgo clave que puede revelar el origen de las poderosas explosiones de radio cósmicas de milisegundos de duración.

Fecha: 19 de marzo de 2022.

Fuente: Universidad de Nevada, Las Vegas.

Casi 15 años después del descubrimiento de las ráfagas de radio rápidas (FRB), el origen de las explosiones cósmicas del espacio profundo de milisegundos de duración sigue siendo un misterio.

Eso puede cambiar pronto, gracias al trabajo de un equipo internacional de científicos, incluido el astrofísico de la UNLV Bing Zhang, que rastreó cientos de ráfagas de cinco fuentes diferentes y encontró pistas en los patrones de polarización de FRB que pueden revelar su origen. Los hallazgos del equipo se informaron en la edición del 17 de marzo de la revista Science. Los FRB producen ondas de radio electromagnéticas, que son esencialmente oscilaciones de campos eléctricos y magnéticos en el espacio y el tiempo. La dirección del campo eléctrico oscilante se describe como la dirección de polarización. Al analizar la frecuencia de polarización en los FRB observados desde varias fuentes, los científicos revelaron similitudes en los FRB repetidos que apuntan a un entorno complejo cerca de la fuente de las ráfagas. "Este es un paso importante hacia la comprensión del origen físico de los FRB", dijo Zhang, un distinguido profesor de astrofísica de la UNLV que fue coautor del artículo y contribuyó a la interpretación teórica de los fenómenos. Para establecer la conexión entre las ráfagas, un equipo de investigación internacional, dirigido por Yi Feng y Di Li de los Observatorios Astronómicos Nacionales de la Academia de Ciencias de China, analizó las propiedades de polarización de cinco fuentes FRB repetitivas utilizando la apertura masiva de quinientos metros. El radiotelescopio esférico (FAST) y el telescopio Robert C. Byrd Green Bank (GBT). Desde que se descubrieron los FRB por primera vez en 2007, los astrónomos de todo el mundo han recurrido a potentes radiotelescopios como FAST y GBT para rastrear las ráfagas y buscar pistas sobre su procedencia y cómo se producen. Aunque todavía se considera misterioso, se cree que la fuente de la mayoría de las FRB son los magnetares, estrellas de neutrones increíblemente densas del tamaño de una ciudad que poseen los campos magnéticos más fuertes del universo. Por lo general, tienen casi un 100% de polarización. Por el contrario, en muchas fuentes astrofísicas que involucran plasmas aleatorios calientes, como el Sol y otras estrellas, la emisión observada no está polarizada porque los campos eléctricos oscilantes tienen orientaciones aleatorias. Ahí es donde entra en juego el trabajo de detective cósmico. En un estudio que el equipo publicó originalmente el año pasado en Nature, FAST detectó 1.652 pulsos del repetidor activo FRB 121102. Aunque se descubrió que las ráfagas de la fuente estaban altamente polarizadas con otros telescopios que usaban frecuencias más altas, en consonancia con los magnetares, ninguno de las ráfagas detectadas con FAST en su banda de frecuencia estaban polarizadas, a pesar de que FAST es el radiotelescopio de plato único más grande del mundo. "Estábamos muy desconcertados por la falta de polarización", dijo Feng, primer autor del artículo de Science recientemente publicado. "Más tarde, cuando buscamos sistemáticamente otros FRB repetidos con otros telescopios en diferentes bandas de frecuencia, particularmente aquellas más altas que la de FAST, surgió una imagen unificada". Según Zhang, la imagen unificada es que cada fuente FRB repetitiva está rodeada por un plasma denso altamente magnetizado. Este plasma produce una rotación diferente del ángulo de polarización en función de la frecuencia, y las ondas de radio recibidas provienen de múltiples caminos debido a la dispersión de las ondas por el plasma. Cuando el equipo tuvo en cuenta un solo parámetro ajustable, dice Zhang, las múltiples observaciones revelaron una evolución de frecuencia sistemática, es decir, la despolarización hacia frecuencias más bajas. "Una explicación tan simple, con un solo parámetro libre, podría representar un gran paso hacia la comprensión física del origen de las FRB repetidas", dice. Di Li, autor correspondiente del estudio, está de acuerdo en que el análisis podría representar una pieza angular para completar el rompecabezas cósmico de los FRB. "Por ejemplo, los FRB extremadamente activos podrían ser una población distinta", dice. "Alternativamente, estamos comenzando a ver la tendencia evolutiva en los FRB, con fuentes más activas en entornos más complejos que son explosiones más jóvenes". El estudio, "Polarización dependiente de la frecuencia de ráfagas de radio rápidas repetidas: implicaciones para su origen", apareció el 17 de marzo en la revista Science. Incluye 25 coautores de 11 instituciones y es parte de una larga colaboración entre instituciones. Además de la UNLV y la NAOC, las instituciones colaboradoras también incluyen la Universidad de Yunnan, la Universidad de Princeton, la Universidad de Western Sidney, la Universidad de Pekín y el Observatorio Green Bank, EE. UU.

Fuente de la historia: Materiales proporcionados por la Universidad de Nevada, Las Vegas. Original escrito por Tony Allen.

Referencias

[1] Yi Feng, Di Li, Yuan-Pei Yang, Yongkun Zhang, Weiwei Zhu, Bing Zhang, Wenbin Lu, Pei Wang, Shi Dai, Ryan S. Lynch, Jumei Yao, Jinchen Jiang, Jiarui Niu, Dejiang Zhou, Heng Xu, Chenchen Miao, Chenhui Niu, Lingqi Meng, Lei Qian, Chao-Wei Tsai, Bojun Wang, Mengyao Xue, Youling Yue, Mao Yuan, Songbo Zhang, Lei Zhang. Frequency-dependent polarization of repeating fast radio bursts—implications for their origin. Science, 2022; 375 (6586): 1266 DOI: 10.1126/science.abl7759

Polarización dependiente de la frecuencia de ráfagas de radio rápidas repetitivas: implicaciones para su origen. Ciencia, 2022; 375 (6586): 1266 DOI: 10.1126/ciencia.abl7759

Artículo traducido y editado por: Juan F. González

Perseverance a toda pastilla en la superficie de Marte

Figura 1. El rover Perseverance Mars de la NASA observa las huellas de sus ruedas el 17 de marzo de 2022, el día 381 marciano, o sol, de la misión. Crédito: NASA/JPL-Caltech.

El rover Perseverance Mars de la NASA está tratando de cubrir más distancia en un solo mes que cualquier rover anterior, y lo está haciendo utilizando inteligencia artificial. En el camino por delante hay pozos de arena, cráteres y campos de rocas afiladas que el rover tendrá que navegar solo. Al final del viaje de 5 kilómetros (3 millas), que comenzó el 14 de marzo de 2022, Perseverance llegará a un antiguo delta de un río dentro del cráter Jezero, donde existió un lago hace miles de millones de años.
 
 Este delta es una de las mejores ubicaciones en Marte para que el rover busque signos de vida microscópica pasada. Usando un taladro en el extremo de su brazo robótico y un complejo sistema de recolección de muestras en su vientre, Perseverance está recolectando núcleos de roca para regresar a la Tierra, la primera parte de la campaña Mars Sample Return. "El delta es tan importante que hemos decidido minimizar las actividades científicas y centrarnos en conducir para llegar más rápido", dijo Ken Farley de Caltech, científico del proyecto de Perseverance. "Tomaremos muchas imágenes del delta durante ese viaje. Cuanto más nos acerquemos, más impresionantes serán esas imágenes".
 
 El equipo científico buscará en estas imágenes las rocas que eventualmente querrán estudiar más de cerca usando los instrumentos en el brazo de Perseverance. También buscarán las mejores rutas que el rover pueda tomar para ascender el delta de 40 metros (130 pies) de altura. Pero primero, la perseverancia debe llegar allí. El rover hará esto confiando en su sistema automático AutoNav, que ya ha establecido impresionantes récords de distancia. Si bien todos los rovers de Marte de la NASA han tenido capacidades de conducción autónoma, Perseverance tiene la más avanzada hasta el momento. 

"Los procesos autónomos que tomaron minutos en un rover como Opportunity ocurren en menos de un segundo en Perseverance", dijo el veterano planificador de rover y desarrollador de software de vuelo Mark Maimone del Laboratorio de Propulsión a Chorro de la NASA en el sur de California, que lidera la misión. "Debido a que la conducción autónoma ahora es más rápida, podemos cubrir más terreno que si los humanos programaran cada conducción".


Vídeo 1.  Rumbo al delta marciano. El rover Perseverance Mars de la NASA seguirá la ruta propuesta hacia el delta del cráter Jezero que se muestra en esta animación. El delta es uno de los lugares más importantes que visitará el rover en su búsqueda de signos de vida antigua en Marte. Crédito: NASA/JPL-Caltech/ASU/MSSS/Universidad de Arizona

Cómo funciona la planificación móvil

Antes de que el rover ruede, un equipo de expertos en planificación de movilidad (Perseverance tiene 14 que intercambian turnos) escribe los comandos de conducción que llevará a cabo el explorador robótico. Los comandos llegan a Marte a través de la Red de Espacio Profundo de la NASA, y Perseverance envía datos para que los planificadores puedan confirmar el progreso del rover. Se requieren varios días para completar algunos planes, como con un recorrido reciente que abarcó aproximadamente 510 metros (1,673 pies) e incluyó miles de comandos móviles individuales. 

Algunas unidades requieren más intervención humana que otras. AutoNav es útil para conducir sobre terreno llano con peligros potenciales simples, por ejemplo, grandes rocas y pendientes, que son fáciles de detectar y sortear para el móvil.

Pensando mientras conduce

AutoNav refleja una evolución de las herramientas de conducción autónoma desarrolladas previamente para los rovers Spirit, Opportunity y Curiosity de la NASA. Lo que es diferente para AutoNav es "pensar mientras conduce", lo que permite que Perseverance tome y procese imágenes mientras está en movimiento. Luego, el rover navega en función de esas imágenes. ¿Está esa roca demasiado cerca? ¿Podrá su barriga despejar esa roca? ¿Qué pasaría si las ruedas del rover patinaran?

El hardware actualizado permite "pensar mientras se conduce". Las cámaras más rápidas significan que Perseverance puede tomar imágenes lo suficientemente rápido como para procesar su ruta en tiempo real. Y a diferencia de sus predecesores, Perseverance tiene una computadora adicional dedicada por completo al procesamiento de imágenes. La computadora se basa en un microchip súper eficiente de un solo propósito llamado matriz de puerta programable en campo que es excelente para el procesamiento de visión por computadora. "En los rovers anteriores, la autonomía significaba ralentizarse porque los datos tenían que procesarse en una sola computadora", dijo Maimone. "Esta computadora adicional es increíblemente rápida en comparación con lo que teníamos en el pasado, y tenerla dedicada para conducir significa que no tiene que compartir recursos informáticos con más de 100 otras tareas".

Por supuesto, los humanos no están completamente fuera de escena durante los viajes en AutoNav. Todavía planifican la ruta básica usando imágenes tomadas desde el espacio por misiones como Mars Reconnaissance Orbiter de la NASA. Luego, marcan obstáculos como posibles trampas de arena para que Perseverance los evite, dibujando zonas de "mantenerse alejado" y "mantenerse adentro" que lo ayudan a navegar. Otra gran diferencia es el sentido del espacio de Perseverance. El programa de navegación autónoma de Curiosity mantiene al rover en una burbuja de seguridad de 16 pies (5 metros) de ancho. Si Curiosity detecta dos rocas que están, por ejemplo, a 15 pies (4,5 metros) de distancia, un espacio por el que podría pasar fácilmente, igual se detendrá o las rodeará en lugar de correr el riesgo de atravesarlas. Pero la burbuja de Perseverance es mucho más pequeña: una caja virtual está centrada en cada una de las seis ruedas del rover. El rover más nuevo de Marte tiene una comprensión más sensible del terreno y puede sortear rocas por sí solo. "Cuando vimos por primera vez el cráter Jezero como un lugar de aterrizaje, estábamos preocupados por los densos campos de rocas que vimos esparcidos por el suelo del cráter", dijo Maimone. "Ahora podemos bordear o incluso montar a horcajadas sobre rocas a las que no podríamos habernos acercado antes".

Mientras que las misiones anteriores del rover tomaron un ritmo más lento explorando a lo largo de su camino, AutoNav brinda al equipo científico la capacidad de desplazarse a los lugares que más priorizan. Eso significa que la misión está más enfocada en su objetivo principal: encontrar las muestras que los científicos eventualmente querrán devolver a la Tierra.

Referencias

[1] Perseverance rover hightails it to Martian delta, by Jet Propulsion Laboratory. Phys.org news. URL: https://phys.org/news/2022-03-perseverance-rover-hightails-martian-delta.html

Artículo editado y traducido por: Juan F. González

Machine Learning y exoplanetas habitables

Machine Learning Will be one of the Best Ways to Identify Habitable Exoplanets

Machine learning será uno de los mejores métodos para identificar exoplanetas habitables

El campo de los estudios de planetas extrasolares está experimentando un cambio sísmico. Hasta la fecha, se han confirmado 4.940 exoplanetas en 3.711 sistemas planetarios, con otros 8.709 candidatos en espera de confirmación. Con tantos planetas disponibles para el estudio y las mejoras en la sensibilidad del telescopio y el análisis de datos, el enfoque está pasando del descubrimiento a la caracterización. En lugar de simplemente buscar más planetas, los astrobiólogos examinarán los mundos "potencialmente habitables" en busca de posibles "biofirmas". Esto se refiere a las firmas químicas asociadas con la vida y los procesos biológicos, uno de los más importantes es el agua. Como el único solvente conocido de que la vida (tal como la conocemos) no puede existir, el agua se considera la vara de zahorí para encontrar vida. En un estudio reciente, los astrofísicos Dang Pham y Lisa Kaltenegger explican cómo las encuestas futuras (cuando se combinan con el aprendizaje automático) podrían discernir la presencia de agua, nieve y nubes en exoplanetas distantes.

Figura 1. Impresión del artista de un sistema de múltiples planetas donde tres están haciendo un tránsito. Crédito: NASA El agua es algo de lo que depende toda la vida en la Tierra, de ahí su importancia para los estudios astrobiológicos y de exoplanetas. Como Lisa Kaltenneger le dijo a Universe Today por correo electrónico, esta importancia se refleja en el eslogan de la NASA, "solo sigue el agua", que también inspiró el título de su artículo: 

“El agua líquida en la superficie de un planeta es una de las armas humeantes para la vida potencial. Digo potencial aquí porque no sabemos qué más necesitamos para que la vida comience. Pero el agua líquida es un gran comienzo. Así que usamos el eslogan de la NASA de "Solo sigue el agua" y preguntamos, ¿cómo podemos encontrar agua en la superficie de los exoplanetas rocosos en la Zona Habitable? Hacer espectroscopia requiere mucho tiempo, por lo que estamos buscando una forma más rápida de identificar inicialmente planetas prometedores, aquellos con agua líquida”. Actualmente, los astrónomos se han limitado a buscar la línea de absorción Lyman-alfa, que indica la presencia de gas hidrógeno en la atmósfera de un exoplaneta. Este es un subproducto del vapor de agua atmosférico que ha estado expuesto a la radiación ultravioleta solar, lo que hace que se disocie químicamente en hidrógeno y oxígeno molecular (O2), el primero de los cuales se pierde en el espacio mientras que el segundo se retiene. Esto está a punto de cambiar, gracias a los telescopios de próxima generación como el James Webb (JWST), Nancy Grace Roman (RST) y el Telescopio Espacial Origins, así como a los observatorios de próxima generación como el Observatorio de Exoplanetas Habitables (HabEx) y Topógrafo grande UV/óptico/IR (LUVOIR). También hay telescopios terrestres que estarán operativos en los próximos años, como el Telescopio Extremadamente Grande (ELT), el Telescopio Gigante de Magallanes (GMT) y el Telescopio de Treinta Metros (TMT).


 
 Figura 2. La impresión de este artista muestra el planeta que orbita alrededor de la estrella similar al Sol HD 85512 en la constelación austral de Vela (La Vela). Crédito: ESO.

Gracias a sus grandes espejos primarios y su conjunto avanzado de espectrógrafos, coronógrafos y óptica adaptativa, estos instrumentos podrán realizar estudios de imágenes directas de exoplanetas. Consiste en estudiar la luz reflejada directamente desde la atmósfera o superficie de un exoplaneta para obtener espectros que permitan a los astrónomos ver qué elementos químicos están presentes. Pero como indican en su artículo, este es un proceso que requiere mucho tiempo. Los astrónomos comienzan observando miles de estrellas en busca de caídas periódicas en el brillo, luego analizan las curvas de luz en busca de signos de firmas químicas. Actualmente, los investigadores de exoplanetas y los astrobiólogos confían en los astrónomos aficionados y los algoritmos de las máquinas para clasificar los volúmenes de datos que obtienen sus telescopios. De cara al futuro, Pham y Kaltenneger muestran cómo será crucial un aprendizaje automático más avanzado.

Como indican, las técnicas de MI permitirán a los astrónomos realizar las caracterizaciones iniciales de los exoplanetas más rápidamente, lo que permitirá a los astrónomos priorizar los objetivos para las observaciones de seguimiento. Al “seguir el agua”, los astrónomos podrán dedicar una mayor parte del valioso tiempo de estudio de un observatorio a los exoplanetas que tienen más probabilidades de proporcionar retornos significativos. “Los telescopios de próxima generación buscarán vapor de agua en la atmósfera de los planetas y agua en la superficie de los planetas”, dijo Kaltenneger. “Por supuesto, para encontrar agua en la superficie de los planetas, debe buscar [agua en sus] formas líquida, sólida y gaseosa, como hicimos en nuestro artículo”.
 

Figura 3. An artist’s illustration of the exoplanet HR8799e, which was directly imaged using the GRAVITY instrument on the ESO’s Very Large Telescope Interferometer. Credit: ESO/L. Calçada


“El aprendizaje automático nos permite identificar rápidamente los filtros óptimos, así como el equilibrio en la precisión en varias relaciones de señal a ruido”, agregó Pham. “En la primera tarea, usando [el algoritmo de código abierto] XGBoost, obtenemos una clasificación de qué filtros son más útiles para el algoritmo en sus tareas de detección de agua, nieve o nubes. En la segunda tarea, podemos observar cuánto mejor se desempeña el algoritmo con menos ruido. Con eso, podemos trazar una línea en la que obtener más señal no correspondería a una precisión mucho mayor”. Para asegurarse de que su algoritmo estuviera a la altura de la tarea, Pham y Kaltenneger realizaron una calibración considerable. Esto consistió en crear 53.130 perfiles espectrales de una Tierra fría con varios componentes superficiales, que incluyen nieve, agua y nubes de agua. Luego simularon los espectros de esta agua en términos de reflectividad atmosférica y superficial y perfiles de color asignados. Como explicó Pham: 
 

“La atmósfera se modeló utilizando Exo-Prime2; Exo-Prime2 se ha validado comparándolo con la Tierra en varias misiones. El USGS mide la reflectividad de superficies como la nieve y el agua en la Tierra. Luego creamos colores a partir de estos espectros. Entrenamos XGBoost en estos colores para realizar tres objetivos separados: detectar la existencia de agua, la existencia de nubes y la existencia de nieve”. Este XGBoost entrenado mostró que las nubes y la nieve son más fáciles de identificar que el agua, lo cual era de esperar ya que las nubes y la nieve tienen un albedo mucho mayor (mayor reflectividad de la luz solar) que el agua. Además, identificaron cinco filtros óptimos que funcionaron extremadamente bien para el algoritmo, todos los cuales tenían 0,2 micrómetros de ancho y en el rango de luz visible. El paso final fue realizar una evaluación de probabilidad simulada para evaluar su modelo de planeta con respecto al agua líquida, la nieve y las nubes del conjunto de cinco filtros óptimos que identificaron.
 
 Figura 4. Impresión artística del telescopio espacial Nancy Grace Roman (anteriormente WFIRST). Crédito: NASA/GSFC.

"Finalmente, [realizamos] un breve análisis bayesiano usando un método de Montecarlo con cadenas de Markov (Markov-Chain Monte Carlo, MCMC) para hacer la misma tarea en los cinco filtros óptimos, como un método de aprendizaje no automático para validar nuestro hallazgo", dijo Pham. "Nuestros hallazgos allí son similares: el agua es más difícil de detectar, pero es factible identificar el agua, la nieve y las nubes a través de la fotometría". Del mismo modo, se sorprendieron al ver lo bien que el XGBoost entrenado podía identificar el agua en la superficie de los planetas rocosos basándose únicamente en el color. Según Kaltenegger, esto es lo que realmente son los filtros: un medio para separar la luz en "contenedores" discretos. “Imagínese un contenedor para toda la luz roja (el filtro “rojo”), luego un contenedor para toda la luz verde, de verde claro a verde oscuro (el filtro “verde”)”, dijo.
 
 Su método propuesto no identifica el agua en las atmósferas de los exoplanetas, sino en la superficie de un exoplaneta a través de la fotometría. Además, no funcionará con el Método de Tránsito (también conocido como Fotometría de Tránsito), que actualmente es el medio más utilizado y efectivo para la detección de exoplanetas. Este método consiste en observar estrellas distantes en busca de caídas periódicas en la luminosidad atribuidas a los exoplanetas que pasan frente a la estrella (también conocido como tránsito) en relación con el observador. En ocasiones, los astrónomos pueden obtener espectros de la atmósfera de un exoplaneta mientras hace un tránsito, un proceso conocido como "espectroscopia de tránsito". A medida que la luz del sol atraviesa la atmósfera del exoplaneta en relación con el observador, los astrónomos la analizarán con espectrómetros para determinar qué sustancias químicas hay allí. Usando su óptica sensible y su conjunto de espectrómetros, el JWST se basará en este método para caracterizar las atmósferas de los exoplanetas. 

Pero como indican Pham y Kaltenneger, su algoritmo solo funcionará con la luz reflejada de la imagen directa de los exoplanetas. Esta es una noticia especialmente buena teniendo en cuenta que es probable que la espectroscopia obtenida a través de estudios de imágenes directas revele más sobre los exoplanetas, no solo la composición química de sus atmósferas. Según Kaltenneger, esto crea todo tipo de oportunidades para las misiones de próxima generación:

“Esto está abriendo la oportunidad para misiones espaciales más pequeñas como el telescopio Nancy Roman para ayudar a identificar mundos que podrían albergar vida. Y para los próximos telescopios más grandes, como recomienda la encuesta decenal, les permite escanear los planetas rocosos en la Zona Habitable en busca de los candidatos más prometedores, aquellos con agua en su superficie, por lo que dedicamos tiempo a caracterizar los más interesantes, y buscar vida de manera efectiva en planetas que tengan excelentes condiciones para que comience”. El artículo que describe sus hallazgos se publicó recientemente en Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (MNRAS).

Referencias

[1] Machine Learning Will be one of the Best Ways to Identify Habitable Exoplanets, by Matt Williams. March 19th. Universe Today news. URL: https://www.universetoday.com/154887/machine-learning-will-be-one-of-the-best-ways-to-identify-habitable-exoplanets/

[2] Follow the Water: Finding Water, Snow and Clouds on Terrestrial Exoplanets with Photometry and Machine Learning, Dang Pham, Lisa Kaltenegger. URL: https://arxiv.org/abs/2203.04201

Artículo editado y traducido por: Juan F. González

Ocultadores de estrellas (Starshades)

Starshades u ocultadores de luz estelar, basados en el espacio, convertirán a los grandes telescopios terrestres en los buscadores de exoplanetas más potentes 

Figura 1. Concepto de "starshade" u ocultador de estrellas/luz estelar. Arriba: Representación gráfica del Observatorio Híbrido de Exoplanetas Similares a la Tierra (HOEE) Créditos: John Mather.

Los observatorios híbridos combinarán una pantalla estelar de 100 metros de diámetro en el espacio con un telescopio en tierra. El Observatorio Híbrido de Exoplanetas Similares a la Tierra (HOEE) convertiría los telescopios terrestres más grandes que se encuentran actualmente en construcción (Telescopio Gigante de Magallanes, Telescopio de Treinta Metros y Telescopio Extremadamente Grande) en los buscadores de planetas más poderosos que se hayan diseñado hasta ahora. Ningún otro equipo propuesto puede igualar la resolución angular (nitidez de la imagen), la sensibilidad (capacidad de ver objetos débiles en un momento dado) o el contraste (capacidad de ver planetas débiles cerca de estrellas brillantes). Se necesita el gran telescopio porque los planetas similares a la Tierra son extremadamente débiles. La sombra estelar es necesaria para bloquear el resplandor de las estrellas anfitrionas; el sol es 10 mil millones de veces más brillante que la Tierra en longitudes de onda visibles. Una pantalla estelar en una órbita astroestacionaria coincidiría en posición y velocidad con el telescopio en movimiento, y proyectaría una sombra oscura de la estrella, sin bloquear la luz de sus planetas. La propulsión activa mantendría la alineación durante la observación. La óptica adaptativa del telescopio compensaría la distorsión atmosférica de las imágenes entrantes. El HOEE abordaría la recomendación de mayor prioridad del informe de la Estrategia de Exoplanetas: observar la luz reflejada de planetas similares a la Tierra con espectroscopia de baja resolución. Esta luz está influenciada por los minerales de la superficie, los océanos, los continentes, el clima, la vegetación y los componentes atmosféricos, la temperatura y la presión. Observar muchos sistemas ayudaría a responder la pregunta de por qué las configuraciones como nuestro propio Sistema Solar son raras; de los miles de sistemas de exoplanetas conocidos, ninguno es como el hogar, con planetas rocosos interiores, una tenue nube de polvo, un cinturón de asteroides y planetas exteriores gigantes. La observación del oxígeno fotosintético respondería a las preguntas de si la vida es rara o común, qué requiere y cuánto tarda en crecer.

Pero esta sombra estelar no se puede construir con los diseños actuales. Se desarrollará un rediseño ultraligero que se pueda construir o ensamblar en el espacio. Nuestro objetivo es reducir la masa de la sombra estelar en más de un factor de 10. No hay razón para requerir miles de kg para soportar 400 kg de membranas delgadas. El HOEE depende de dos innovaciones principales: un observatorio híbrido tierra-espacio y un telescopio extremadamente grande en la tierra. El poste alto que requiere diseño y demostración es el concepto mecánico de la sombra estelar misma. Debe satisfacer requisitos contradictorios de tamaño y masa, precisión y estabilidad de la forma, y rigidez durante o después del encendido del propulsor. La baja masa es esencial para observar muchas estrellas objetivo diferentes. Si se puede ensamblar o construir después del lanzamiento, no es necesario que se construya para sobrevivir al lanzamiento. Se pueden cumplir todos los requisitos, con el esfuerzo suficiente. El HOEE es el observatorio de exoplanetas más poderoso propuesto hasta ahora.

Referencias

[1] Space Based Starshades Will Make Large Ground Telescopes the Most Powerful Exoplanet Finders, blog Next Big Future, March 14, 2022 by Brian Wang. URL: https://www.nextbigfuture.com/2022/03/starsshades-for-large-ground-telescopes-to-enable-observing-earth-sized-exoplanets.html

Artículo traducido y editado por: Juan F. González

La hipótesis del planeta nueve

Buscando el planeta 9 del Sistema Solar (con permiso de Plutón y otros)

Figura 1. La fotografía del descubrimiento de Plutón encontrada por Clyde W. Tombaugh del Observatorio Lowell en 1930.

Los astrónomos de hoy sospechan que podría haber un Planeta 9 previamente desconocido en el sistema solar distante, pero una nueva búsqueda en longitudes de onda milimétricas no ha podido encontrar ningún candidato convincente. Crédito: Observatorio Lowell; tombaugh El sistema solar tiene ocho planetas. En 2006, los astrónomos reclasificaron a Plutón como planeta enano, la misma clase que contiene a Eris, Sedna, Quaoar, Ceres y quizás muchos más cuerpos pequeños del sistema solar. Estos se definen aproximadamente como cuerpos que orbitan alrededor del sol pero que no son lo suficientemente masivos (a diferencia de los planetas normales) para dominar gravitacionalmente sus entornos eliminando material. Los astrónomos se preguntan, sin embargo, si no habrá realmente un noveno planeta no descubierto anteriormente pero que acecha en los confines del sistema solar, tal vez en la gigante nube de objetos de Oort que comienza a cientos de unidades astronómicas (AU) del sol y se extiende hacia afuera.

La noción de que puede haber un noveno planeta masivo en el sistema solar exterior ha adquirido un nuevo atractivo con datos recientes que muestran que los parámetros orbitales de algunos cuerpos pequeños más allá de Neptuno (sus inclinaciones, perihelios y movimientos retrógrados) parecen comportarse como si habían sido influenciados por la gravedad de un objeto masivo en el sistema solar exterior. Aunque estos datos sufren de sesgos de observación e incertidumbres estadísticas, han despertado un renovado interés en la idea de la presencia de otro planeta. Este especulativo Planeta 9, según las estimaciones, tendría un tamaño de entre 5 y 10 masas terrestres y orbitaría entre 400 y 800 AU del sol. Un planeta a esta distancia sería extremadamente difícil de detectar en las búsquedas ópticas normales del cielo debido a su debilidad, incluso para telescopios como PanSTARRS y LSST. La mayoría de los objetos del sistema solar se descubrieron en longitudes de onda ópticas a través de su luz solar reflejada, pero la luz solar que reciben cae, ya que la ley del inverso del cuadrado para la radiación electromagnética dice que la intensidad de la luz medida es inversamente proporcional a la distancia al cuadrado desde la fuente de radiación; además, la porción reflejada luego viaja de regreso a los telescopios en la Tierra y así declina nuevamente por un factor similar. 

Figura 2. El planeta 9 y métodos de detección. Los espectros potenciales del Planeta 9 comparados con el límite de detección de 5σ de las encuestas de área amplia actuales y futuras. Crédito: The Astrophysical Journal (2021). DOI: 10.3847/1538-4357/ac2307.

En los confines del sistema solar, estos objetos, aunque fríos, pueden emitir más radiación infrarroja que la luz óptica que reflejan, y los astrónomos en el pasado han usado sondeos infrarrojos como el Wide-field Infrared Explorer (WISE) para buscar, pero sin éxito. El astrónomo de CfA, Benjamin Schmitt, fue miembro de un gran equipo que utilizó el Telescopio de Cosmología de Atacama (ACT) de 6 metros en Chile para buscar el Planeta 9 en longitudes de onda milimétricas. Aunque ACT fue diseñado para estudiar la radiación de fondo cósmico de microondas, su resolución angular y sensibilidad relativamente altas lo hacen adecuado para este tipo de búsqueda. Los astrónomos escanearon alrededor del 87 % del cielo accesible desde el hemisferio sur durante un período de seis años y luego procesaron las imágenes milimétricas con una variedad de técnicas, incluidos métodos de binning y apilamiento que podrían descubrir fuentes débiles pero a expensas de perder información posicional. . Su búsqueda encontró muchas fuentes candidatas tentativas (alrededor de 3500 de ellas), pero ninguna pudo confirmarse y no hubo detecciones estadísticamente significativas. Los científicos, sin embargo, pudieron excluir con un 95% de confianza un Planeta 9 con las propiedades estimadas anteriormente dentro del área estudiada, resultados que generalmente son consistentes con otras búsquedas nulas del Planeta 9. Los resultados cubren solo alrededor del 10 al 20% de las posibilidades, pero otras instalaciones milimétricas sensibles se están conectando y deberían poder completar esta búsqueda del Planeta 9 como se supuso.

Referencias

[1] Sigurd Naess et al, The Atacama Cosmology Telescope: A Search for Planet 9, The Astrophysical Journal (2021). DOI: 10.3847/1538-4357/ac2307

[2] Still searching for Planet 9, by Harvard University para Physics.org news. URL: https://phys.org/news/2022-03-planet.html

Noticia editada y traducida por: Juan F. González

Buscando los axiones

Publicado el 14 de marzo de 2022 por Brian Koberlein

Si los axiones son materia oscura, tenemos nuevos consejos sobre dónde buscarlos 

Si la materia oscura está ahí afuera, y ciertamente parece estarlo, entonces, ¿qué podría ser? Ese es quizás el mayor misterio de la materia oscura. Las únicas partículas conocidas que cumplen el requisito de tener masa y no interactuar fuertemente con la luz son los neutrinos. Pero los neutrinos tienen poca masa y atraviesan el cosmos a casi la velocidad de la luz. Son una forma de materia oscura "caliente", por lo que no coinciden con los datos observados que requieren que la materia oscura sea "fría". Con los neutrinos descartados, los cosmólogos buscan varias partículas hipotéticas que no hemos descubierto, y quizás las más populares se conocen como axiones. Fueron propuestos como tales por el premio Nobel de Física Frank Wilczek, que para solucionar un problema llamado problema fuerte CP, propuso la existencia de estas ligeras partículas que aún hoy son especulativas y teóricas, aunque son un candidato a materia oscura ligera, o SIMP (Slim Interacting Massiv Particle), formando un nuevo conjunto de posibles partículas y variantes, llamados ALPs (Axion-Like Particles).

Los axiones se propusieron por primera vez en la década de 1970 como una forma de abordar ciertos problemas en nuestra comprensión de la fuerza nuclear fuerte. Según las teorías, los axiones deberían ser partículas masivas que interactúan débilmente con la luz. Dependiendo de la masa propuesta de estas partículas, podrían ser una solución al problema de la materia oscura. Desafortunadamente, los datos que hemos recopilado siguen descartando modelos de axiones. Las mediciones del espín nuclear descartan muchos de los modelos y las observaciones espectrales descartan otros. Hay varias formas de modificar los modelos de axiones, pero los experimentos que intentan específicamente detectar axiones no han dado resultado. Ahora un nuevo experimento podría explicar por qué.

Figura 1. Nuevas simulaciones muestran vórtices similares a cuerdas que podrían arrojar axiones a través del universo primitivo. Crédito: Malte Buschmann, Universidad de Princeton.

En lugar de tratar de observar los axiones de forma experimental, este último trabajo utiliza modelos informáticos para simular los primeros momentos del universo. Usando un método conocido como refinamiento de malla adaptativa, el equipo pudo simular regiones del universo primitivo con mayor detalle que antes. Descubrieron que poco después del período inflacionario hay vórtices similares a cuerdas que pueden arrojar partículas de axión a áreas menos densas. Al comparar sus modelos con la escala de agrupamiento de galaxias observada, pudieron predecir la masa de los axiones. La incertidumbre de su valor de masa es grande, pero es un rango de más del doble de lo que pensábamos.

Esto podría explicar por qué han fallado las búsquedas previas de axiones. La mayoría de los experimentos con axiones intentan detectar axiones midiendo su interacción con campos magnéticos. Por ejemplo, una cavidad resonante con un fuerte campo magnético debería empujar cualquier axión que la atraviese. El axion entonces emitiría un destello electromagnético que podríamos detectar. Pero este tipo de experimento solo funciona para axiones menos masivos de alrededor de 20 a 30 microelectrones voltios. Este nuevo estudio predice que los axiones están más cerca de los 65 microelectrones voltios, lo que significa que son demasiado masivos para que los vean los experimentos anteriores. Así que tal vez existan axiones, pero hemos estado buscando en el rango de masa equivocado.

Figura 2. Mackenzie Wooten con un prototipo de un resonador de metamaterial de matriz de cables que se usaría en un haloscopio plasmónico para buscar axiones de materia oscura. Crédito: Karl van Bibber.

El equipo continúa analizando cómo se pueden detectar axiones más masivos. Una posibilidad se conoce como haloscopio plasmónico, que es una matriz tridimensional de finos cables que se utiliza para crear un metamaterial de plasma. Los axiones más pesados deberían interactuar con el metamaterial de manera detectable. Pero este tipo de experimento aún está muy lejos. Los axiones no son la única solución posible para la materia oscura, por lo que, aunque finalmente se descarten, existen otras opciones hipotéticas. Y como muestra este último estudio, los decepcionantes resultados de axión que hemos tenido hasta ahora podrían no ser tan molestos como pensábamos. Sin duda, vale la pena intentarlo en la oscuridad buscando axiones en un rango de masa más alto.

Referencias

[1] Posted on March 14, 2022 by Brian Koberlein. Universe Today news.
If Axions are Dark Matter, we've got new Hints About Where to Look for Them. URL: https://www.universetoday.com/154964/if-axions-are-dark-matter-weve-got-new-hints-about-where-to-look-for-them/

[2] Buschmann, Malte, et al. “Dark matter from axion strings with adaptive mesh refinement.” Nature Communications 13.1 (2022): 1-10.

Noticia editada y traducida por: Juan F. González

En busca de la radiación de Hawking

Una nueva forma de confirmar la idea de Hawking de que los agujeros negros emiten radiación

Nada, clásicamente, ni materia ni radiación, puede escapar de un agujero negro. La relatividad general es muy clara en este punto. Cruza el horizonte de eventos de un agujero negro y te perderás para siempre en el universo. Excepto que eso no es del todo cierto. Es cierto según la teoría de Einstein, pero la relatividad general es un modelo clásico. No tiene en cuenta los aspectos cuánticos de la naturaleza. Para eso, necesitarías una teoría cuántica de la gravedad, que no tenemos. Pero tenemos algunas ideas sobre algunos de los efectos de la gravedad cuántica, y uno de los más interesantes es la radiación de Hawking. Una forma de estudiar la gravedad cuántica es observar cómo podrían comportarse los objetos cuánticos en un espacio curvo. Por lo general, en la teoría cuántica, asumimos que el espacio es un fondo fijo y plano. La relatividad especial todavía se aplica, pero la relatividad general no. Básicamente, simplemente ignoramos la gravedad ya que sus efectos son muy pequeños. Esto funciona muy bien para cosas como los átomos en la gravedad de la Tierra. Pero la mecánica cuántica alrededor del horizonte de eventos de un agujero negro es muy diferente.

Hawking no fue el primero en estudiar los efectos cuánticos de los agujeros negros, pero demostró que los horizontes de eventos no son inmutables. Si un objeto cuántico estuviera para siempre atado por un agujero negro, sabríamos con absoluta certeza dónde está el objeto. Pero los sistemas cuánticos son borrosos y siempre hay incertidumbre en su ubicación. Podríamos decir que el objeto cuántico probablemente esté dentro del agujero negro, hay una pequeña posibilidad de que no lo esté. Esto significa que, con el tiempo, los objetos pueden hacer un túnel cuántico más allá del horizonte de eventos y escapar. Esto hace que el agujero negro pierda un poco de masa, y cuanto menos masa tenga un agujero negro, más fácilmente podrán escapar los objetos cuánticos.

Entonces, los agujeros negros pueden emitir una energía débil gracias a la radiación de Hawking. Lo interesante de esto es que los efectos conectan los agujeros negros con la termodinámica. Dado que los agujeros negros emiten algo de luz, tienen temperatura. A partir de este simple hecho, los físicos han desarrollado la teoría de la termodinámica de los agujeros negros, que nos ayuda a comprender qué sucede cuando los agujeros negros se fusionan, entre otras cosas.

Figura 1. Cómo podrían estudiarse los agujeros negros simulados. Crédito: Anthony Brady, Universidad de Arizona.

Es algo brillante, pero el problema es que nunca hemos observado la radiación de Hawking. La mayoría de los físicos creen que sí ocurre, pero no podemos probarlo. Y dado (teóricamente) cuán débil es la radiación de Hawking y cuán lejos están incluso los agujeros negros más cercanos, no es probable que detectemos la radiación de Hawking en el futuro previsible. Entonces, en cambio, los científicos observan sistemas analógicos como vórtices de agua o sistemas ópticos que tienen propiedades similares a las de un horizonte. Un estudio reciente en Physical Review Letters analiza los análogos de agujeros negros ópticos y encontró un efecto interesante de la radiación de Hawking. Una forma de simular agujeros negros es crear un paquete de luz restringido en un material óptico no lineal. El material actúa como una especie de puerta unidireccional, por lo que los fotones pueden ingresar al paquete en una sola dirección (como la naturaleza unidireccional del horizonte de eventos de un agujero negro). Del otro lado del paquete, solo pueden salir fotones, lo que es similar a un hipotético agujero blanco. Entonces, el sistema óptico modela un par de agujero negro/agujero blanco.

El equipo usó simulaciones por computadora para estudiar qué sucedería cuando un sistema cuántico pasa a través del par simulado. Descubrieron que el par podría usarse para crear un efecto cuántico conocido como entrelazamiento. Cuando dos partículas se crean como un par cuántico, se entrelazan, lo que significa que la interacción con una partícula también afecta a la otra. Creemos que cuando las partículas escapan de un agujero negro a través de la radiación de Hawking, lo hacen como pares entrelazados. Según este último trabajo, el par simulado de agujero negro/agujero blanco se puede utilizar para cambiar el entrelazamiento de un sistema que lo atraviesa. El sistema puede incluso ajustarse para que el enredo se fortalezca o se debilite.
 
 Este trabajo respalda la idea de que la radiación de Hawking ocurre en pares entrelazados, pero también muestra cómo el entrelazamiento podría modificarse experimentalmente, lo que sería muy útil para otras investigaciones, como la teoría de la información y la computación cuántica. El siguiente paso es realizar este tipo de experimento en el laboratorio. Si funciona como se predijo, podríamos tener una nueva y poderosa forma de estudiar los sistemas cuánticos. 
 
 
 

Referencias

[1]   A new way to Confirm Hawking's Idea That Black Holes Give off Radiation, by Brian Coberlein. URL: https://www.universetoday.com/155015/a-new-way-to-confirm-hawkings-idea-that-black-holes-give-off-radiation/

[2] Agullo, Ivan, Anthony J. Brady y Dimitrios Kranas. "Aspectos cuánticos de la radiación de Hawking estimulada en un par de agujeros blancos-negros analógicos ópticos". Cartas de revisión física 128.9 (2022): 091301. / Agullo, Ivan, Anthony J. Brady, and Dimitrios Kranas. “Quantum Aspects of Stimulated Hawking Radiation in an Optical Analog White-Black Hole Pair.” Physical Review Letters 128.9 (2022): 091301. ArXiv: https://arxiv.org/abs/2107.10217

Artículo editado y traducido por: Juan F. González

JWST update/actualización: alineado de espejos (y enfriamiento)

¿Se pregunta acerca de los 6 rayos que salen de la imagen de prueba de JWST? He aquí por qué suceden.

El alineamiento de los espejos, y progresivo enfriamiento de los sistemas ópticos que lo requieren del telescopio espacial James Webb ha producido unas nuevas imágenes espectaculares pese a que todavía no se ha empezado la fase de "Ciencia" y "datos".

En el Instituto de Ciencias del Telescopio Espacial (STSI) en Baltimore, Maryland, los ingenieros de la NASA están ocupados alineando los espejos y los instrumentos del Telescopio Espacial James Webb (JWST). Mientras tanto, el equipo de la misión nos ha brindado otro vistazo de lo que verá este observatorio, un sucesor del venerable Telescopio Espacial Hubble, una vez que esté en pleno funcionamiento. ¡El último adelanto es una "imagen de evaluación de alineación del telescopio" de una estrella distante que se ve roja y puntiaguda! Este hito representa la finalización de la quinta fase de preparación, conocida como "fase fina", en la que los controladores de la misión ajustaron cada uno de los segmentos del espejo principal de Webb para producir una imagen unificada utilizando solo la cámara de infrarrojo cercano (NIRCam). Esta imagen se enfocó en una estrella brillante en el centro de la alineación de JWST. Esta estrella se conoce como 2MASS J17554042+6551277 y se encuentra a unos 2.000 años luz de la Tierra.
 
 La sensibilidad de la óptica de Webb y NIRCam (y un filtro rojo que optimizó los contrastes visuales) significó que las galaxias y las estrellas en el fondo también fueran visibles. Pero mientras que las estrellas y galaxias de fondo están a miles de millones de años de distancia (y un poco distorsionadas), la estrella de primer plano tiene una apariencia puntiaguda. Estos se conocen como picos de difracción (o "araña"), que se refieren a los artefactos creados por el espejo secundario o la apertura de un telescopio.
 
 
 
 
 
 

Figura 1. Imagen de la estrella de evaluación de alineación, llamada 2MASS J17554042+6551277. Crédito: NASA/STScI .

Según el Dr. Christopher S. Baird, profesor asistente de física en la Universidad West Texas A&M: “Ciertos telescopios tienen un gran espejo primario que enfoca el haz de luz entrante en un espejo secundario o un sensor que se sostiene sobre el espejo primario. El espejo secundario desvía la luz fuera del telescopio para que pueda ser vista o procesada. O, alternativamente, un sensor colocado sobre el espejo principal convierte la imagen en una señal eléctrica que se envía a una computadora”.

La clave de los picos de difracción, escribe Baird, es que el espejo secundario (o sensor) se mantiene en su lugar sobre el espejo primario mediante varillas de soporte (también conocidas como puntales o paletas), que obstruyen la luz entrante. Cuando la luz de las estrellas entra en el telescopio y se dirige hacia el espejo principal, parte de ella pasa rozando las varillas de soporte y se desvía ligeramente. Esta difracción finalmente cambia la luz en la imagen final, formando una "araña" que se ajusta a la posición de las varillas de soporte (no a la imagen original). “Para las estrellas y otras fuentes de luz puntuales brillantes, este patrón de luz cambiada toma la forma de picos radiales”, agrega Baird. “Cuando las barras de soporte del espejo secundario de un telescopio se construyen en un bonito patrón cruzado simétrico, los picos de difracción en la imagen de la estrella adoptan el mismo patrón cruzado”.

Una mirada al espejo secundario de JWST muestra que no se ajusta a una difracción de "araña" cruzada o de seis lados. Sin embargo, la difracción también puede ser causada por el borde de la apertura de un telescopio, a través del cual también debe pasar la luz entrante. Dado que las aperturas de la mayoría de los telescopios y cámaras son circulares, generalmente crean anillos de difracción en lugar de picos que generalmente son muy débiles, y se conocen como "patrón de aire".

Figura 2. El espejo primario de Webb intercepta la luz roja e infrarroja que viaja por el espacio y la refleja en un espejo secundario más pequeño. Créditos: IMAGEN: STScI, Andi James (STScI) .

Como explicó Baird, los picos de difracción también pueden ser causados por aberturas de forma hexagonal, lo cual es consistente con los segmentos de espejo de James Webb: “Si la apertura no es circular sino que tiene alguna otra forma, tanto los anillos como las puntas pueden resultar solo de la apertura. Estas aberturas poligonales también provocan picos de difracción. Por lo tanto, los picos de difracción que se ven en las imágenes tomadas por cámaras basadas en lentes no son causados por las varillas de soporte sino por la apertura no circular. Por el contrario, los telescopios suelen tener aperturas circulares y, por lo tanto, crean imágenes con picos de difracción causados por las varillas de soporte”.

Esto es común con los espejos primarios segmentados, que son comunes para los observatorios terrestres. Los ejemplos incluyen los telescopios Keck, el Gran Telescopio Canarias (GTC), el Telescopio Hobby-Eberly (HET), el Gran Telescopio de África Meridional (SALT) y el Telescopio espectroscópico de fibra multiobjeto de área de cielo grande (LAMOST) en China. Con su espejo primario de 6,5 metros (21 pies y 4 pulgadas) (compuesto por 18 segmentos de espejo de berilio hexagonal), Webb es el primer telescopio espacial que utiliza un diseño de este tipo. Aunque faltan meses para que Webb comience las operaciones científicas y brinde nuevas vistas del cosmos, esta imagen representa un hito importante. Señala la finalización de la Fase 5 y que el generador de imágenes principal de Webb y su sistema óptico están funcionando tan bien como se puede esperar. Como indicó Ritva Keski-Kuha, subdirectora del elemento del telescopio óptico de Webb, en un comunicado de prensa reciente de la NASA, ha reforzado la confianza del equipo de la misión en el telescopio.

“Hemos alineado y enfocado completamente el telescopio en una estrella, y el rendimiento está superando las especificaciones”, dijo. “Estamos entusiasmados con lo que esto significa para la ciencia. Ahora sabemos que hemos construido el telescopio correcto”. Durante las próximas seis semanas, el equipo procederá con los pasos de alineación restantes antes de realizar los preparativos finales del instrumento científico.


Vídeo 1. Alineado del JWST.

Figura 3. Selfie del JWST. NIRCAM.

El equipo se encuentra actualmente en la sexta fase de preparación, donde realizarán mediciones en múltiples puntos de campo y extenderán la alineación al resto de los instrumentos: el espectrógrafo de infrarrojo cercano (NIRSpec), el instrumento de infrarrojo medio (MIRI) y Near-Infrared Spectrograph (NIRSpec). Cámara infrarroja y espectrógrafo sin rendija (NIRISS). Para esta fase, un algoritmo evaluará el rendimiento de cada instrumento y luego calculará las correcciones finales necesarias para lograr un telescopio bien alineado en todos los instrumentos científicos.

Después de esto, comenzará el paso de alineación final de Webb y el equipo ajustará cualquier pequeño error de posicionamiento residual en los segmentos del espejo. Dijo Thomas Zurbuchen, administrador asociado de la Dirección de Misiones Científicas (SMD) de la NASA en Washington D.C.: “Hace más de 20 años, el equipo de Webb se dispuso a construir el telescopio más poderoso que nadie jamás haya puesto en el espacio y ideó un diseño óptico audaz para cumplir con los exigentes objetivos científicos. Hoy podemos decir que el diseño va a cumplir”. El equipo está en camino de concluir todos los aspectos de la alineación del Elemento del Telescopio Óptico (OTE) a principios de mayo antes de pasar a los últimos dos meses de preparación del instrumento científico (Fase 7). Se espera que los preparativos concluyan este verano, momento en el que se publicarán las primeras imágenes y datos científicos de resolución completa de Webb. ¡Así que prepárate para más imágenes impresionantes como esta!

Hablando de imágenes, echa un vistazo a la presentación de diapositivas de envíos de #JWSTARt, que presenta arte inspirado en el JWST.

Referencias

[1] Universe Today news: Wondering About the 6 Rays Coming out of JWST's Test Image? Here's why They Happen. URL: https://www.universetoday.com/155062/wondering-about-the-6-rays-coming-out-of-jwsts-test-image-heres-why-they-happen/

[2] Astronomy Picture Of the Day. APOD, March 19th, 2022.  https://apod.nasa.gov/apod/ap220319.html

[3] Will the JWST enlarge our vision of the Universe? Our current Universe pictures like this in Astronomy Picture Of the Day. APOD, March 16th, 2022. https://apod.nasa.gov/apod/ap220316.html

Artículo editado y traducido por: Juan F. González

Las escalas de Kardashev y de Barrow

¿Qué son las escalas de Kardashev y Barrow?

¿Estamos solos en el universo? ¿Podría haber innumerables formas de vida consciente esperando a ser encontradas? ¿Los conoceremos algún día y podremos intercambiar conocimientos? ¿Los reconoceremos incluso como formas de vida inteligentes si/cuando los encontremos, y ellos a nosotros? Cuando se trata de astrobiología, la búsqueda de vida en el Universo, no sabemos qué esperar. ¡De ahí que toda la especulación y los estudios teóricos sobre estas cuestiones sean tan ricos y variados!

Figura 0.  Nikolai Kardashev.

Uno de esos estudios fue realizado por el famoso astrofísico y radioastrónomo soviético y ruso Nikolai Kardashev (1932 – 2019). Mientras consideraba una pregunta importante relacionada con la Búsqueda de Inteligencia Extraterrestre (SETI) en 1964, Kardashev propuso un esquema de clasificación para clasificar el desarrollo de una civilización. Esto se conocería como la Escala Kardashev, que sigue siendo uno de los conceptos más influyentes en SETI hasta el día de hoy. En 1960, se realizó en los Estados Unidos el primer intento moderno de detectar comunicaciones extraterrestres ("Proyecto Ozma"). Dirigido por Frank Drake, creador de la Ecuación de Drake y aclamado como el "Padre de SETI", este experimento se realizó utilizando el radiotelescopio en el Observatorio Nacional de Radioastronomía en Green Bank, Virginia Occidental.



 
 Vídeo 1. ¿Dónde están los extraterrestres?

Este experimento, OZMA, monitoreó dos estrellas similares al Sol cercanas, Tau Ceti y Epsilon Eridani, en busca de señales de radio en el rango de 1420 MHz, correspondiente a la frecuencia del gas de hidrógeno frío en el espacio interestelar. Si bien el proyecto no pudo detectar nada más allá de la estática de radio, OZMA allanó el camino para esfuerzos SETI (y METI) mucho más ambiciosos. También inspiró a los astrofísicos de todo el mundo a considerar qué estudios futuros deberían estar atentos. En un momento en que la búsqueda de inteligencia extraterrestre era más un experimento mental que una disciplina real, los físicos de la Unión Soviética formularon muchas de las ideas fundamentales que perdurarían hasta el día de hoy. De estos, Nikolai Kardashev fue uno de los pensadores más tempranos y con mayor trascendencia, y sus ideas siguen siendo fundamentales para el campo de SETI.
 

Nikolái Kardashev y su escala

Al llegar a la mayoría de edad en la era de la posguerra, Kardashev estudió con Josef Shklovskii (1916-1985), el célebre autor de Vida inteligente en el universo. Este libro fue el primer tratado general sobre cómo los humanos podían buscar seres tecnológicamente capaces en el cosmos. El libro de Shklovskii fue traducido (y ampliado) por Carl Sagan y se convirtió en la inspiración de muchos científicos después de su publicación en 1966 en Occidente.
 
 Durante gran parte de sus años de formación, Kardashev estuvo solo. Su madre y su padre fueron víctimas de la Gran Purga en 1937 y 38 (respectivamente), y fue enviado a un orfanato. Finalmente, fue puesto en libertad bajo la custodia de su tía (por parte de su madre), quien murió en 1948 cuando Kardashev tenía 16 años. Su padre finalmente recibió un disparo mientras su madre trabajaba en un campo de trabajos forzados hasta que fue liberada en 1956. Un año antes, Kadashev se graduó de la Universidad Estatal de Moscú, donde sus estudios se centraron en la radioastronomía, un campo emergente en ese momento. Luego trabajó en el Instituto Astronómico Sternberg en Moscú, obteniendo su Ph.D. en 1962. La exposición temprana de Kardashev a las premisas fundamentales de SETI lo llevó a enfocar su mente inventiva en cómo la radioastronomía podría usarse para detectar transmisiones que no eran de origen terrestre.
 



 Vídeo 2. ¿A qué se parecen las civilizaciones alienígenas? La escala de Kardashev en un vídeo "para niños" o "bebés".
 
 
 Una de sus primeras contribuciones a SETI se produjo en 1963, mientras Kardashev estudiaba CTA-102, una fuente de radio ubicada a 8 mil millones de años luz de la Tierra. Basado en estudios previos, se sabía que este objeto variaba en intensidad y enviaba emisiones irregulares. Kardashev sugirió que esto podría ser un intento deliberado de extraterrestres de enviar mensajes codificados. Esta teoría eventualmente sería descartada cuando los astrónomos supieran que CTA-102 es un Núcleo Galáctico Activo (AGN), también conocido como. un cuásar, que los astrónomos saben que es de naturaleza variable. Sin embargo, Kardashev compartió esta teoría y otras ideas imaginativas en un artículo que lo establecería entre la comunidad astronómica.
 
 
El nacimiento de la Escala de Kardashev

Este artículo, titulado Transmisión de información por civilizaciones extraterrestres, ( “Transmission of Information by Extraterrestrial Civilizations”), se publicó en 1964. El propósito del artículo era sugerir qué tipos de frecuencias de radio (y a qué energías) deberían buscar los investigadores de SETI. De acuerdo con la idea de que puede haber algunas civilizaciones miles de millones de años más antiguas que la humanidad, era lógico que estas civilizaciones pudieran aprovechar niveles de energía que no eran humanamente posibles. Para caracterizar el nivel potencial de desarrollo de una civilización, Kardashev propuso una escala de tres niveles basada en la cantidad de energía que podrían aprovechar. Esta escala incluía (1 ergio=1 erg=10⁻⁷ J= 100 nanojulios):
 
 Tipo I - Civilizaciones Planetarias: Esto se refiere a aquellos que han desarrollado los medios para aprovechar y almacenar toda la energía de su planeta de origen. Según Kardashev, esto equivaldría a un consumo de 4 × 10¹⁹ erg/seg, que probablemente sería en forma de energía de fusión, antimateria y energía renovable a escala mundial.

Tipo II - Civilizaciones estelares: estas son civilizaciones que han evolucionado hasta el punto en que pueden recolectar toda la energía emitida por su estrella, lo que Kardashev especuló que probablemente involucraría una estructura como una Esfera de Dyson. En este caso, esto daría como resultado un consumo de 4×10³³ erg/seg.

Tipo III - Civilizaciones galácticas: estas son civilizaciones que serían capaces de aprovechar la energía de una galaxia entera, lo que resultaría en un consumo de energía del orden de 4 × 10⁴⁴ erg/seg.
 
 
 Figura 2. Las civilizaciones de tipo I, II y III, como imaginó Kardashev. Se puede notar el salto de potencia y energía necesario para pasar a cada una de ellas. Inimaginablemente alto para nuestros actuales estándares de energía son los umbrales de las civilizaciones de tipo II y III.

Kardashev también describió las probabilidades de detectar una civilización Tipo I, II o III y cuánta información podrían transmitir. Haciendo referencia a las estimaciones del Proyecto Ozma y los experimentos SETI relacionados en los EE. UU., afirmó que detectar una civilización Tipo I era extremadamente poco probable (aunque aún podrían recibir comunicaciones). Por el contrario, un Tipo II o Tipo III podría transmitir cantidades considerables de información a grandes distancias. Basado en los niveles de transmisión de energía estimados de una Civilización Tipo II, Kardashev estimó que una Civilización Estelar podría transmitir cantidades considerables de información dentro de nuestra galaxia (que mide 200,000 años luz de diámetro). Esto varió desde una tasa de 3 × 10⁹ bits/seg dentro de un radio de 100 000 años luz de su sistema estelar, 3 × 10⁵ bits/seg dentro de un radio de 1 millón de años luz, y sería incapaz de transmitir una gran cantidad de información más allá de eso.
 
 Mientras tanto, una civilización Tipo III sería capaz de transmisión intergaláctica, emitiendo a una velocidad de 2,4×10¹⁵ y 2,4×10¹³ bits/s en un radio de 100.000 y 10 millones de años luz, y 3×10¹⁰ bits/s en un radio de 10 mil millones de años luz.
 
 Implicaciones de la escala de Kardashev

Para los investigadores de SETI, la Escala de Kardashev estableció algunas restricciones generales sobre los tipos de firmas tecnológicas (y los niveles de poder asociados) que deberían buscar. Por ejemplo, basándose en las estimaciones de poder establecidas por la Escala, los científicos han llegado a teorizar qué tipos de tecnologías sería capaz de utilizar una Civilización Tipo I, II y III y cuáles serían las firmas tecnológicas resultantes. Para una Civilización Tipo I, la capacidad de aprovechar 4×10¹⁹ erg/seg de energía implicaría el acceso al poder de fusión y la aniquilación de materia y antimateria. Sin embargo, una firma tecnológica perceptible probablemente tomaría la forma de infraestructura de energía renovable. Por ejemplo, una constelación de satélites solares basados en el espacio (también conocido como "Cinturón de Clarke") sería detectable utilizando nuestros instrumentos actuales, según el Informe Technosignature de la NASA (publicado en 2018).



 Vídeo 3. Planetas con satélites artificiales a su alrededor. ¿Podremos detectarlos?

Una Civilización Tipo II usaría las mismas técnicas empleadas por un Tipo I pero aplicadas a una escala mayor. En 1960, el físico Freeman Dyson sugirió que una civilización avanzada podría aprovechar la energía de su estrella construyendo un sistema masivo de satélites que la encerrara. Estas megaestructuras (comúnmente conocidas como Dyson Spheres o Dyson Structures, Esferas de Dyson o Estructuras de Dyson; incluso hay "enjambres de Dyson", Dyson Swarms), dijo Dyson, podrían buscarse buscando grandes firmas infrarrojas: el calor resultante irradiado por estas megaestructuras.
 
 También se ha sugerido que una Civilización Tipo II también sería capaz de "Levantar estrellas", donde pueden reposicionar las estrellas. Un posible método para hacer esto es una variación de una estructura de Dyson conocida como Shkadov Thruster (o Stellar Engine) que encierra parcialmente una estrella y usa su fuerza radiativa y atracción gravitacional para lograr impulso e incluso velocidades relativistas (lo que podría ser una explicación para algunas estrellas de hipervelocidad). Las Civilizaciones Tipo III serían igualmente capaces de estas actividades pero a escala galáctica. También se ha sugerido que las civilizaciones galácticas podrían crear estructuras que permitirían el "levantamiento de galaxias", que podría hacerse para contrarrestar la expansión cósmica y mantener ciertos cúmulos muy juntos. Otra idea es monitorear los cuásares, los núcleos galácticos activos (AGN) de las grandes galaxias, en busca de indicaciones de estructuras que podrían aprovechar el poder de los agujeros negros supermasivos (SMBH). Incluso también podrían lanzar elementos artificiales a la estrella para señalar su existencia, o usarla de basurero planetario.
 
 Esto podría incluir alimentar un SMBH con materia y aprovechar la radiación resultante que emiten o simplemente aprovechar la energía que ya emiten. Dos posibilidades para este último escenario implican aprovechar el momento angular de sus discos de acreción (el "Proceso de Penrose") o capturar el calor y la energía generados por sus chorros de hipervelocidad. El mismo Kardashev sugirió criterios sobre cómo la potencia estimada de las transmisiones podría diferenciarse de los fenómenos naturales, como la radiación de sincrotrón de las nebulosas formadas en las explosiones de supernovas, de las radiogalaxias o de las fuentes de radio discretas. Como indicó:

"“The artificial sources would evidently 1) have to have very small angular dimensions (at least in the case of Type II civilizations);… 2) they would have to possess circular polarization, so that the effect of the Faraday rotation of the plane of polarization in the interstellar medium would not distort the information received; 3) they would have to exhibit variability in time without leading to statistical fluctuations… 4) finally, it is to be anticipated that certain details would be present in the spectrum of the source suspected of artificiality which would have been designed for the express purpose of emphasizing its artificial origin.”/ Traducción "Las fuentes artificiales evidentemente 1) tendrían que tener dimensiones angulares muy pequeñas (al menos en el caso de las civilizaciones Tipo II);… 2) tendrían que poseer polarización circular, para que el efecto de la rotación de Faraday del plano de la polarización en el medio interestelar no distorsionaría la información recibida; 3) tendrían que presentar variabilidad en el tiempo sin dar lugar a fluctuaciones estadísticas… 4) finalmente, es de prever que ciertos detalles estarían presentes en el espectro de la fuente sospechosa de artificialidad que habría sido diseñada con el propósito expreso de enfatizando su origen artificial.” 


Vídeo 4. Cómo construir una Esfera de Dyson.
 
 
 Sin embargo, al igual que la Ecuación de Drake similar, el valor científico de la Escala es más cualitativo que cuantitativo en el sentido de que resume los desafíos que enfrentan los investigadores de SETI. Al mismo tiempo, la Escala es alentadora ya que muestra que la existencia de una sola Civilización Tipo II en nuestra galaxia no pasaría desapercibida para siempre. Como señaló Kardashev en la sección final de su artículo, que abordó las implicaciones de su Escala: “Las estimaciones a las que se llegó muestran que si existiera incluso una civilización de tipo II dentro de los confines del sistema local de galaxias, habría una posibilidad realista de obtener una enorme cantidad de información. Lo mismo se aplica a la existencia de incluso una sola civilización de tipo III en la parte del universo accesible a la observación...
 
 “Finalmente, es totalmente razonable suponer que las civilizaciones de tipo II y tipo III estarían en posesión de información muchos órdenes de magnitud por encima de lo que tenemos disponible en la actualidad. Por eso, tendrían que estar emitiendo prácticamente de forma continua, y esto también sería así para aumentar la posibilidad de recepción por parte de las civilizaciones tipo I”. En resumen, Kardashev estimó que las civilizaciones avanzadas serían capaces de emitir señales que las civilizaciones tipo I (comparables a nuestro propio nivel de desarrollo) serían capaces de recibir. Además, estas transmisiones se transmitirían continuamente para garantizar que fueran captadas, ¡y posiblemente en bucle para que los destinatarios no pierdan el ritmo!

Variaciones en la escala de Kardashev: nuevas variantes

Desde la época de Kardashev, se han sugerido muchas adiciones y extensiones para la Escala. Algunos recomendaron agregar clasificaciones que caen entre los tres Tipos, mientras que otros han recomendado que se agreguen Tipos adicionales. Esto incluye;

-Una calificación de Tipo 0 (que describe civilizaciones preindustriales). 

-Tipos IV y V, que se refieren a Civilizaciones que pueden aprovechar la energía de todo el Universo o incluso colecciones de Universos (el Multiverso), respectivamente.

-Tipo VI: civilización que ha trascendido el espacio-tiempo, vive en otros planos y dimensiones, y que pueden crear y destruir universos, estando pues por encima del Tipo V, que solamente puede aprovechar la energía del Multiverso y no modificarlo. La civilización de Tipo VI accede a todo tipo de formas de energía, materia, dimensión y Universo.


Vídeo 5. ¿A qué se parece una superestructura o megaestructura artificial alienígena?


 Otros han sugerido que la escala debe volver a dibujarse utilizando otras métricas. En su libro Conexiones cósmicas: una perspectiva extraterrestre, Carl Sagan sugirió que las civilizaciones podrían clasificarse según su nivel de "dominio de la información". Es decir, cuanto más avanzada la especie, más información tendrían a su alcance. La Escala de Sagan usó el Alfabeto como un sistema de clasificación, con cada letra representando 10 millones (un millón es 10⁶) bits únicos de información. Robert Zubrin, famoso comunicador científico y fundador de la Mars Society, sugirió que una civilización podría medirse por el "dominio planetario". En su libro, Entrando en el espacio: Creando una civilización espacial, Zubrin describió cómo el nivel de desarrollo de una civilización podría vincularse a la cantidad de planetas (o sistemas estelares) que han colonizado con éxito:
 
 “Adoptando el esquema de Kardashev en una forma ligeramente alterada, defino un Tipo I como una civilización que ha logrado el dominio total de todos los recursos de su planeta. Una civilización Tipo II es aquella que ha dominado su sistema solar, mientras que una civilización Tipo III sería aquella que tiene acceso a todo el potencial de su galaxia”.

 
 La escala de John D. Barrow

Pero quizás fue John D. Barrow, un cosmólogo inglés, físico teórico, matemático y miembro de la Royal Society (FRS), quien introdujo la reinterpretación más radical. En su libro de 1998 Imposibilidad: los límites de la ciencia y la ciencia de los límites, Barrow mostró cómo el progreso tecnológico de la humanidad nos ha permitido extender nuestro control sobre el medio ambiente a escalas cada vez más pequeñas. En lugar de caracterizar una civilización por la cantidad de espacio exterior que domina, Barrow aventuró que las especies más avanzadas crecerían para aprovechar todo el poder del espacio interior. A partir de esto, creó lo que se conoce como la Escala de Barrow, una clasificación inversa que consta de siete Tipos:
 
 Tipo I-menos: capaz de manipular objetos de tamaño similar a ellos (construir estructuras, extraer minerales, monumentos, etc.)

Tipo II-menos: capaz de manipular y alterar el desarrollo de los seres vivos (trasplantes de órganos, estudio de ADN, ingeniería genética, etc.)

Tipo III-menos: capaz de manipular moléculas y enlaces moleculares para crear nuevos materiales

Tipo IV-menos: capaz de manipular átomos individuales, creando nanotecnologías y formas complejas de vida artificial.

Tipo V-menos: capaz de manipular núcleos atómicos y nucleones de ingeniería que los componen.

Tipo VI-menos: capaz de manipular las partículas elementales (quarks y leptones).

Tipo Omega-menos: capaz de manipular la estructura básica del espacio y el tiempo, así como modificar sus constituyentes fundamentales que aún nos son desconocidos.


Vídeo 6. ¿Cuándo llegaremos a ser una civilización de Tipo III Kardashev?

De acuerdo con la Escala de Barrow, las civilizaciones avanzadas no se centrarían en reclamar más espacio y recursos, sino que optimizarían el espacio que ya ocupan. En lugar de explorar la galaxia y más allá, elegirían permanecer dentro de su sistema solar y aprovechar el poder de su sol. Un escenario incluye la posibilidad de que conviertan toda la materia de su sistema en computronio y la coloquen en capas alrededor de la estrella, creando una megaestructura conocida como "Cerebro Matrioshka".

Críticas

Varios estudios posteriores han cuestionado muchas de las suposiciones empleadas en la Escala Kardashev. La más importante de ellas es la creencia de que la inteligencia extraterrestre se verá obligada a colonizar mucho más allá de su mundo natal y su estrella natal. Esto ha sido cuestionado en base a las ideas planteadas por Barrow Scale y otros investigadores que han enfatizado la "optimización del espacio" sobre la expansión. Otro argumento en contra de la Escala Kardashev se basa en la falta de evidencia observable de civilizaciones avanzadas, especialmente Tipo III. Dado que el Universo ha existido durante 13800 millones de años, y nuestro Sistema Solar solo ha existido durante los últimos 4600 millones de años, parece probable que algunas civilizaciones hayan podido alcanzar un nivel de desarrollo Tipo III en este momento.
 
 
Incluso con nuestros modestos medios, sería muy difícil para los humanos no detectar los signos de tal civilización. El hecho de que no hayamos encontrado ninguno todavía indicaría que estamos:

1) No mirar en los lugares correctos.

2) No buscar las cosas correctas.

3) No he estado buscando lo suficiente.

4) Todo lo anterior.

Las únicas otras posibilidades son que todavía no haya surgido ninguna, o que no haya nadie por ahí. La primera idea fue planteada por Carl Sagan y William I. Newman en su estudio de 1981, "Civilizaciones galácticas: dinámica de población y difusión interestelar", quienes aventuraron que esto podría indicar que la vida avanzada en nuestra galaxia pudo haber surgido en el pasado más reciente.
 
 
 Otra crítica tiene que ver con la idea de que las civilizaciones se expandirán a distancias galácticas. Esta posibilidad fue explorada en detalle por Geoffrey A. Landis en su artículo de 1993, titulado "La paradoja de Fermi: un enfoque basado en la teoría de la percolación", donde argumentó que las limitaciones impuestas por un Universo relativista significarían que las exocivilizaciones solo pueden expandirse hasta ahora por toda la galaxia.
 

 
Vídeo 7. Simulación de la colonización de una galaxia por una civilización o civilizaciones interestelar/es.
 
 Como dijo Landis, las civilizaciones se "percolarían" hacia el exterior en lugar de colonizar de manera constante y rápida hacia el exterior. También aventuró que no todas las especies optarían por este camino:

“Dado que es posible, dado un número lo suficientemente grande de civilizaciones extraterrestres, una o más ciertamente se habrían comprometido a hacerlo, posiblemente por motivos desconocidos para nosotros. La colonización tomará mucho tiempo y será muy costosa. “Es bastante razonable suponer que no todas las civilizaciones estarán interesadas en hacer un gasto tan grande para obtener beneficios en un futuro lejano. La sociedad humana consiste en una mezcla de culturas que exploran y colonizan, a veces a grandes distancias, y culturas que no tienen interés en hacerlo”.

Teniendo en cuenta el tiempo y la energía necesarios para llegar incluso a las estrellas más cercanas y los retrasos en el envío de mensajes, tiene sentido suponer que algunas especies optarían por renunciar a la expansión interestelar. En 2019, el profesor Adam Frank y un equipo de investigadores de exoplanetas del Nexus for Exoplanetary Systems Science (NExSS) de la NASA presentaron un argumento similar, que analiza los peligros de los viajes espaciales y la instalación en mundos alienígenas. En un estudio titulado “The Fermi Paradox and the Aurora Effect: Exo-civilization Settlement, Expansion, and Steady States”, inspirado en el libro Aurora de Kim Stanley Robinson (publicado en 2015), Frank y sus colegas argumentaron que el asentamiento de la galaxia ocurriría en grupos porque no todos los planetas potencialmente habitables serían hospitalarios para los humanos u otras formas de vida extraterrestre.
 
 

 Vídeo 8. ¿Alcanzaremos otras estrellas? El reto del viaje interestelar.
 
 Otra crítica es la otra suposición principal presentada en el estudio original de Kardashev. Esta es la creencia de que las civilizaciones avanzadas estarían motivadas para difundir su existencia en beneficio de otras especies. “En primer lugar”, escribió Kardashev, “suponemos aquí que una de las tareas principales de tales esfuerzos de comunicación sería la transmisión de información de una civilización más desarrollada a una menos desarrollada”. La posibilidad de que la inteligencia avanzada se vea impulsada por motivaciones exactamente opuestas (eliminar la competencia potencial, el miedo, la xenofobia, etc.) ha sido explorada extensamente por investigadores y científicos de SETI. Los ejemplos incluyen la Hipótesis Berserker, la Hipótesis del Bosque Oscuro y varias interpretaciones del "Gran Filtro", donde un deseo de autopreservación o dominio impulsa las comunicaciones interestelares o la expansión.

Estas preocupaciones se han planteado en el contexto de Mensajería a las Inteligencias Extraterrestres (METI), que ha surgido como un campo distinto y separado de SETI. Dada la posibilidad de que exista incluso una civilización avanzada hostil, ¿es prudente que la humanidad transmita su existencia al cosmos? Es más, ¿podría otra vida inteligente haber concluido lo mismo hace mucho tiempo, razón por la cual persiste el “Gran Silencio”? Los investigadores han planteado preocupaciones similares que sugieren que la transmisión extraterrestre podría ser una amenaza. Aquí en la Tierra, los gobiernos cometen regularmente ataques cibernéticos contra otros gobiernos para obtener información o sabotear infraestructura vital. Del mismo modo, los piratas informáticos emplean estafas de phishing de virus informáticos y alientan a los usuarios a compartir información personal.

Otras variantes de la escala suponen mezclar o combinar las escalas de Kardashev extendida y la de Barrow, o incluir la capacidad de mover objetos astronómicos (véanse las referencias de este artículo).

¿Es posible que civilizaciones alienígenas (o incluso grupos y seres individuales) estén enviando mensajes cargados de virus diseñados para paralizar nuestra infraestructura o estafarnos de alguna manera? Décadas después de que Kardashev publicara por primera vez su artículo seminal, académicos, científicos y personas comunes por igual hacen referencia, citan o intentan ampliar su famosa escala. Si bien algunas de las suposiciones y estimaciones que ofreció han sido criticadas a lo largo de los años, esto es de esperarse de algo tan fundamental como la Escala Kardashev. Como dijo Zubrin, la teoría se propuso en la "Era Sputnik", cuando la exploración espacial humana acababa de salir de su cuna y apenas caminaba.

Como tantas otras cosas que son fundamentales para el campo de SETI, como la Paradoja de Fermi y la Ecuación de Drake, la Escala de Kardashev permanece con nosotros debido a la nueva perspectiva que ofrece. En pocas palabras, Kardashev fue una de las primeras personas en ofrecer pensamientos serios sobre cómo la humanidad podría encontrar evidencia de ETI en el cosmos. Su influencia también se puede ver en cómo ha ayudado a enmarcar todas las discusiones que han tenido lugar desde entonces sobre ETI y cómo podríamos lograr algún día el “Primer Contacto”. En cuanto a los legados, Nikolia Kardashev y la Escala que lleva su nombre prácticamente no tienen rival en los anales de SETI y la Astrofísica.


Sobre N. Kardashev Por Seth Shostak, astrónomo sénior

Figura 3. En memoria de Nikolai Kardashev.

Nikolai Kardashev, quien fue uno de los primeros y más importantes practicantes de SETI, falleció el 3 de agosto de 2019. En un momento en que la búsqueda de inteligencia extraterrestre era más un experimento mental que uno que requería hardware real, físicos inteligentes en la Unión Soviética Union formuló muchas de las ideas seminales de esta naciente disciplina. De estos, Kardashev fue uno de los más conocidos. Al llegar a la mayoría de edad en la era de la posguerra, Kardashev estudió con Josef Shklovskii, el célebre autor del primer tratado general sobre cómo podríamos buscar seres tecnológicamente capaces en el cosmos. El libro de Shklovskii fue traducido (y ampliado) por Carl Sagan, y se convirtió en la inspiración para muchos en SETI después de su publicación en 1966 en Occidente. Su exposición temprana a las premisas fundamentales de SETI llevó a Kardashev a dirigir su mente inventiva a este nuevo campo, que estaba abierto a grandes ideas. Un famoso ejemplo de su temprana participación se produjo tras el desarrollo de la síntesis de apertura práctica, una técnica de radioastronomía que permitió la determinación precisa de las posiciones de las fuentes en el cielo. La mayor precisión pronto condujo al descubrimiento de radiogalaxias y cuásares. Uno de estos últimos, conocido por su designación de catálogo CTA 102, fue afirmado por los soviéticos que variaba en intensidad, y Kardashev sugirió que sus emisiones irregulares podrían ser un mensaje deliberado de extraterrestres. Esta fue una afirmación sensacional (incluso dio lugar a una canción de éxito de The Byrds), pero finalmente se descartó cuando se supo que los cuásares eran intrínsecamente variables. Quizás la más conocida de las contribuciones de Kardashev a SETI fue la Escala de Kardashev, una rúbrica útil para categorizar civilizaciones putativas:

Una sociedad (como la nuestra) que controla los recursos energéticos de su propio planeta se describe como una civilización Tipo I. Las civilizaciones de Tipo II pueden aprovechar la producción total de energía de su estrella natal, y una sociedad de Tipo III puede utilizar la energía total de su propia galaxia.

Kardashev fue uno de los primeros pensadores importantes en SETI. Todos los que lo conocieron extrañarán su mente flexible y sus modales amables. - Seth Shostak, astrónomo sénior.

Referencias

[1] ¿Qué es la escala de Kardashev?Artículo oríginal, Posted on March 12, 2022 by Matt Williams
 
What is the Kardashev Scale? Disponible en la
URL: https://www.universetoday.com/153167/what-is-the-kardashev-scale/

[2] N. Kardashev, por Seth Shostak para el SETI Institute. URL: https://www.seti.org/nikolai-kardashev-1932-2019

[3] “Nikolai Kardashev” Physics Today (2019).

[4] “Nikolai Kardashev 1932 – 2019” (obit.) SETI Institute (2019).

[5]  “The Kardashev Scale – Type I, II, III, IV & V Civilization.” Futurism (2014).

[6] Kardashev, N.S. “Transmission of Information by Extraterrestrial Civilizations.” Soviet Astronomy, vol. 8, no. 2 (1964).

[7] Irina K. Romanovskaya. "Classification of Extraterrestrial Civilizations based on their ability to modify motion of Astronomical Objects". URL: https://www.researchgate.net/publication/358421561_Classification_of_Extraterrestrial_Civilizations_Based_on_Their_Ability_to_Modify_Motion_of_Astronomical_Objects/link/6201cc345bdf0f2ef854b780/download

[8] John D. Barrow,  Impossibility : the limits of science and the science of limits. Oxford ; New York : Oxford University Press, 1998. 

[9] Kardashev scale at 50. URL: https://www.arxiv-vanity.com/papers/1601.05112/

[10] Fermi and the Great Scales: What would an advanced alien civilization look like? URL: https://medium.com/data-driven-fiction/fermi-and-the-great-scales-1d8adb5ce2e4

[11] Qualitative classification of extraterrestrial civilizations. Valentin D. Ivanov, Juan Carlos Beamin, Claudio Cáceres, and Dante Minniti. URL: https://arxiv.org/pdf/2005.13221.pdf

[12] Type III Societies (Apparently) Do Not Exist, BRIAN C. LACKI. URL: https://arxiv.org/pdf/1604.07844.pdf

[13] KARDASHEV’S CLASSIFICATION AT 50+: A FINE VEHICLE WITH ROOM FOR IMPROVEMENT
M. M. Ćirković. URL: https://arxiv.org/pdf/1601.05112.pdf

[14] SETI AT PLANCK ENERGY: WHEN PARTICLE PHYSICISTS BECOME COSMIC ENGINEERS.
BRIAN C. LACKI. URL: https://arxiv.org/pdf/1503.01509.pdf

Apéndice I. La escala de Kardashev en Imágenes.

Apéndice II. La escala Kardashev y los logaritmos.

La escala Kardashev está relacionada con el logaritmo de la potencia disponible para ser usada por una civilización. Gráficamente:

Figura Ap. B1. Los 6 tipos de civiliaciones Kardashev extendidos.

Tabla Ap.B1. Tipos básicos de Kardashev.

Figura Ap. B2. El número de Kardashev de una civilización.

Figura Ap. B3. Civilizaciones Kardashev I, II, III y IV.

Artículo editado y traducido por: Juan F. González

Kepler 16b: Un exoplaneta tipo ``Tatooine'' visto desde la Tierra

Kepler 16b: Un Tatooine desde la Tierra, artículo del Instituto SETI, NASA, Beth Johnson.

Figura 1. Impresión artística de Kepler-16b, el primer planeta conocido en orbitar definitivamente dos estrellas, lo que se llama un planeta circumbinario. El planeta, que se puede ver en primer plano, fue descubierto por la misión Kepler de la NASA. CRÉDITO: NASA/JPL-Caltech/T. PAGS.

Usando la velocidad radial, los astrónomos del telescopio de 193 centímetros en el Observatoire de Haute-Provence pudieron detectar el conocido exoplaneta Kepler-16b.

Resulta que es difícil tomar fotografías detalladas de los exoplanetas en este momento. En el mejor de los casos, obtienes una estrella bloqueada y un pequeño punto brillante al lado. Aunque nuestros telescopios están mejorando década tras década, todavía tenemos que imaginar cómo se verían estos mundos distantes. Eso no quiere decir que no podamos detectar exoplanetas desde el suelo. Si bien Kepler y TESS utilizan el método de tránsito para encontrar exoplanetas, donde buscan caídas en la luz de una estrella cuando un planeta pasa entre la estrella y el telescopio espacial, las observaciones en tierra también pueden encontrar y confirmar mundos en otros sistemas estelares. Para hacer esto, utilizan el método de velocidad radial, donde miden los cambios en la velocidad de una estrella cuando un planeta en órbita tira gravitacionalmente de ella. Y los astrónomos que utilizan el telescopio de 193 centímetros en el Observatoire de Haute-Provence en Francia pudieron detectar el conocido exoplaneta Kepler-16b.

Este mundo en particular fascinó a todos cuando se descubrió hace diez años porque fue el primer exoplaneta circumbinario descubierto, lo que demuestra que un mundo como Tatooine en Star Wars podría existir y, de hecho, existe.

El equipo eligió este objetivo para demostrar que su telescopio podría usarse para encontrar exoplanetas, como explica la Dra. Isabelle Boisse: "Nuestro descubrimiento muestra cómo los telescopios terrestres siguen siendo completamente relevantes para la investigación moderna de exoplanetas y pueden usarse para nuevos y emocionantes proyectos. Habiendo demostrado que podemos detectar Kepler-16b, ahora analizaremos los datos tomados en muchos otros sistemas estelares binarios y buscaremos nuevos planetas circumbinarios".

Los resultados de estas observaciones se publicaron en Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

¡Buena suerte al equipo en Francia! ¡Que encuentres muchos más sistemas planetarios circumbinarios!

Referencias

[1] “Tatooine” Planet Seen From Earth, by Beth Johnson. URL: https://www.seti.org/tatooine-planet-seen-earth

[2] RAS press release: “BEBOP III. Observations and an independent mass measurement of Kepler-16 (AB) b — the first circumbinary planet detected with radial velocities,” Amaury H M J Triaud et al., 2022 February 25, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Note: This story was written for the Daily Space podcast/YouTube series. Want more news from myself, Dr. Pamela Gay, and Erik Madaus? Check out DailySpace.org.

Artículo traducido y editado por: Juan F. González

Superfluido y condensado de Bose-Einstein

Cómo un superfluido se transforma en condensado de Bose-Einstein

(How a Superfluid Becomes a Bose-Einstein Condensate)


8 de Marzo, 2022• Physics 15, s33.

Figura 1. Crédito H. Biss et al. [1]

Los investigadores han observado el espectro de un gas atómico ultrafrío que puede existir como un superfluido o un condensado de Bose-Einstein en un estudio que podría proporcionar pistas sobre la naturaleza de la superconductividad.

Los gases ultrafríos de los átomos fermiónicos ofrecen a los investigadores una forma de estudiar los fenómenos cuánticos de muchos cuerpos utilizando técnicas de medición de la física atómica y molecular. En un nuevo experimento, Hauke ​​Biss de la Universidad de Hamburgo, Alemania, y sus colegas han utilizado un gas de este tipo para medir el espectro de excitación de un sistema cuántico de muchos cuerpos que experimenta una transición de un condensado de Bose-Einstein (BEC) a un estado Bardeen-Cooper-Schrieffer (BCS) superfluido [1]. Los resultados proporcionan datos de referencia importantes para las teorías de los gases de Fermi que interactúan fuertemente en entornos como las estrellas de neutrones y los superconductores no convencionales. El equipo atrapó un gas de átomos fermiónicos de litio-6 y, al sintonizar un campo magnético, varió la fuerza con la que interactuaban los átomos. Los átomos que interactúan débilmente produjeron un superfluido al formar pares de Cooper unidos de forma relativamente flexible, de forma análoga a los pares de electrones en un superconductor convencional. Las interacciones más fuertes hicieron que cada átomo se acoplara a muchos de sus vecinos. Al aumentar aún más la energía de enlace, los átomos se emparejaron para formar bosones similares a moléculas estrechamente unidos, que se condensaron en un BEC. Para estudiar este "cruce BEC-BCS", el equipo utilizó láseres para generar excitaciones en el gas a diferentes fuerzas de interacción atómica. Los espectros de estas excitaciones cerca del cruce pueden proporcionar pistas sobre la naturaleza de la superconductividad, pero hasta ahora no se ha explorado en gran medida. Los investigadores encontraron que el espectro medido coincidía con la teoría en los regímenes BEC y de cruce, exhibiendo una característica llamada brecha superfluida, un rango de energía en el que no pueden ocurrir excitaciones. Hacia el régimen BCS, sin embargo, las mediciones y la teoría divergieron. Biss y sus colegas dicen que la discrepancia podría ayudar a los investigadores a mejorar las teorías de los superfluidos fuertemente correlacionados, por ejemplo, al incluir una descripción consistente de las excitaciones de los agujeros de partículas que se forman como resultado de las fluctuaciones de energía de las partículas. 

–Sophia Chen es una escritora científica independiente con sede en Columbus, Ohio.
 
Referencias

[0] How a Superfluid Becomes a Bose-Einstein Condensate, March 8, 2022• Physics 15, s33. Sophia Chen. Artículo fuente original en la URL: https://physics.aps.org/articles/v15/s33

[1] H. Biss et al., “Excitation spectrum and superfluid gap of an ultracold Fermi gas,” Phys. Rev. Lett. 128, 100401 (2022).

Artículo editado y traducido por: Juan F. González

Nuevo impulso a la investigación sobre neutrinos solares

La detección de neutrinos solares recibe un impulso

3 de marzo de 2022• Física 15, s2. 

Figura 1. Imagen artística de la emisión y aspecto del sol con neutrinos emitidos desde su núcleo.

Un nuevo método de medición permite a los investigadores obtener información direccional sobre los neutrinos solares de baja energía, algo que antes era difícil de hacer.

Los científicos monitorean los neutrinos solares, producidos por la fusión nuclear en el Sol, para obtener información sobre los procesos que ocurren en el núcleo del Sol. Para detectar neutrinos solares, los físicos suelen utilizar dos tipos de detectores, uno que tiene sensibilidad direccional (puede decir de dónde provienen los neutrinos) y otro que tiene mejor sensibilidad energética (puede registrar neutrinos de menor energía).

Ahora, al combinar las fortalezas de estos dos detectores, el equipo detrás del detector Borexino ha demostrado que Borexino puede tener ambas capacidades [1, 2]. Sus mediciones indican que Borexino puede registrar tanto las energías como las trayectorias de los neutrinos por debajo de 1 MeV.

Los dos tipos más comunes de detectores de neutrinos solares son el detector Cherenkov de agua y el detector de centelleo líquido. Los detectores Cherenkov de agua captan neutrinos a través de la radiación Cherenkov electromagnética de su interacción con los electrones en el agua. Las propiedades de esta radiación dependen de la dirección, lo que hace que la técnica sea excelente para reconstruir las trayectorias de los neutrinos. Pero los detectores Cherenkov de agua suelen tener una baja sensibilidad a los neutrinos MeV, lo que los hace inútiles para estudiar neutrinos de baja energía. Los detectores de centelleo líquido detectan emisiones de neutrinos similares, pero utilizan un aceite dopado con un centelleador. Ese dopaje da como resultado un corte de energía mucho más bajo, a