martes, 21 de diciembre de 2010

No hay pruebas de tiempo antes del Big Bang

Las últimas investigaciones desinflan la idea de que el universo está en un ciclo eterno.
Nuestra visión de los inicios del universo puede estar llena de misteriosos círculos — e incluso triángulos — pero eso no significa que estemos viendo pruebas de eventos que tuvieron lugar antes del Big Bang. O eso dice un trío de artículos sobre la reciente afirmación de que unos anillos concéntricos de temperatura uniforme en el fondo cósmico de microondas – la radiación dejada por el Big Bang — podrían, de hecho, ser las firmas de agujeros negros colisionando en ‘eones’ cósmicos anteriores que existieron antes de nuestro universo.
CMB por WMAP

La provocadora idea fue propuesta por Vahe Gurzadyan del Instituto de Física Yerevan en Armenia y el famoso físico teórico Roger Penrose de la Universidad de Oxford en el Reino Unido. En un reciente artículo1,publicado en el servidor de arXiv, Gurzadyan y Penrose defienden que las colisiones entre agujeros negros supermasivos de antes del Big Bang generarían ondas gravitatorias de propagación esférica que, a su vez, dejarían círculos característicos en el fondo cósmico de microondas.
Para verificar esta afirmación, Gurzadyan examinó siete años de datos del satélite WMAP, calculando el cambio en la variación de temperatura dentro de anillos progresivamente mayores alrededor de más de 10 000 puntos en el cielo de microondas. Y, efectivamente, identificó un número de anillos concéntricos dentro de los datos de WMAP que tenían una variación de temperatura que era notablemente menor que la del cielo de alrededor.
Ciclo cósmico
La mayor parte de los cosmólogos cree que el universo, y con él el espacio y el tiempo, nació hace 13 700 millones de años en el Big Bang, y que se ha estado expandiendo desde entonces. Un componente crucial del modelo cosmológico estándar – necesario para explicar por qué el universo es tan uniforme – es la idea de que una fracción de segundo tras el Big Bang, el universo sufrió un breve periodo de expansión extremadamente rápida, conocido como inflación.
Penrose, sin embargo, cree que la gran uniformidad del universo se originó antes del Big Bang, desde el final de un eón anterior que vio al universo expandirse para hacerse infinitamente grande y muy liso. Ese eón, a su vez, nació en un Big Bang que surgió del final de un eón anterior, y así sucesivamente, creando un ciclo potencialmente infinito sin principio ni fin.
Ahora, la idea de Gurzadyan y Penrose está siendo desafiada por tres estudios independientes, todos publicados en en servidor de arXiv en los últimos días, por parte de Ingunn Wehus y Hans Kristian Eriksen de la Universidad de Oslo2; Adam Moss, Douglas Scott y James Zibin de la Universidad de British Columbia3 en Vancouver, Canadá; y Amir Hajian del Instituto Canadiense de Astrofísica Teórica en Toronto, Ontario4.
Los tres grupos reprodujeron el análisis de Gurzadyan de los datos de WMAP y todos concuerdan en que los datos contienen círculos de poca variación. Donde discrepan con el trabajo anterior es en el significado atribuido a estos círculos.
El significado de los círculos
Para evaluar este significado, Gurzadyan comparó los círculos observados con una simulación del fondo de microondas cósmico en el cual las fluctuaciones de temperatura eran completamente invariantes en escala, lo que significa que su abundancia era dependiente de su tamaño. Haciendo esto, encontró que no debería haber patrones. Pero los grupos que critican su trabajo dicen que esto no es lo que dice el fondo cósmico de microondas.
Señalan que los datos de WMAP demuestran que hay mucho más puntos calientes y fríos en escalas angulares menores, y que, por tanto, es incorrecto asumir que el cielo en microondas es isotrópico. Los tres grupos buscaron patrones de variación circular en simulaciones del fondo de microondas cósmico que asumían las propiedades básicas del universo inflacionario, y todos encontraron círculos muy similares de los de los datos de WMAP.
Moss y sus colegas incluso llevaron a cabo una ligera variación sobre el ejercicio y encontraron que tanto los datos observacionales como las simulaciones inflacionarias también contienen regiones concéntricas de baja variación en forma de triángulos equiláteros. “El resultado obtenido por Gurzadyan y Penrose no proporciona de ninguna forma pruebas del modelo cíclico de Penrose sobre la inflación estándar”, comenta Zibin.
Gurzadyan descarta los análisis críticos como “absolutamente triviales”, defendiendo que hay un acuerdo entre el modelo cosmológico estándar y los datos de WMAP “en un cierto nivel de confianza”, pero que un modelo distinto, como el de Penrose, podrían encajar los datos “aún mejor” – un punto que aclara en una respuesta a los tres artículos críticos, también publicado en arXiv5. No obstante, no está preparado para afirmar que los círculos constituyan una prueba del modelo de Penrose. “Hemos encontrado algunas señales que tienen propiedades predichas por el modelo”, comenta

Fuente:www.cienciakanija.com

sábado, 18 de diciembre de 2010

Microwave radiation map hints at other universes

Collisions between our cosmos and other universes may have left round "bruises" in a map of ancient cosmic radiation.
Our universe is thought to have expanded rapidly in a process called inflation in the first moments after the big bang. Some physicists suspect inflation is still happening, starting up in some regions while stopping in others, such as the part of the universe we live in. In this picture, called eternal inflation, new universes are continually popping into existence like bubbles in a vast, expanding sea of space-time.
Many of these universes should be carried away from one another as soon as they form. But universes born close together could collide if they are expanding faster than the space between them.
If our universe was hit by another bubble universe, the impact would release colossal bursts of energy. If this occurred before inflation ended in our patch of the universe, it could leave an imprint that might still be detectable today. Now Stephen Feeney of University College London and colleagues say they may have spotted such imprints in the cosmic microwave background (CMB), the all-sky glow that comes from photons emitted when the universe was less than 400,000 years old.

Hot and cold

A collision would alter how long inflation lasted in the impact zone. If the expansion continued for longer than it otherwise would, the density of matter in the impact zone would be lower than in surrounding regions. This would show up as a cold spot in the CMB. Conversely, a shorter period of inflation would create a warm spot in the CMB.
The team calculated the likely temperature profiles for such impacts and searched for them in CMB data from NASA's Wilkinson Microwave Anisotropy Probe.
The search turned up four circular patches, each spanning an area of sky equivalent to at least eight full moons (arxiv.org/abs/1012.1995 and arxiv.org/abs/1012.3667). One is a cold spot that had already been cited as evidence of another universe interacting with our own.
"There's no obvious, boring explanation for the features," says team member Matthew Johnson of the Perimeter Institute for Theoretical Physics in Waterloo, Canada.

Calling cards

If collisions with other universes did indeed create these patches, they should have left other calling cards in the CMB, such as a telltale signature in the orientation, or polarisation, of CMB photons. The European Space Agency's Planck satellite, which launched in 2009, should be able to detect these signs. Its first full maps of the sky are expected in 2012.
Even if just one of these spots turns out to be a bubble collision, it would be "a discovery of the first magnitude", says Thomas Levi of the University of British Columbia in Vancouver, Canada. The finding would bolster theories – such as string theory – that call for a vast number of universes with different properties.
"It is encouraging they found some candidates," says Alexander Vilenkin of Tufts University in Medford, Massachusetts. But he adds that even if bubble universes exist, they might not form at a rate that would guarantee one would have collided with our universe.

Fuente: newscientist.com 

miércoles, 15 de diciembre de 2010

Generar materia y antimateria a partir del vacío


Bajo las condiciones adecuadas – que implican un haz láser de intensidad ultra-alta y un acelerador de partículas de 3 kilómetros de largo – podría ser posible crear algo a partir de nada, de acuerdo con investigadores de la Universidad de Michigan.
Científicos e ingenieros han desarrollado nuevas ecuaciones que demuestran que un haz de electrones de alta-energía con un intenso pulso láser podría desmembrar un vacío en sus dos componentes fundamentales, materia y antimateria, y disparar una cascada de eventos que genere pares adicionales de partículas y antipartículas.

“Ahora podemos calcular cómo, a partir de un único electrón, pueden generarse varios cientos de partículas. Creemos que esto sucede en la naturaleza cerca de los púlsares y estrellas de neutrones”, comenta Igor Sokolov, científico investigador en ingeniería que llevó a cabo esta investigación junto con el científico investigador asociado John Nees, el profesor de emérito de ingeniería eléctrica Gerard Mourou y sus colegas en Francia.
En el corazón de este trabajo está la idea de que el vacío no es exactamente nada.
“Es mejor decir, como el físico teórico Paul Dirac, que un vacío, o nada, es la combinación de materia y antimateria – partículas y antipartículas. Su densidad es tremenda, pero no podemos percibirla debido a que los efectos observables se cancelan completamente entre sí”, señala Sokolov.
La materia y la antimateria se destruyen entre sí cuando se entran en contacto bajo condiciones normales.
“Pero en un potente campo electromagnético, esta aniquilación, que es normalmente un mecanismo de desagüe, puede ser la fuente de nuevas partículas”, comenta Nees. “En el curso de la aniquilación, aparecen fotones gamma, los cuales pueden producir electrones y positrones adicionales”.
Un fotón gamma es una partícula de luz de alta energía. Un positrón es un anti-electrón, una partícula espejo con las mismas propiedades que un electrón, pero una carga opuesta, la positiva.
Los investigadores describen este trabajo como un avance teórico, y “un salto cualitativo en la teoría”.
Un experimento a finales de la década de 1990 logró generar fotones gamma a partir de un vacío, y ocasionalmente un par electrón-positrón. Estas nuevas ecuaciones llevan este trabajo un paso más adelante para modelar cómo un potente campo láser podría promover la creación de más partículas de las que inicialmente se inyectaron en un experimento a través de un acelerador de partículas.
“Si un electrón tiene la capacidad de convertirse en tres partículas en un corto periodo de tiempo, esto significa que no sigue siendo un electrón”, comenta Sokolov. “La teoría del electrón está basada en el hecho de que siempre será un electrón. Pero en nuestro cálculos, cada una de las partículas cargadas se convierte en una combinación de tres partículas más un número de fotones”.
Los investigadores han desarrollado una herramienta para poner sus ecuaciones en práctica en el futuro a muy pequeña escala, usando el láser HERCULES de la Universidad de Michigan. Para probar todo el potencial de su teoría, tendría que construirse un láser del tipo HERCULES en un acelerador de partículas como el del Laboratorio del Acelerador Nacinal SLAC en la Universidad de Stanford. Tal infraestructura no está actualmente planificada.
Este trabajo podría, potencialmente, tener aplicaciones en la fusión por confinamiento inercial, la cual podría producir una energía más limpia a partir de las reacciones nucleares de fusión, dicen los investigadores.
Para Sokolov, es fascinante desde una perspectiva filosófica.
“La cuestión básica de qué es un vacío, y qué no es, va más allá de la ciencia”, comenta. “Está profundamente incrustada en la base no sólo de la física teórica, sino de nuestra percepción filosófica de todo – de la realidad, de la vida e incluso de la cuestión religiosa de cómo podría el universo haber aparecido de la nada”.
Un artículo sobre este trabajo, “Pair Creation in QED-Strong Pulsed Laser Fields Interacting with Electron Beams” se publica en la revista Physical Review Letters.

domingo, 12 de diciembre de 2010

Un planeta de carbono



Signature of a Carbon-Rich Planet


Un equipo de astrónomos ha descubierto un enorme y extremadamente caliente planeta en órbita alrededor de una lejana estrella, que está compuesto por una inusual cantidad de carbono. El planeta, un gigante gaseoso llamado WASP-12b, es el primer mundo rico en carbono jamás observado. El descubrimiento ha sido logrado gracias al telescopio espacial Spitzer de la Nasa, además de basarse también en previas observaciones efectuadas desde observatorios terrestres.

"Este planeta nos revela la asombrosa diversidad de mundos que hay ahí fuera," declaró Nikku Madhusudhan, del Instituto de Tecnología de Massachusetts en Cambridge, que encabeza el informe publicado en la revista Nature el día 9 de diciembre, y añadió: "los planetas ricos en carbono pueden ser exóticos de muchas maneras: en su formación, en su interior o en su atmósfera".


Es posible que WASP-12b pueda albergar grafito, diamantes, o formas más exóticas de carbono en su interior, bajo sus capas gaseosas. Los astrónomos todavía no cuentan con la tecnología necesaria para observar los núcleos de los exoplanetas, que son planetas que orbitan estrellas distintas a nuestro sol, pero sus teorías conducen a este tipo de intrigantes posibilidades.


La investigación también sirve de apoyo a teorías que afirman que los planetas rocosos ricos en carbono mucho menos masivos que WASP-12b pueden existir girando alrededor de otras estrellas. Nuestra tierra está principalmente formada por rocas de cuarzo y feldespato, que a su vez están hechas de sílice y oxígeno, más otros elementos. Un planeta rocoso rico en carbono puede ser un lugar muy distinto al nuestro.


"Un mundo de tipo terrestre con abundancia de carbono podría tener muchas rocas de carbono puro, como el diamante o el grafito, así como otros compuestos de carbono como el alquitrán", afirmó Joseph Harrington de la Universidad Central de Florida en Orlando, que es el investigador principal de este estudio.


El carbono es un componente común de los sistemas planetarios y una pieza clave para la vida en la tierra. Los astrónomos suelen hacer mediciones de las ratios de carbono y oxígeno para hacerse una idea de la composición química de las estrellas. Nuestro sol, por ejemplo, posee una ratio carbono-oxígeno de uno a dos, lo que quiere decir que tiene la mitad de carbono que de oxígeno. Ninguno de los planetas de nuestro sistema solar es conocido por tener más carbono que oxígeno, o una ratio de uno o más de uno. Aún así, en realidad, esta ratio es desconocida para Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno. A diferencia de WASP-12b, estos planetas albergan agua, la mayor reserva de oxígeno, en las profundidades de sus atmósferas, haciendo que sea difícil su detección.


WASP-12b es el primer planeta en tener una ratio de carbono-oxígeno mayor que uno observado jamás (la ratio real está entre uno y dos). Esto significa que el planeta tiene un exceso de carbono, parte del cual está formando el metano atmosférico.


"Cuando la abundancia relativa de carbono llega a ser tan alta, es como si le dieras a un interruptor y todo cambiase", declaró Marc Kuchner, un astrónomo del Centro Espacial Goddard de la NASA en Greenbelt, Maryland, que ayudó a desarrollar la teoría de los planetas rocosos ricos en carbono pero que no está asociado con este estudio concreto, y añadió: "si algo así hubiera sucedido en la Tierra, tu caro anillo de compromiso podría estar hecho de cristal, lo que sería muy raro, y las montañas podrían estar todas hechas de diamantes".

Datos obtenidos por el Telescopio Espacial Spitzer que indican la presencia de abundante metano (CH4), bastante monóxido de carbono (CO) y escaso vapor de agua (H2O) en el planeta WASP-12b. Créditos: NASA / JPL-Caltech / CFHT / MIT / Princeton / UCF.


Madhusudhan, Harrington y el resto de colaboradores han utilizado el telescopio Spitzer para observar WASP-12b  según se va ocultando detrás de su estrella, en una técnica conocida como eclipse secundario, que ha sido utilizada de forma pionera para el caso de exoplanetas por el Spitzer. Los datos han sido combinados con otros previos que habían sido publicados fruto de observaciones tomadas en tierra con el telescopio propiedad de Canadá, Francia y Hawaii en Mauna Kea, Hawaii. Madhusudhan usó los datos para obtener un análisis detallado de la atmósfera, revelando compuestos químicos como el metano y el monóxido de carbono.

El nombre WASP-12b deriva del consorcio que lo descubrió, el Wide Angle Search for Planets (Búsqueda de Planetas de Campo Ancho). Es 1,4 veces más masivo que Júpiter y está localizado a 1.200 años luz de la tierra. Este mundo achicharrante gira en torno a su estrella en poco más de un día, con una de sus caras mirando siempre hacia ella. Está tan cerca del astro que la gravedad de la estrella lo deforma hasta hacer que se parezca a un huevo. Y aún más, la gravedad de la estrella está absorbiendo continuamente masa del planeta, haciendo que esta forme un delgado disco que también la orbita.


Los datos obtenidos con el Spitzer también nos dan información acerca de la temperatura de WASP-12b. Este mundo es uno de los más calientes descubiertos hasta la fecha; las nuevas observaciones indican que la cara que muestra permanentemente a la estrella está a 2.600 grados Kelvin, lo que son 2.326 grados Celsius. Es mucho más que suficiente para fundir el acero.





Hot, Carbon-Rich Planet


Otros autores del artículo son Kevin Stevenson, Sarah Nymeyer, Christopher Campo, Jasmina Blecic, Ryan Hardy, Nate Lust, Christopher Britt y William Bowman, de la Universidad Central de Florida, Orlando;  Peter Wheatley de la Universidad de Warwick, Reino Unido; Drake Deming del Centro Espacial Goddard de la NASA en Greenbelt, Maryland; David Anderson, Coel Hellier y Pierre Maxted de la Keele University, Reino Unido; Andrew Collier-Cameron de la Universidad de St. Andrews, Reino Unido; Leslie Hebb de la Universidad de Vanderbilt en Nashville, Tennesee; Don Pollacco de la Queen's University, Reino Unido; y Richard West de la Universidad de Leicester, Reino Unido.

Estas observaciones con el Spitzer se han hecho antes que perdiera parte de su líquido refrigerante en mayo de 2009 y comenzara, entonces, su misión en caliente. El Jet Propulsion Laboratory en Pasadena, California, dirige la misión Spitzer para el Directorado de Misiones Científicas de la NASA en Washington. Las operaciones científicas se llevan a cabo en el Spitzer Science Center, dentro del Instituto Tecnológico de California, también en Pasadena. Caltech dirige el JPL para la NASA.



Fuente: astrored.org

El Universo antes del Big Bang



El Universo, con su espacio y tiempo, no empezó en el Big Bang, sino que está en un ciclo continuo. En realidad, el Big Bang fue uno entre una serie de muchos. Así lo señala en un artículo el físico teórico de la Universidad de Oxford Roger Penrose, que se enfrenta así de lleno a la teoría más aceptada sobre el origen del Universo: todo empezó en un punto de densidad infinita. Una gigantesca explosión, el famoso Big Bang, provocó que todo se expandiera, hace unos 13.700 millones de años.

Para hacer esta controvertida propuesta, Penrose se basa en el satélite WMAP de la NASA y del experimento BOOMERanG de la Antártida, con los que se han obtenido datos de la radiación de microondas creada cuando el Universo apenas tenía 300.000 años. Junto a otro científico, Vahe Gurzadyan del Instituto de Física Yerevan en Armenia, Penrose afirma haber identificado “círculos concéntricos” en los datos, zonas en las que el rango de temperatura de la radiación es notablemente menor que en otros sitios.
Gracias a estos círculos, según ambos investigadores, se puede apreciar lo que había antes del Big Bang, ya que serían marcas dejadas por agujeros negros que chocaron en la época anterior. Pero no solo hubo un antes del Big Bang, sino que según esta teoría, que han denominado “cosmología cíclica conformal”, el Universo camina hacia otro Big Bang. En concreto, se pasará de estar infinitamente grande hasta volverse de nuevo infinitamente pequeño y estallar en otro Big Bang.
De ser correcta la propuesta, cambiaría por completo el concepto actual que se tiene sobre el Universo. Para ello, tendrá que salvar las numerosas críticas que surgirán y explicar algunos aspectos de la teoría sobre los que no hay pruebas.

Fuente: e-ciencia.com

sábado, 4 de diciembre de 2010

El CERN produce y atrapa átomos de antimateria

El experimento ALPHA del Laboratorio Europeo de Física de Partículas (CERN) publica en ‘Nature’ una técnica que logra retener átomos de antihidrógeno durante una décima de segundo, tiempo suficiente para permitir su estudio. El desarrollo de este método permitirá estudiar las diferencias entre materia y su contraparte, la antimateria, paso previo a entender por qué la materia prevalece en el Universo.

El experimento ALPHA del Laboratorio Europeo de Física de Partículas (CERN) ha realizado un importante avance en el desarrollo de técnicas para conocer uno de los interrogantes más abiertos del Universo: ¿existe alguna diferencia entre materia y antimateria? En un artículo publicado hoy en Nature, la colaboración científica internacional que opera el experimento demuestra que ha producido y atrapado átomos de antihidrógeno durante un tiempo suficiente como para poder estudiarlos. Este desarrollo abre una vía a nuevas formas de realizar medidas detalladas de antihidrógeno, lo que permitirá a los científicos comparar con mayor precisión materia y antimateria.
La antimateria, o más bien la ausencia de ella, sigue siendo uno de los mayores misterios de la ciencia. La materia y su contraparte, la antimateria, son idénticas excepto en que tienen cargas eléctricas opuestas, por lo que ambas se destruyen cuando colisionan generando energía. Según los científicos, en el Big Bang se debieron producir proporciones iguales de materia y antimateria, pero, como sabemos, nuestro Universo está hecho de materia, mientras que la antimateria parece haber desaparecido. Para descubrir qué ocurrió con ella, los científicos emplean una amplia variedad de métodos para investigar cualquier pequeña diferencia en las propiedades de materia y antimateria que pueda aportar alguna explicación.
Uno de estos métodos utiliza uno de los sistemas mejor conocidos en Física, el átomo de hidrógeno, que está formado por un protón y un electrón, para comprobar si su contraparte de antimateria, el antihidrógeno, se comporta de la misma manera. El CERN es el único laboratorio del mundo con un experimento dedicado a la producción de antihidrógeno a bajas energías donde este tipo de investigación se puede llevar a cabo.
Los átomos de antihidrógeno son producidos en condiciones de vacío, pero están rodeados por materia normal. Debido a que la antimateria y la materia se aniquilan cuando colisionan, los átomos de antihidrógeno tienen una vida muy pequeña. Ésta se puede extender usando fuertes y complejos campos magnéticos que los atrapen para prevenir así su contacto con la materia. El experimento ALPHA ha demostrado que es posible retener átomos de antihidrógeno de esta forma durante aproximadamente una décima de segundo, tiempo suficiente para estudiarlos. De los muchos miles de antiátomos que el experimento ha creado, el artículo de ALPHA que publica Nature da cuenta de 38 que han sido atrapados lo suficiente como para ser estudiados.
“Por razones que aún no entendemos, la naturaleza descarta la antimateria”, dijo Jeffrey Hangst, portavoz de ALPHA e investigador de la Universidad de Aarhus (Dinamarca). “Por tanto, es muy gratificante, y un poco abrumador, mirar en el detector ALPHA y ver que contiene átomos estables y neutrales de antimateria. Esto nos inspira para trabajar más duro para ver si la antimateria guarda algún secreto”.
Investigar la antimateria
El programa de investigación en antihidrógeno del CERN se desarrolla desde hace tiempo. En 1995, se produjeron en la sede del experimento en Ginebra (Suiza) los primeros cinco átomos de antihidrógeno “fabricados” por el hombre. Posteriormente, en 2002, los experimentos ATHENA y ATRAP mostraron que era posible producir antihidrógeno en grandes cantidades, abriendo la posibilidad de producir estudios detallados. El nuevo resultado de ALPHA es el último paso en este proceso.
En otro reciente desarrollo en el programa de investigación en antimateria del CERN, el experimento ASACUSA ha demostrado una nueva técnica para producir átomos de antihidrógeno. En un artículo que aparecerá próximamente en Physical Review Letters, la colaboración científica da cuenta del éxito para producir antihidrógeno en la llamada “trampa de Cusp”, un precursor esencial para producir haces de partículas. ASACUSA planea desarrollar esta técnica hasta el punto de crear haces de antihidrógeno que perduren lo suficiente para poder ser estudiados.
“Con dos métodos alternativos de producir y eventualmente estudiar antihidrógeno, la antimateria no podrá ocultarnos sus propiedades durante mucho más tiempo”, manifestó Yasunori Yamazaki, miembro de la colaboración ASACUSA del centro de investigación RIKEN (Japón). “Aún queda camino por recorrer, pero estamos felices de ver lo bien que funciona esta técnica”.
Para Manuel Aguilar, científico del Centro de Investigaciones Energéticas, Medioambientales y Tecnológicas (CIEMAT) que participa en el detector AMS, entre cuyos objetivos está también la detección de antimateria, en este caso en el espacio, “se trata de una experimentación dificilísima. La acumulación de muestras estadísticas importantes permitiría, tal vez en el futuro, estudiar los estados excitados del antiátomo de hidrógeno y compararlos con los espectros del hidrógeno, muy bien estudiados. Caso de detectarse diferencias significativas, algo no esperable a corto plazo, tendríamos un resultado de enorme relevancia, la violación de la simetría CPT, uno de los pilares de la física fundamental”.
“Estos son avances significativos en la investigación en antimateria, y una parte muy importante en el amplio programa de investigación del CERN”, concluyó el director general del Laboratorio, Rolf Heuer. La participación española en los experimentos del CERN se promueve de forma coordinada por el Centro Nacional de Física de Partículas, Astropartículas y Nuclear (CPAN), proyecto Consolider formado por 26 grupos científicos de universidades y centros de investigación españoles coordinado por el Consejo Superior de Investigaciones Científicas (CSIC).
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Más información:
www.i-cpan.es
Entrevista a la investigadora Teresa Fonseca, física del CERN.
Fuente: CERN
CPAN Europa 18.11.2010 10:52

Una nueva bacteria ‘extraterrestre’ en la Tierra


Bacteria del grupo Halomonas capaz de vivir del arsénico. | Science
Miguel G. Corral | Madrid

Científicos de EEUU, aunque la autora principal es de procedencia cubana, han hallado una nueva forma de vida capaz de alimentarse e incorporar el arsénico, un veneno para cualquier ser vivo, en su metabolismo, lo que rompe el paradigma actual de la biología.
Hasta ahora cualquier organismo estaba compuesto por seis elementos principales que confieren las propiedades de la vida: carbono, hidrógeno, nitrógeno, oxígeno, azufre y fósforo. Sin embargo, una bacteria hallada por Felisa Wolfe-Simons, del Instituto de Astrobiología de la NASA, es capaz de sustituir en su organismo el fósforo por arsénico, dos elementos vecinos en la tabla periódica de los elementos.
“La química es universal, pero ahora parece que la biología no tiene por qué”, asegura a ELMUNDO.es Ricardo Amils, catedrático de Microbiología de la Universidad Autónoma de Madrid. “Lo sorprendente es que este organismo es capaz de ordenar sus genes y expresar su ADN con un elemento en la molécula nunca visto en un organismo vivo”, dice Amils.
La nueva forma de vida es una bacteria encontrada en Mono Lake, California (EEUU), perteneciente al género de las Halomonas, unas bacterias que viven an ambientes salinos. Se trata de la primera forma de vida capaz de vivir e incorporar en sus moléculas vitales, tales como proteínas o ADN, el arsénico en lugar del fósforo. La investigación, llevada a cabo por científicos de la NASA, abre nuevas puertas en la búsqueda de vida fuera de nuestro planeta.

La vida no es sólo como creíamos

“La vida como la conocemos requiere elementos químicos concretos y excluye otros”, explica Ariel Anbar, uno de los autores perteneciente a la Universidad de Arizona. “Pero, ¿son las únicas opciones? ¿Cómo de diferente puede ser la vida?”.
El trabajo está firmado por 12 científicos, pero tanto la idea, como la mayor parte del trabajo le corresponde a la joven Felisa Wolfe-Simon, que apenas acaba de terminar su doctorado. Sin embargo, su revolucionaria ocurrencia de que la vida podía utilizar arsénico para funcionar impactó en el Instituto de Astrobiología de la NASA, que confió en ella para desarrollar el trabajo.
Y finalmente, ha dado sus frutos. La científica encontró hace casi un año esta bacteria capaz de incorporar arsénico en su organismo. Pero, debido a lo revolucionaria y controvertida que sería la investigación, ha sido preciso realizar un buen número de comprobaciones científicas con las más sofísticadas técnicas de laboratorio para demostrar la veracidad y hacer irrebatible el trabajo. Esa también es la razón por la cual la cantidad de firmantes del trabajo ha ido aumentando con el paso del tiempo.
Los investigadores consultados por ELMUNDO.es no han ahorrado elogios para el trabajo y lo han calificado de “rompedor”. Aún es pronto para calibrar la repercusión que tendrá en el futuro, pero Ricardo Amils bromea diciendo: “seguro que más de un científico esta noche no irá a dormir a casa”.

Fuente: www.blogastronomia.com

jueves, 2 de diciembre de 2010

LHC: El principio del Universo fue líquido

Un experimento basado en colisiones de iones de plomo en el detector ALICE del LHC ha revelado que, en sus primeros instantes, el Universo se comportó como si fuese un líquido muy denso y caliente.

LHC: El principio del Universo fue líquido
Un comunicado del CERN (Centro Europeo de Investigación Nuclear), institución que tiene a su cargo la operación del Gran Colisionador de Hadrones (LHC, por Large Hadron Collider) revela que el origen del universo fue líquido. Las primeras observaciones realizadas mediante ALICE, un gigantesco detector optimizado para el estudio de iones pesados, han aportado datos que permiten determinar que en los primeros instantes de su existencia, el Universo se comportaba como un líquido extremadamente caliente y denso. Los científicos del CERN describen a este líquido como "un fluido perfecto".
Los resultados obtenidos por ALICE reafirman observaciones realizadas con anterioridad en el colisionador RHIC (Relativistic Heavy Ion Collider) de Brookhaven.
El director de Investigación del CERN, Sergio Bertolucci, explica que "menos de tres semanas después de haber puesto en marcha los tres experimentos a base de colisiones de iones de plomo en el LHC, éstos ya han dado una nueva perspectiva sobre la materia que habría existido en los primeros instantes de vida del Universo." Los resultados obtenidos ya han permitido descartar algunas teorías sobre el comportamiento del Universo primordial.
"Es impresionante lo rápido que estos experimentos han proporcionado resultados en el marco de un terreno tan complejo de la física.", continúa Bertolucci. "Los experimentos que se desarrollan en ALICE, ATLAS y CMS de alguna manera compiten entre sí pero trabajan juntos, y cotejando los datos será como podamos apreciar la fotografía completa y obtener resultados. Es un bello ejemplo de cómo la competencia y la colaboración son características clave en este campo de la ciencia", agregó.
Domingo, 28 de noviembre del 2010  |  Autor: develseo
Fuente: www.generaccion.com

El acelerador LHC inicia la fase de colisiones de iones de plomo

El gran acelerador de partículas LHC, tras varios meses en funcionamiento acelerando y provocando colisiones de protones, ha entrado en la fase de iones pesados, (átomos de plomo a los que se arrancan los electrones). Es una transición prevista en los planes de operación de la máquina científica y se ha hecho, sin problemas, en los últimos días. El cuatro de noviembre, informa el Laboratorio Europeo de Física de Partículas (CERN, junto a Ginebra) se extrajo el último haz de protones del LHC y comenzaron los preparativos para la nueva carga. Las primeras colisiones de iones pesados se han producido hoy. "La rapidez de la transición a los iones de plomo es una muestra de la madurez del LHC", ha comentado el director del CERN, Rolf Heuer. "La máquina está funcionando como un reloj a los pocos meses del inicio de la operación rutinaria".

Las colisiones de iones de plomo abre una nueva faceta de investigación en el LHC para explorar la materia tal como sería en el estado de altísima densidad del universo en sus primeros instantes. Uno de los objetivos de esta fase de operación del acelerador es crear pequeñísimas cantidades de materia en ese estado, denominado plasma de gluones y quarks y estudiar su evolución, explica el CERN en un comunicado, esta exploración debe aportar nuevos conocimientos acerca de las llamadas interacciones fuertes, que mantienen unidos los quarks para formar neutrones y protones. Cada ion de pomo contiene 82 protones.
Tres de los grandes detectores (Alice, Atlas y CMS) han empezado a registrar colisiones de iones de plomo. Alice, en concreto es un equipo de 10.000 toneladas diseñado específicamente para explorar estas colsiones de iones pesados. El LHC seguirá funcionando con estos haces hasta el próximo 6 de diciembre cuando se parará el acelerador para hacer ajustes técnicos y se pondrá de nuevo en marcha en febrero.

EL PAÍS - Madrid - 08/11/2010 

Fuente: www.elpais.com

miércoles, 11 de agosto de 2010

The inverse picobarn threshold has been crossed in ATLAS!

Another milestone has been passed in the long run of ATLAS toward new physics.
On Monday August 9, 2010 ATLAS has recorded the first inverse picobarn (pb-1) of 7 TeV collisions. The trend is good and we recently reached the 0.1 pb-1 per day of integrated luminosity (meaning that we can now collect in ~10 days the amount of data we have collected over the last 4 months).
The integrated luminosity delivered by LHC (green) and recorded by ATLAS (yellow)
This pb-1 threshold has a psychological impact, as we now change units to evaluate our physics reach, and we’ll stay with these units for many months (the 1 fb-1 (or 1000 pb-1) threshold is for end-2011 in the current plans).
What is the meaning of “1 inverse picobarn” of data? It means that we have in our data 1 event if the cross-section of the process that gives birth to this event is of 1 picobarn (pb) and we are fully efficient to select it. As the ordinary collisions at 7 TeV have a cross-section of ~1011 pb, it means that we start to “see” events as rare as 1 in 100 billions.
So, just to make one example, we have order of 104 W–>lepton+neutrino and 103 Z0–>lepton+lepton in the data and few tens of top decays should also show-up (some candidates already exist, see previous post).
The old particles “zoo” (including the heavier partners) all show-up in this first pb-1 and will be studied in detail also using the other pb-1‘s soon to come.
More we go into the many-pb-1 domain, more details of the known physics we can study and more windows to the new physics will open-up.
A challenging and exciting time in front of us!ç

Fuente: pdg2.lbl.gov

martes, 27 de julio de 2010

El Fermilab restringe el rango de masas del bosón de Higgs


El laboratorio Fermilab de Física de Partículas de Estados Unidos ha presentado nuevos resultados sobre la búsqueda del bosón de Higgs, la única partícula aún no detectada del Modelo Estándar de la Física que explicaría por qué unas partículas tienen masa y otras no. En los análisis de los nuevos datos, que restringen el rango de masas del bosón de Higgs, participan científicos españoles.

Fermilab, el laboratorio de Física de Partículas de Estados Unidos, ha anunciado en la 35º Conferencia Internacional de Física de Altas Energías (ICHEP 2010) que finaliza mañana en París nuevos conocimientos sobre el bosón de Higgs, la partícula propuesta por la teoría física para explicar por qué el resto de elementos tiene masa, pero aún no detectada. Los nuevos resultados obtenidos mediante el análisis conjunto de los dos experimentos de su acelerador de partículas, el Tevatron, descartan una fracción significativa del rango de masa permitido establecido por experimentos anteriores. En la búsqueda del bosón de Higgs participan también científicos españoles.
Los experimentos de Fermilab, CDF y DZero, excluyen ahora el bosón de Higgs a un rango de masas comprendido entre 158 y 175 gigaelectrón-voltios por c cuadrado, siendo c la velocidad de la luz (GeV/c2). Resultados anteriores y predicciones extraídas del Modelo Estándar de Partículas y Fuerzas indicaban que la partícula de Higgs debería tener una masa de entre los 114 y 185 GeV/c2. 100 GeV/c2 equivale a 107 veces la masa del protón. Los nuevos resultados de Fermilab presentados en París reducen en un cuarto el rango de masa esperado para el Higgs.
“Fermilab ha llevado la productividad del colisionador Tevatron a nuevos registros”, ha declarado Dennis Kovar, director asociado de ciencia para física de altas energías del Departamento de Energía de los EE.UU., organismo del que depende Fermilab. “Gracias al extraordinario funcionamiento del Tevatron, colaboradores de CDF y DZero de todo el mundo están produciendo resultados interesantes y haciendo grandes progresos en la búsqueda de la partícula de Higgs. En el análisis de los datos relativos a la búsqueda del bosón de Higgs en Fermilab están implicados investigadores del Instituto de Física de Cantabria (IFCA, Consejo Superior de Investigaciones Científicas-Universidad de Cantabria), la Universidad de Oviedo, el Centro de Investigaciones Energéticas, Medioambientales y Tecnológicas (CIEMAT) y el Instituto de Física de Altas Energías (IFAE, consorcio entre Generalitat de Catalunya y Universidad Autónoma de Barcelona).
La última pieza no encontrada
El bosón de Higgs es la última de las piezas ‘no encontradas’ del esquema teórico conocido como Modelo Estándar de Partículas y Fuerzas. De acuerdo con este modelo, el bosón de Higgs explica por qué algunas partículas tienen masa y otras no. “Estamos cerca de descartar completamente un bosón de Higgs con una gran masa”, dijo el co-portavoz de DZero Dmitri Denisov, uno de los 500 científicos de 19 países que trabaja en el experimento. “Hace tres años, no habríamos pensado que esto sería posible. Con la entrada de más datos, nuestros experimentos están empezando a ser sensibles a un bosón de Higgs con una masa baja”.
Rober Roser, co-portavoz de los 550 físicos de 13 países de la colaboración CDF, también acreditó el gran trabajo de los grupos de análisis de CDF y DZero para los rigurosos resultados de exclusión del Higgs. “Los nuevos resultados de la búsqueda del Higgs se beneficiaron de la robustez de los datos de colisión de Tevatron y de algoritmos de búsqueda inteligentes desarrollados por mucha gente brillante”, dijo Roser. “Los grupos de análisis de CDF y DZero han obtenido una mejor comprensión de las colisiones que pueden emular una señal de Higgs, han mejorado la sensibilidad de sus detectores a señales de partículas y han incluido nuevos canales del decaimiento del Higgs en el análisis global”.
Para obtener los últimos resultados de la búsqueda del bosón de Higgs, los grupos de análisis de CDF y DZero han realizado un análisis por separado de más de 500.000 millones de colisiones protón-antiprontón proporcionadas por cada experimento desde 2001. Después de que cada grupo obtuvo sus resultados independientes sobre el Higgs, combinaron sus resultados para producir unos límites de exclusión conjuntos.
“Nuestro último resultado se basa en dos veces más datos que hace año y medio”, dijo el co-portavoz de DZero Stefan Söldener-Rembold, de la Universidad de Manchester. “A medida que continuamos colectando y analizando datos, los experimentos del Tevatron podrán o bien excluir el bosón de Higgs del Modelo Estándar en todo el rango de masas permitido o bien ver señales de su existencia”.



Fecha Original: 27 de julio de 2010
Enlace Original





domingo, 25 de julio de 2010

The proton shrinks in size

Measurements with lasers have revealed that the proton may be a touch smaller than predicted by current theories.PSI / F. Reiser

Tiny change in radius has huge implications.


The proton seems to be 0.00000000000003 millimetres smaller than researchers previously thought, according to work published in today's issue of Nature1.
The difference is so infinitesimal that it might defy belief that anyone, even physicists, would care. But the new measurements could mean that there is a gap in existing theories of quantum mechanics. "It's a very serious discrepancy," says Ingo Sick, a physicist at the University of Basel in Switzerland, who has tried to reconcile the finding with four decades of previous measurements. "There is really something seriously wrong someplace."
Protons are among the most common particles out there. Together with their neutral counterparts, neutrons, they form the nuclei of every atom in the Universe. But despite its everday appearance, the proton remains something of a mystery to nuclear physicists, says Randolf Pohl, a researcher at the Max Planck Institute of Quantum Optics in Garching, Germany, and an author on the Nature paper. "We don't understand a lot of its internal structure," he says.
From afar, the proton looks like a small point of positive charge, but on much closer inspection, the particle is more complex. Each proton is made of smaller fundamental particles called quarks, and that means its charge is roughly spread throughout a spherical area.
Physicists can measure the size of the proton by watching as an electron interacts with a proton. A single electron orbiting a proton can occupy only certain, discrete energy levels, which are described by the laws of quantum mechanics. Some of these energy levels depend in part on the size of the proton, and since the 1960s physicists have made hundreds of measurements of the proton's size with staggering accuracy. The most recent estimates, made by Sick using previous data, put the radius of the proton at around 0.8768 femtometres (1 femtometre = 10-15 metres).

Small wonder

Pohl and his team have a come up with a smaller number by using a cousin of the electron, known as the muon. Muons are about 200 times heavier than electrons, making them more sensitive to the proton's size. To measure the proton radius using the muon, Pohl and his colleagues fired muons from a particle accelerator at a cloud of hydrogen. Hydrogen nuclei each consist of a single proton, orbited by an electron. Sometimes a muon replaces an electron and orbits around a proton. Using lasers, the team measured relevant muonic energy levels with extremely high accuracy and found that the proton was around 4% smaller than previously thought.

That might not sound like much, but the difference is so far from previous measurements that the researchers actually missed it the first two times they ran the experiment in 2003 and 2007. "We thought that our laser system was not good enough," Pohl says. In 2009, they looked beyond the narrow range in which they expected to see the proton radius and saw an unmistakable signal.
"What gives? I don't know," says Sick. He says he believes the new result, but that there is no obvious way to make it compatible with years of earlier measurements.
"Something is missing, this is very clear," agrees Carl Carlson, a theoretical physicist at the College of William & Mary in Williamsburg, Virginia. The most intriguing possibility is that previously undetected particles are changing the interaction of the muon and the proton. Such particles could be the 'superpartners' of existing particles, as predicted by a theory known as supersymmetry, which seeks to unite all of the fundamental forces of physics, except gravity.
But, Carlson says, "the first thing is to go through the existing calculations with a fine-toothed comb". It could be that an error was made, or that approximations made in existing quantum calculation simply aren't good enough. "Right now, I'd put my money on some other correction," he says. "It's also where my research time will be going over the next month." 
  • References

    1. Pohl, R. et al. Nature 466, 213-217 (2010). | Article | ChemPort |

 Fuente: /www.nature.com/

The Higgs Mass From The Four-Colour Theorem

We show that the mathematical proof of the famous four color theorem yields a perfect interpretation of the Standard Model of particle physics. One of the main applications of the proof is that we are able to calculate and predict the mass of the Standard Model Higgs Boson as described by Veltman and 't Hooft. The Higgs boson mass turns out to be MH0~ 126 GeV (A. Dharwadker and V. Khachatryan, Higgs Boson Mass predicted by the Four Color Theorem (2009), arXiv:0912.5189 [gen-ph] ). Let us describe the way in which we obtained this remarkable result, which is likely to be verified experimentally with the discovery the Higgs Boson at Tevatron and/or LHC in the near future, given the recent promising developments. The current experimental constraint on the existence of the Higgs boson is found to be in the energy realm from ~ 114 to 160 GeV. There is also a small possibility of its existence in the 170-185 GeV range, nevertheless, the lower energies are far more probable. In this brief note, we will not go into the complicated mathematical structure of our approach, instead we will attempt to show only the main steps which brought us to the conclusion that MH0 should be about 126 GeV.

The four color theorem arises as a fundamental problem in topology when the surface of a sphere or plane is partitioned into finitely many contiguous regions called a map. Two regions in the map are considered adjacent if they share a whole segment of their boundaries in common. The theorem states that the regions of any such map can always be colored by using at most four different colors, so that no two adjacent regions have the same color. It can be stated formally as follows:
For any subdivision of the plane or the surface of a sphere into finitely many non-overlapping regions, it is always possible to mark each of the regions with one of the colors 0, 1, 2, 3 in such a way that no two adjacent regions receive the same color.
The theorem was first conjectured by Möbius in 1840, later by DeMorgan and the Guthrie brothers in 1852, and by Cayley again in 1878. It remained one of the most celebrated and long outstanding conjectures in mathematics after many mathematicians tried to prove it for over a century. The conjecture was finally verified, using an extensive computer search for potential
counter-examples by Appel and Haken in the 1970's. However, this computer verification cannot be checked by humans, even in principle. In 2000, the theorem was proved mathematically by Dharwadker using algebraic and topological methods. It is a standard mathematical proof and can be verified by hand (A. Dharwadker, A New Proof of the Four Colour Theorem (2000), http://www.dharwadker.org/). That mathematical proof of the four color theorem has a rich topological and algebraic structure and its most important and fundamental application is a physical interpretation of the proof which directly implies the existence of the Standard Model of elementary particles (A. Dharwadker, Grand Unification of the Standard Model with Quantum Gravity (2008), http://www.dharwadker.org/standard_model/) .
The steps of the proof enable us to construct a specific type of Riemann surface (which is a mathematical construction based on the complex plane) and particle frame which forms the gauge. Then on this basis it is possible to specify well-defined rules in order to match the Standard Model in a one-to-one correspondence with the topological and algebraic structure of the particle frame. This correspondence is exact - it only allows the particles and force fields to have the observable properties of the Standard Model, giving us a Grand Unified Theory.

In order to exhibit how we obtain the one-to-one correspondence of the particle frame with the Standard Model, we start from the fact that the quantum-mechanical behavior of a free particle is completely described by its wave function, which is a solution of the relativistic Schrödinger wave equation. We show initially that this wave equation is sufficient to describe all the particles of the Standard Model on the particle frame. At each point (x, y, z, t) of space-time, the value of the wave function corresponds to a point on the boundary of a disc D centered at the origin of the complex plane C. The disc D may be oriented in two ways, clockwise or counter-clockwise depending on whether we select the normal vector according to the right-hand or left-hand rule. We call D a Schrödinger disc. According to the proof of the four color theorem, we select a specific map m(4) inside the disc. The regions of the map are partitioned into four equivalence classes that form the cyclic group {0, 1, 2, 3} under addition modulo 4, according to the color 0 (blue), 1 (yellow), 2 (green) or 3 (red) each region receives. In figure 1 below we show the map m(4) inside the Schrödinger disc D.



We now construct the Riemann surface which consists of 24 copies of oriented Schrödinger discs containing the map m(4) as shown below in figure 2. This Riemann surface is orientable since every orientation of a disc is carried over to the disc next to it.


We define all the particles of the Standard Model by selecting certain regions (or their topological intersections) on this Riemann surface, in which context it is called a particle frame. Particle frames associated with space-time points constitute a vector bundle in mathematical terminology, and a section of the vector bundle, i.e. a particle frame at a space-time point, is called a gauge in the physics terminology. Thus, physical symmetries associated with sets of particles defined on a particle frame correspond to gauge transformations. The particle frame provides the general mathematical framework from which all the particles of the Standard Model will be defined, together with their basic physical properties: spin, charge and mass. Here we wish to describe our rules for matching the Standard Model in a one-to-one correspondence with the topological and algebraic structure of the particle frame.
  • The Fermion Selection Rule. Distinct particle frames with fermions defined on them cannot be superposed at a point in space-time because of the Pauli exclusion principle. A fermion-type particle will be selected from the particle frame as follows. First select a disc out of the 24 discs and then select a region of the map on that selected disc. In this way,
    there are two types of fermions and each type comes in three generations. Each generation consists of one lepton doublet and one quark doublet, as in the Standard Model.
  • The Boson Selection Rule. Many distinct particle frames with bosons defined on them can be superposed at a point in space-time, since the Pauli exclusion principle does not apply to the bosons. A boson-type particle will be selected from the particle frame as follows. First select a pair of fermion-type particles from the 24 discs (with selected regions of the
    same color respectively) such that the two discs have an intersecting boundary (a ray on the particle frame). Then select another pair of fermion-type particles with selected regions of the same color as before, however, in such a way that the corresponding ray on the particle frame is distinct. Thus, we may select the boson-type particle by choosing a pair of rays on the particle frame with a particular color. In particular, two pairs of fermion-type particles that define a boson are interpreted as creation and annihilation operators during interactions in which the boson is exchanged.
  • The Higgs Selection Rule. A Higgs-type particle is a scalar boson, i.e., it does not select a preferred direction in space like a vector boson. It is selected as the intersection of all 24 discs of the particle frame. This is the central point in our construction of the Riemann surface, and this selection of the Higgs-type particle is unique. The origins of the
    upper and lower sheets of the Riemann surface are interpreted as forming a Cooper pair and the Higgs particle undergoes Bose condensation, plunging into the lowest energy state possible.
  • The Spin Rule. The particle frame consists of four half-surfaces: the upper half of the upper sheet; the lower half of the upper sheet; the upper half of the lower sheet; the lower half of the lower sheet. Given a particle as a selection S of the intersection of a set of discs or as a pair of rays, count the number n of half-surfaces of the particle frame that intersect with a whole segment of S. Define s = n/2 to be the spin of a particle. We use this rule to explicitly calculate the spin of all the fermions and bosons on the particle frame.
  • The Electric Charge Rule. We first associate each color with a unique absolute value of the electric charge according to the scheme: 0 (blue)  →  0, 1 (yellow)  →  1/3, 2 (green)  → 2/3 and 3 (red)  →  1. The labeling scheme for the signs has the following representation: the upper half of the upper sheet has a + sign; the lower half of the upper sheet has a - sign; the upper half of the lower sheet has a - sign; the lower half of the lower sheet has a + sign. Given a particle as a selection S of the intersection of a set of discs or of a pair of rays, assign a signed electric charge to a particle according to this scheme. This is defined to be the electric charge of the particle. We use this rule to calculate the electric charge of all the fermions and bosons on the particle frame.

The other rules may be briefly mentioned here: the weak isospin rule, the strong (color) charge rule, the mass rule, the equivalence rule, the antiparticle rule, the helicity rule and the CP transformation rule. We stress the importance of the mass rule by means of which we assign the
rest mass of each particle of the Standard Model matched onto the particle frame. Finally, incorporating all the above rules we have:
  • The Standard Model Completion Rule. If all the particle frames corresponding to all particles in the universe were to be superimposed (hypothetically, of course) then the fermions and bosons should fit together perfectly according to the above rules, forming the complete Standard Model on the particle frame. The discs 1, ..., 24 of the particle frame represent the Schrödinger discs of the 24 distinct spin 1/2 fermions νe, νμ, ντ, t, c, u,
    e, μ, τ, b, s, d, νe, νμ, ντtcue, μ, τ, bsd in the Standard Model, respecting all the above rules as shown in figure 3(a) below. There cannot be any other fermions in our mathematical construction of the Standard Model. Also, each of the 24 pairs of rays of the particle frame represent four Schrödinger discs of a unique boson in the Standard Model: the photon γ (spin 1), the three vector bosons W+, W-, Z0 (spin 1), the gluon AS (spin 1) and the graviton g (spin 2), respecting all the above rules as shown in the figure 3(b)
    below. The branch point in the center of the particle frame represents the Higgs boson H0 (spin 0). There cannot be any other bosons in our mathematical construction of the Standard Model.




We briefly note that it is also possible to obtain the values of the Weinberg and Cabibbo angles on the particle frame. The Weinberg angle ΘW is a parameter that gives a relationship between the masses of the W+, W-, Z0 bosons as well as the ratio of the weak Z0 mediated interaction, called its mixing. In our model, the components of the weak Z0 field mix with the components of the weak W+, W- fields and the angle subtended by the mixing Schrödinger discs on the particle frame is exactly π/6 radians or 30 degrees, as shown in figure 4 below.


Hence, ΘW = 30 degrees on the particle frame. This is in good agreement with the SLAC experiment, which estimates sin2ΘW = 0.2397, i.e. ΘW = 29.3137 degrees (this is a "running" value, depending on the momentum at which it is measured, with a significance of 6 standard deviations). The Weinberg angle is a measure of the strength of the weak force on the particle frame. For the Cabibbo angle we calculate the value θC = (4/9)ΘW ~ 13.33 degrees, which is proportional to the strength of the weak force on the particle frame.

Finally, we show how the mass of the Standard Model Higgs Boson H0 can be calculated on the particle frame by using the above rules. By the Higgs Selection Rule, the Higgs particle is given as the intersection of all 24 discs of the particle frame. We may regard the Higgs particle as
the intersection of the discs 1,...,12 of the upper sheet (the origin of the upper sheet), and the Higgs antiparticle as the intersection of the discs 13,...,24 of the lower sheet (the origin of the lower sheet). However, the Higgs particle and antiparticle are identified as the branch point
of the Riemann surface. These 24 discs together represent the Schrödinger discs corresponding to the Higgs field and the blue branch point at the center represents the Higgs particle on the particle frame as shown below in figure 5.


Thus, by the Higgs Selection Rule, the Higgs particle is a scalar boson. Furthermore, by the Spin Rule, the spin of the Higgs boson is 0; by the Electric Charge Rule, its electric charge is 0, by the Weak Isospin Rule, its weak isospin is 0; and by the Strong Charge Rule, its strong charge
is neutral with Nc = 1.
The Higgs boson has not been observed yet but it is an inevitable consequence of the Higgs-Kibble mechanism, whereby it attributes mass to all particles of the Standard Model, including itself. The Higgs Selection Rule and the Mass Rule give the following mechanism for obtaining the mass value of H0. Since the Higgs particle/antiparticle will be identified (as a Cooper pair), their combined mass would then be the sum of the masses of all the bosons defined on the particle frame. However, note that only the rest masses of the three gauge vector bosons W+, W- and Z0 contribute to the sum because all the other bosons are massless. Thus, we can have all types of bosons superposed on a single particle frame, and the single Cooper pair of the Higgs particle/antiparticle must be able to attribute energy/rest mass to all types of bosons on this particle frame, by the Higgs-Kibble mechanism.
The particle frames of the bosons can be superposed at a point in space-time because they follow the Bose-Einstein statistics. Hence, this Cooper pair must have at least enough energy to attribute the sum of the rest masses of all types of bosons defined on the particle frame. On the other hand, the most important property of Bose condensation is that the Cooper pair of the Higgs particle/antiparticle must have minimum energy, so it can have at most the energy required to attribute the sum of the rest masses of all types of bosons defined on the particle frame. This must be the lowest energy state possible for the Higgs boson when it undergoes Bose condensation. Summarizing all these facts, we obtain the formula for the Higgs boson mass defined on the particle frame as follows:



The Higgs boson mass value MH0 ~ 126 GeV results from the currently best known experimental mass values of the three gauge vector bosons from the Particle Data Group. In conclusion, we would like to emphasize that we have calculated the mass of the Higgs boson from the above formula by taking into account the whole topological and algebraic structure of the Riemann surface, the particle frame and the proof of the four color theorem.

Fuente:/www.science20.com


Ashay Dharwadker
is the founder and director of the Institute of Mathematics, Gurgaon, India.
He is interested in fundamental research in mathematics, particularly in algebra, topology, graph theory and their applications to computer science and high energy physics. Based upon the new proof of the four color theorem, he has developed a grand unified theory for the Standard Model and gravitation. In particular, this leads to a mathematically precise prediction of the Higgs boson mass.
Vladimir Khachatryan is a member of the Institute of Mathematics, Gurgaon, India and a PhD student at the Department of Physics and Astronomy, State University of New York, Stony Brook, USA. With an academic background in astrophysics, he currently works in the field of high energy nuclear theory, in an attempt to explain the experimental data revealed at RHIC and LHC. He is also interested in particle physics, especially in problems related to the Standard Model and beyond. In this guest post, Vladimir explains the reasoning behind the theory Ashay and him have developed. Beware: the mathematics is not for everybody; still, I believe this article was well worth the attention of the more knowledgeable among you here...
 

Telescopio de la NASA encuentra las esquivas buckybolas en el espacio


Los astrónomos que usan el Telescopio Espacial Spitzer de la NASA han descubierto moléculas de carbono, conocidas como “buckybolas”, en el espacio por primera vez. Las buckybolas son moléculas en forma de balón de fútbol que se observaron por primera vez en el laboratorio hace 25 años.
Se conocen así porque recuerdan a las cúpulas geodésicas del arquitecto Buckminster Fuller, que tienen círculos entrelazados en la superficie de una esfera parcial. Las buckybolas se pensaba que flotaban por el espacio, pero habían esquivado su detección hasta el momento.

“Encontramos lo que ahora son las moléculas más grandes conocidas en el espacio”, dice el astrónomo Jan Camide la Universidad de Ontario Occidental en Canadá, y el Instituto SETI en Mountain View, California. “Estamos particularmente emocionados debido a que tienen propiedades únicas que las hacen importantes para todo tipo de procesos químicos y físicos que tienen lugar en el espacio”. Cami es el autor de un artículo sobre el descubrimiento que aparece on-line en la edición del jueves de la revista Science.
Las buckybolas están hechas de 60 átomos de carbono ordenados en estructuras esféricas tridimensionales. Sus patrones alternativos de hexágonos y pentágono encajan con una pelota de fútbol típica blanca y negra. El equipo de investigación también encontró a los parientes alargados de las buckybolas, conocidas como C70, por primera vez en el espacio. Estas moléculas constan de 70 átomos de carbono y tienen forma de una pelota de rugby. Ambos tipos de moléculas pertenecen a una clase oficialmente conocida como buckminsterfullerenos, o fullerenos.
El equipo de Cami encontró inesperadamente las bolas de carbono en una nebulosa planetaria conocida como Tc 1. Las nebulosas planetarias son restos de estrellas, como el Sol, que se desprendieron de sus capas exteriores de gas y polvo conforme envejecían. Una estrella compacta y caliente, o enana blanca, en el centro de una nebulosa ilumina y calienta estas nubes de material del que se han despojado.
Las buckybolas se encontraron dentro de esas nubes, tal vez reflejando una etapa corta en la vida de la estrella, cuando se desprende de grandes cantidades de material rico en carbono. Los astrónomos usaron el instrumento de espectroscopía de Spitzer para analizar la luz infrarroja de la nebulosa planetaria y ver la forma espectral de las buckybolas. Estas moléculas están aproximadamente a temperatura ambiente – la temperatura ideal para emitir patrones distintivos de luz infrarroja que Spitzer puede detectar. De acuerdo con Cami, Spitzer miró al lugar adecuado en el momento adecuado. Dentro de un siglo, las buckybolas pueden estar demasiado frías para ser detectadas.
Los datos de Spitzer se compararon entonces con datos de medidas de laboratorio de las mismas moléculas y mostraron un encaje perfecto.
“No planeamos descubrir esto”, dice Cami. “Pero cuando vimos estas fantásticas firmas espectrales, supimos inmediatamente que estábamos viendo una de las moléculas más buscadas desde hace tiempo”.
En 1970, el profesor japonés Eiji Osawa predijo la existencia de las buckybolas, pero no se observaron en experimentos de laboratorio hasta 1985. Los investigadores simularon las condiciones en las atmósferas de estrellas gigantes viejas ricas en carbono, en las que se habían detectado cadenas de carbono. Sorprendentemente, estos experimentos dieron como resultado la formación de grandes cantidades de buckminsterfullerenos. Las moléculas se han encontrado desde entonces en la Tierra en las cenizas de velas, capas de ropa y meteoritos.
El estudio de los fullerenos y sus parientes ha crecido hasta convertirse en un animado campo de investigación debido a la fuerza única de las moléculas y sus excepcionales propiedades físicas y químicas. Entre las potenciales aplicaciones están escudos, administración de fármacos y tecnologías superconductoras.
Sir Harry Kroto, que compartió el Premio Nobel de Química de 1996 junto a Bob Curl y Rick Smalley por el descubrimiento de las buckybolas, dijo: “Este apasionante avance proporciona pruebas sólidas que de las buckybolas han existido, como he sospechado desde hace tiempo, desde tiempos inmemoriales en los oscuros rincones de nuestra galaxia”.
Anteriores búsquedas de buckybolas en el espacio, en particular alrededor de estrellas ricas en carbono, no tuvieron éxito. Se presentó hace 15 años un caso prometedor para su presencia en las tenues nubes entre estrellas, usando observaciones en longitudes de onda ópticas. El hallazgo está esperando confirmación de datos de laboratorio. Más recientemente, otro equipo de Spitzer informó de evidencias de buckybolas en un tipo de objeto distinto, pero las firmas espectrales que observaron estaban contaminadas en parte por otras sustancias químicas.

jueves, 22 de julio de 2010

¡¡Expulsada de nuestra galaxia!!



Hace cien millones de años, cuando un sistema estelar triple viajaba a través del bullicioso centro de la Vía Láctea, sucedió algo que cambió su historia para siempre. El trío pasó tan cerca del gran agujero central de nuestra galaxia que éste capturó a uno de sus tres miembros y expulsó violentamente a los otras dos. Víctimas del tremendo empujón, las dos estrellas supervivientes se fusionaron, dando lugar a una nueva, enorme y supercaliente gigante azul que ahora escapa de nuestra galaxia a más de 2,5 millones de km por hora.



La historia parece sacada de la ciencia ficción, pero un equipo de astrónomos de la NASA, utilizando el Telescopio Espacial Hubble, ha llegado a la conclusión de que es precisamente éste el escenario más probable para explicar el origen de la estrella HE 0437-5439, una de las más veloces jamás detectadas por el hombre. De hecho, cruza el espacio a una velocidad de más de dos millones y medio de km por hora, tres veces más rápido que la velocidad orbital de nuestro Sol alrededor de la Vía Láctea. Las observaciones del Hubble confirman que este auténtico bólido estelar procede del centro galáctico.

Desde el año 2005, se han encontrado ya hasta 16 estrellas viajando a hipervelocidad, y desde entonces se cree que todas proceden de las regiones centrales de la Vía Láctea, aunque este extremo nunca ha podido probarse. Hasta ahora. HE 0437-5439 es la primera estrella de estas características que se observa directamente, logrando establecer sin lugar a dudas su procedencia.



"Utilizando el Hubble - asegura el astrónomo Warren Brown, del Centro Harvard Smithsonian de Astrofísica de Cambridge, en Massachussetts- hemos logrado por primera vez calcular el lugar del que procede la estrella, observando su sentido de movimiento y dando marcha atrás. Y procede directamente del centro de la Vía Láctea. Estas estrellas exiliadas son muy raras entre la población de cien mil millones de estrellas de nuestra Vía Láctea: sólo una de cada cien millones de convierte en una estrella hiperveloz".

El movimiento de estas estrellas sueltas puede ayudar a revelar la forma en que se distribuye la materia oscura alrededor de nuestra galaxia. "Estudiando estas estrellas podemos aprender mucho sobre la naturaleza de la masa del Universo que no podemos ver y eso nos ayudará a comprender cómo se formaron las galaxias", sentencia Oleg Gnedin, el director del equipo de astrónomos que ha realizado las observaciones. "El empujón gravitatorio propinado por la materia oscura -añade- puede ser medido a partir de la forma de las trayectorias de estas estrellas hiperveloces cuando salen de la Vía Láctea".

El nuevo vagabundo espacial cruza actualmente las lejanas zonas exteriores de la Vía Láctea, a cerca de 200.000 años luz de su centro. El diámetro del disco galáctico tiene cerca de la mitad de tamaño, unos 100.000 años luz. Utilizando el Hubble para medir la dirección de fuga de esta estrella, los astrónomos han logrado determinar la región concreta de la que procede. Y ese lugar es el mismísimo centro de la galaxia.

"La estrella está viajando a una velocidad absurda, mucho más del doble de lo que necesita para escapar del campo gravitatorio de la galaxia -explica Brown, considerado uno de los mayores "cazadores" de estrellas hiperveloces-. No existen estrellas que viajen tan rápido bajo circunstancias normales".

Pero esta historia no termina aquí. Según su velocidad y posición, HE 0437-5439 debería haber tardado unos cien millones de años para llegar desde el centro de la galaxia hasta su posición actual. Pero su masa (unas nueve veces la del Sol) y su intenso color azul indican que no lleva brillando más de veinte millones de años. Demasiado joven para haber hecho un viaje tan largo.



Por eso, la explicación que mejor encaja con las observaciones es que la estrella formara parte de un sistema estelar triple que se vio envuelto en una especie de inmensa partida de billar cósmico jugada por el monstruoso agujero negro central de la Vía Láctea. En efecto, ese agujero negro es el único "vecino" con la fuerza suficiente como para dar a la estrella semejante velocidad de escape.

Brown sugiere que el sistema triple de estrellas original contenía una pareja de estrellas que orbitaban muy cerca la una de la otra. Y un tercer miembro que se mantenía algo más distante. Al pasar cerca de él, el agujero negro absorbió a esta tercera estrella, alejándola del grupo y provocando así la violenta expulsión de las otras dos. Bajo estas condiciones, y sin el contrapeso gravitatorio de la tercera compañera, la más grande de las dos estrellas restantes evolucionó más rápidamente, se convirtió en una gigante roja y absorbió literalmente a su compañera más pequeña. La fusión de ambos astros dio lugar a la gigante azul que podemos ver hoy.

Una gigante que está abandonando ya el territorio de nuestra galaxia y cuyo destino será brillar en solitario y en medio de un inmenso espacio vacío.

Fuente:  /www.abc.es/blogs/nieves/

De Jose Manuel Nieves (el 22/07/2010 a las 17:48:04, en Ciencia)

miércoles, 21 de julio de 2010

Descubierta una estrella monstruosa

Con 300 veces la masa del Sol, el astro rompe todos los récords y previsiones teóricas

La nebulosa Tarántula, donde está la estrella más masiva descubierta hasta ahora, vista con un telescopio de 2,2 metros de diámetro (izquierda) y con el VLT (centro y derecha) en las que se aprecia gran detalle- ESO/P.CROWTHER/C.J.EVANS

Una estrella de 300 veces la masa de nuestro Sol es algo no sólo nunca visto hasta ahora sino también completamente inesperado para los astrónomos, que estimaban el límite máximo de masa en unas 150 veces la solar. Pero la han encontrado. Todavía se la conoce sólo por su anodino nombre oficial, R136a, y la han localizado unos científicos en la nebulosa Tarántula, de la galaxia vecina Gran Nube de Magallanes, a unos 165.000 años luz de distancia de la Tierra. "La existencia de un monstruo así, millones de veces más luminoso que el Sol, y perdiendo peso por los intensos vientos estelares, puede ayudarnos a responder una pregunta clave. ¿Cómo de masivas pueden ser las estrellas?", explican los especialistas del Observatorio Europeo Austral (ESO), con cuyos telescopios VLT, en Chile, se ha descubierto esta superestrella.
Tamaños estelares
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Ilustración los tamaños comparativos de varios astros: desde una enana roja (la más pequeña, en naranja), una enana amarilla, como el Sol (en amarillo), una enana azul con ocho masas solares (azul claro) y la gigante de 300 masas solares (azul oscuro, al fondo).- ESO

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"A diferencia de los humanos estas estrellas [supermasivas] nacen con mucho peso y lo van perdiendo con la edad", comenta Paul Crowther, líder del equipo que ha hecho el descubrimiento. "Con poco más de un millón de años, el caso más extremo, R136a1, está ya en su mediada edad y ha sufrido un intenso adelgazamiento, perdiendo un quinto de su masa inicial en ese tiempo, lo que significa más de 50 veces la masa solar". Para tener una de la esperanza de vida de este monstruo, el Sol tiene unos 4.500 millones de años, y durará otros tantos. Por su masa llevan vidas diferentes y tendrán finales diferentes.
Los astros más masivos queman mucho combustible [hidrógeno], viven rápido y al final, cuando ya no queda con qué alimentar el reactor termonuclear de su interior colapsa por su propia gravedad y produce una explosión de supernova, dispersando ingentes cantidades de materia en su entorno. De la supernovas normales, queda al final un rescoldo que es una estrella de neutrones, superdensa, o incluso un agujero negro. Pero la existencia de estrellas tan masivas como R136a1 hace que los astrofísicos escuelen con la posibilidad de que se produzcan supernovas excepcionalmente brillantes que dispersen en la explosión toda su materia, sin restos, sin esos objetos exóticos que son las estrellas de neutrones o los agujeros negros. El Sol, sin embargo, y las estrellas de su tamaño, cuando se acabe el hidrógeno (convertido en helio) y se apague su reactor nuclear, sufrirá una expansión de sus capas exteriores, que se irán enfriándose y se convertirá en una gigante roja. a la larga sólo quedará en su lugar un rescoldo, una enana blanca.
Las estrella supermasivas son muy raras y sólo se forman en los conjuntos estelares más densos, por lo que identificarlas individualmente es muy difícil. Crowther (Universidad de Sheffield (Reino Unido) y sus colegas, se han centrado en su investigación en dos grupos de estrellas jóvenes: uno es RMC136a, en el que han identificado unas 100.000 estrellas incluido el superastro; el otro es NGC3603, situado a unos 22.000 años luz de la Tierra. Han encontrado varios astros con temperaturas superficiales superiores a los 40.000 astros, más de siete veces más calientes que el Sol y varios millones de veces más brillantes. Los análisis y comparaciones con modelos de formación y evolución estelar indican, según estos científicos que varias de las estrellas que han observado nacieron con masas superiores a 150 veces la solar, el considerado hasta ahora límite máximo. "Nuestro hallazgo apoya la idea de que debe haber un límite superior a la masa de una estrella, pero de momento lo hemos doblado, 300 masas solares, respecto al que se estimaba hasta ahora, de 150 masas solares", comenta Olivier Schnurr (Instituto de Astrofísica de Postdam, Alemania). Crowther considera que, de momento, será difícil batir su récord. El hallazgo se publica en la revista británica Monthly notices of the royal Astronomical Society.
En concreto R136a1, la más masiva hasta ahora, tiene una masa actualmente de 265 veces la del Sol pero debió naces con unas 320 masas solares. Si este superastro se pusiera en lugar del nuestro, lo superaría en brillo tanto como el Sol supera a la Luna, explica el ESO. ¿Cómo se ha podido formar un monstruo así? Los científicos tienen dudas: puede haber nacido así de masivo ya o puede ser producto de la fusión de otros astros más pequeños.
Crowther y sus colegas han realizado sus observaciones con el conjunto de grandes telescopios VLT (en Cerro Paranal, Chile), del ESO, y han combinado sus datos con los del archivo del Hubble.

Fuente: elpais.com

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