martes, 27 de abril de 2010

Searching for Dark Energy with the Whole World’s Supernova Dataset

Two views of one of the six new distant supernovae in the Supernova Cosmology Project's just-released Union2 survey, which among other refinements compares ground-based infrared observations (in this case by Japan's Subaru Telescope on Mauna Kea) with follow-up observations by the Hubble Space Telescope.

Narrower constraints from the newest analysis aren’t quite narrow enough.

The international Supernova Cosmology Project (SCP), based at the U.S. Department of Energy’s Lawrence Berkeley National Laboratory, has announced the Union2 compilation of hundreds of Type Ia supernovae, the largest collection ever of high-quality data from numerous surveys. Analysis of the new compilation significantly narrows the possible values that dark energy might take—but not enough to decide among fundamentally different theories of its nature.
“We’ve used the world’s best-yet dataset of Type Ia supernovae to determine the world’s best-yet constraints on dark energy,” says Saul Perlmutter, leader of the SCP. “We’ve tightened in on dark energy out to redshifts of one”—when the universe was only about six billion years old, less than half its present age—“but while at lower redshifts the values are perfectly consistent with a cosmological constant, the most important questions remain.”
That’s because possible values of dark energy from supernovae data become increasingly uncertain at redshifts greater than one-half, the range where dark energy’s effects on the expansion of the universe are most apparent as we look farther back in time. Says Perlmutter of the widening error bars at higher redshifts, “Right now, you could drive a truck through them.”
As its name implies, the cosmological constant fills space with constant pressure, counteracting the mutual gravitational attraction of all the matter in the universe; it is often identified with the energy of the vacuum. If indeed dark energy turns out to be the cosmological constant, however, even more questions will arise.
“There is a huge discrepancy between the theoretical prediction for vacuum energy and what we measure as dark energy,” says Rahman Amanullah, who led SCP’s Union2 analysis; Amanullah is presently with the Oskar Klein Center at Stockholm University and was a postdoctoral fellow in Berkeley Lab’s Physics Division from 2006 to 2008. “If it turns out in the future that dark energy is consistent with a cosmological constant also at early times of the universe, it will be an enormous challenge to explain this at a fundamental theoretical level.”
A major group of competing theories posit a dynamical form of dark energy that varies in time. Choosing among theories means comparing what they predict about the dark energy equation of state, a value written w. While the new analysis has detected no change in w, there is much room for possibly significant differences in w with increasing redshift (written z).
“Most dark-energy theories are not far from the cosmological constant at z less than one,” Perlmutter says. “We’re looking for deviations in w at high z, but there the values are very poorly constrained.”
In their new analysis to be published in the Astrophysical Journal, “Spectra and HST light curves of six Type Ia supernovae at 0.511 < z < 1.12 and the Union2 compilation,” the Supernova Cosmology Project reports on the addition of several well-measured, very distant supernovae to the Union2 compilation. The paper is now available online at http://arxiv4.library.cornell.edu/abs/1004.1711.
Dark energy fills the universe, but what is it?
Dark energy was discovered in the late 1990s by the Supernova Cosmology Project and the competing High-Z Supernova Search Team, both using distant Type Ia supernovae as “standard candles” to measure the expansion history of the universe. To their surprise, both teams found that expansion is not slowing due to gravity but accelerating.
Other methods for measuring the history of cosmic expansion have been developed, including baryon acoustic oscillation and weak gravitational lensing, but supernovae remain the most advanced technique. Indeed, in the years since dark energy was discovered using only a few dozen Type Ia supernovae, many new searches have been mounted with ground-based telescopes and the Hubble Space Telescope; many hundreds of Type Ia’s have been discovered; techniques for measuring and comparing them have continually improved.
In 2008 the SCP, led by the work of team member Marek Kowalski of the Humboldt University of Berlin, created a way to cross-correlate and analyze datasets from different surveys made with different instruments, resulting in the SCP’s first Union compilation. In 2009 a number of new surveys were added.
The inclusion of six new high-redshift supernovae found by the SCP in 2001, including two with z greater than one, is the first in a series of very high-redshift additions to the Union2 compilation now being announced, and brings the current number of supernovae in the whole compilation to 557.
“Even with the world’s premier astronomical observatories, obtaining good quality, time-critical data of supernovae that are beyond a redshift of one is a difficult task,” says SCP member Chris Lidman of the Anglo-Australian Observatory near Sydney, a major contributor to the analysis. “It requires close collaboration between astronomers who are spread over several continents and several time zones. Good team work is essential.”
Union2 has not only added many new supernovae to the Union compilation but has refined the methods of analysis and in some cases improved the observations. The latest high-z supernovae in Union2 include the most distant supernovae for which ground-based near-infrared observations are available, a valuable opportunity to compare ground-based and Hubble Space Telescope observations of very distant supernovae.
Type Ia supernovae are the best standard candles ever found for measuring cosmic distances because the great majority are so bright and so similar in brightness. Light-curve fitting is the basic method for standardizing what variations in brightness remain: supernova light curves (their rising and falling brightness over time) are compared and uniformly adjusted to yield comparative intrinsic brightness. The light curves of all the hundreds of supernova in the Union2 collection have been consistently reanalyzed.
The upshot of these efforts is improved handling of systematic errors and improved constraints on the value of the dark energy equation of state with increasing redshift, although with greater uncertainty at very high redshifts. When combined with data from cosmic microwave background and baryon oscillation surveys, the “best fit cosmology” remains the so-called Lambda Cold Dark Matter model, or ΛCDM.
ΛCDM has become the standard model of our universe, which began with a big bang, underwent a brief period of inflation, and has continued to expand, although at first retarded by the mutual gravitational attraction of matter. As matter spread and grew less dense, dark energy overcame gravity, and expansion has been accelerating ever since.
To learn just what dark energy is, however, will first require scientists to capture many more supernovae at high redshifts and thoroughly study their light curves and spectra. This can’t be done with telescopes on the ground or even by heavily subscribed space telescopes. Learning the nature of what makes up three-quarters of the density of our universe will require a dedicated observatory in space.
This work was supported in part by the U.S. Department of Energy’s Office of Science.
Berkeley Lab is a U.S. Department of Energy national laboratory located in Berkeley, California. It conducts unclassified scientific research for DOE’s Office of Science and is managed by the University of California. Visit our website at http://www.lbl.gov.

The Supernova Cosmology Project’s Union2 compilation and reanalysis of decades of supernova surveys from the world’s leading researchers, with the addition of six high-redshift supernovae, puts new bounds on possible values for the nature of dark energy. Einstein’s cosmological constant comfortably fits the data, but there’s still plenty of room at the top for dynamical theories.

lunes, 26 de abril de 2010

España pierde la candidatura a albergar el telescopio E-ELT



El Consejo del Observatorio Europeo Austral (ESO, por sus siglas en inglés) ha seleccionado el emplazamiento chileno de Cerro Armazones como ubicación de referencia del futuro Telescopio Europeo Extremadamente Grande (E-ELT, por sus siglas en inglés), según informó la institución. De este modo, España pierde su candidatura a albergar esta gran infraestructura científica en el Roque de los Muchachos, en la isla canaria de La Palma.

"El Consejo ha concluido que la motivación principal para decidir el emplazamiento del E-ELT debe ser la mejor calidad científica del lugar. La calidad científica de Cerro Armazones y el impacto positivo en el futuro liderazgo científico de ESO que tendrá ubicar allí el E-ELT son suficientemente fuertes para contrarrestar la oferta muy sustanciosa realizada por España", indica la organización.

En este sentido, informa de que el Consejo de ESO ha decidido aprobar la recomendación de su director general de adoptar Cerro Armazones, en Chile, como el emplazamiento de referencia para el E-ELT. "El Consejo toma nota de que esta elección es esencial para la finalización de la propuesta de construcción sobre la cual se tomará una decisión en fecha posterior", puntualizó.

Armazones es una montaña de 3.060 metros de altura en la parte central del Desierto de Atacama, en Chile, ubicada a unos 130 kilómetros al sur de Antofagasta y a unos 20 kilómetros de Cerro Paranal, hogar del Very Large Telescope de ESO (VLT, por sus siglas en inglés).

"Este es un hito importante que nos permite finalizar el diseño base de este ambicioso proyecto, que posibilitará importantes avances en el conocimiento astronómico", señaló el director general de ESO, Tim de Zeeuw.

El próximo paso de ESO es construir el telescopio europeo óptico-infrarrojo extremadamente grande (E-ELT), con un espejo primario de 42 metros de diámetro. El E-ELT será "el ojo más grande del mundo en el cielo", el único telescopio de su tipo a nivel mundial, explica la ESO.

De momento, la organización está diseñando detallados planes de construcción con la colaboración de la comunidad científica. Así, explica que el E-ELT abordará muchas de las preguntas "más apremiantes" aún sin resolver en Astronomía, y podría finalmente revolucionar la percepción del Universo, tanto como el telescopio de Galileo lo hizo hace 400 años. La ESO espera que la construcción del E-ELT comience a finales de este año y prevé el inicio de sus operaciones para 2018.

Esta decisión acerca de la ubicación del E-ELT fue adoptada por los delegados de los 14 países miembros de ESO y está basada en una exhaustiva investigación meteorológica comparativa, que ha durado varios años. La mayor parte de la información reunida durante el proceso de selección será publicada a lo largo de 2010.

Fuente: europapress.es
MADRID, 26 Abr. (EUROPA PRESS) - 

sábado, 24 de abril de 2010

Una imagen de la 'Montaña Mística' para celebrar el 20º aniversario del Hubble


Imagen de la 'Montaña Mística', captada por el telescopio Hubble. | NASA | ESA

Una mágica cumbre de una montaña cargada de misterio que podría haber salido de los paisajes de la Tierra Media en 'El señor de los anillos' de Tolkien. Pero es real. Es la imagen con la que el telescopio espacial Hubble celebra sus 20 primaveras en órbita alrededor de la Tierra, un caos de polvo y gas de tres años luz de largo, que engullen las luces de las estrellas cercanas. Otros astros atacan el monte desde dentro. Nacen en grandes explosiones que manan por sus imponentes cumbres.
Este magestuoso monte se encuentra en una 'maternidad' estelar, la nebulosa de Carina, a 7.500 años luz de la Tierra en la sureña constelación del mismo nombre.
La cámara 3 de gran angular que porta el Hubble captó la espectacular imagen los dos primeros días de febrero. Los colores corresponden a fluídos de oxígeno, el azul, de hidrógeno y nitrógeno, el verde, y de sulfuro, el carmesí.
La abrasadora radiación y los fuertes vientos cargados de partículas que generan las extremadamente cálidas estrellas que nacen dentro de la nebulosa dan forma y comprimen el pilar, y favorecen al tiempo la formación de nuevas estrellas en su interior. Iluminadas por la luz astral, de la 'Montaña' se escapan corrientes de gas ionizado y tenues velos de gas y polvo. La radiación erosiona su ladera y la mantiene compacta y virtualmente sólida.

El veterano descubridor

El más veterano de los telescopios espaciales da vueltas en el espacio desde hace 20 años. Abrió la veda del estudio de planetas extrasolares y hoy es incluso capaz de analizar la composición química de sus atmósferas. Por primera vez verificó en ellos moléculas orgánicas y no deja de buscar con sus investigaciones cualquier forma de vida.
La gran ventaja del observatorio espacial es que, más allá de la cargada e inestable atmósfera de nuestro planeta, se puede tener una visión libre de la profundidad del Universo. Por primera vez, con el Hubble, se pueden conocer estrellas de otras galaxias. Además permite observar ondas de largo alcance como las infrarrojas que serían absorbidas por nuestra atmósfera.
El trabajo del Hubble es notable. Desde 1990 ha realizado 600.000 grabaciones de unos 30.000 objetos, según datos de la NASA, la Agencia Espacial de Estados Unidos. Cada mes transfiere a la Tierra 80 gigabytes de información, lo que equivale a unas 80 grandes enciclopedias.

Custodia compartida entre la NASA y la ESA

Su coste hasta el momento ha sido de 10.000 millones de dólares (7.500. millones de euros), invertidos por la NASA y en un 15 por ciento por la Agencia Espacial Europea, la ESA.
El Hubble ha ayudado a explicar el nacimiento de estrellas y planetas, a estimar la edad del Universo en unos 13.700 millones de años e incluso a investigar la misteriosa energía oscura, la que acelera la expansión del universo.
Ha maravillado al mundo entero con imágenes tan espectaculares como la que ha difundido este viernes, con motivo de su cumpleaños.

Fuente: elmundo.es 

viernes, 23 de abril de 2010

Uno en unos cuantos millones

Primer candidato W observado en ATLAS. Decae en un muón y un neutrino.


ATLAS ha sido diseñado para detectar eventos  poco frecuentes en las colisiones protón-protón de alta energía (ver el último Post "Todo acerca de Lumi", por Jim).
El último objetivo de ATLAS es medir eventos tan raros como uno en varios miles de billones, pero somos modestos (por ahora) esperando que la luminosidad aumente.
Aunque la prioridad de las últimas semanas ha sido tunear el LHC con vistas a incrementar la luminosidad, aun así se han tomado datos en condiciones estables y hemos alcanzado la sensibilidad suficiente para ver la producción de bosones W (el portador de carga de la fuerza electrodébil).
La tasa de producción predicha para esta partícula ha sido mostrada en el post anterior (la curva sigmaW) indicando que se produce una partícula W cada pocos millones de colisiones ordinarias a 7 TeV.
Debido a que la partícula W es bastante masiva (aproximadamente 80 veces más pesada que el protón) y decae (se desintegra) instantáneamente en partículas energéticas, tiene una firma muy peculiar que la hacer aparecer de forma destacada del fondo de las colisiones ordinarias. Esto es realmente cierto cuando los productos de la desintegración son leptones. Debido a que la partícula W está cargada, un leptón debe estar cargado (un electrón, un muón o un tau) mientras que el otro debe ser neutral (un neutrino). Cuando un W se produce en un evento, por ejemplo, contiene un muón muy energético y una gran cantidad de energía perdida retrocediendo hacia él). El neutrino puede no obstante viajar kilómetros dentro de rocas sin interactuar. Esto por tanto saca energía del ATLAS que puede ser medida solo indirectamente (como desequilibrio de energía en la colisión o como energía perdida).
Este patrón (un muón energético y una cantidad de energía retrocediendo hacia él) es exactamente lo que ha sido visto en el evento de la imagen, que es el primero de los pocos candidatos a partícula W detectada por ATLAS.
¡La era de los objetos de gran masa en el ATLAS ha comenzado!
Fuente: atlasblog

miércoles, 21 de abril de 2010

Provocan la temperatura más alta del universo actual

 
Descripción: Instalaciones del RHIC
Foto:U.S. Department of Energy



Un equipo que trabaja con el Laboratorio Nacional Brookhaven en Nueva York ha conseguido la materia más caliente que se haya medido en el universo; cuatro billones de grados centígrados
(4.000.000.000.000 ºC).

(NC&T) El equipo usó el acelerador RHIC (Relativistic Heavy Ion Collider) del citado laboratorio para hacer colisionar entre sí miles de millones de veces partículas de oro cargadas, creando un "plasma de quarks-gluones" con una temperatura más alta que cualquier cosa conocida en el universo, incluso las explosiones de supernovas. El experimento recrea las condiciones del universo unos microsegundos después del Big Bang.

Los físicos Jamie Nagle y Edward Kinney, de la Universidad de Colorado en Boulder, son colaboradores del equipo del PHENIX, uno de los cuatro grandes detectores que ayudan a los físicos a analizar las colisiones de partículas usando el RHIC.

El PHENIX, que pesa 4.000 toneladas y tiene una docena de subsistemas de detección, posee tres grandes electroimanes de acero que producen campos magnéticos intensos para conducir las partículas cargadas a través de trayectorias curvas.

Para el experimento, el equipo de investigación usó el oro, uno de los elementos más pesados. Los átomos de oro se hicieron circular en direcciones opuestas en el RHIC, un circuito subterráneo de casi cuatro kilómetros ubicado en Upton, Nueva York.

Los nuevos experimentos con el RHIC produjeron una temperatura de alrededor de 250.000 veces más caliente que la reinante en el interior del Sol. Las colisiones crearon burbujas minúsculas con temperaturas 40 veces superiores a las del interior de una supernova. Mediante el estudio de la "sopa" de partículas subatómicas creadas por el RHIC, los investigadores esperan obtener datos sobre qué ocurrió pocos microsegundos después del Big Bang, hace cerca de 13.700 millones de años.

Dentro de unos meses, un grupo de físicos, que incluye a expertos de la Universidad de Colorado en Boulder, espera usar el LHC en Suiza para hacer colisionar iones entre sí con el fin de crear temperaturas incluso más altas que las logradas en este experimento y reproducir así condiciones aún más cercanas a las del Big Bang.


Fuente: noticias21.com

¿Estrechando el cerco en torno a la materia oscura?

Descripción: Detectores de materia oscura
Foto:Fermilab

Los científicos han pasado décadas buscando el evasivo material conocido como materia oscura, que se cree que constituye el 25 por ciento del universo. Un equipo de físicos, incluidos algunos del MIT, ha dado a conocer posibles evidencias de dos partículas de materia oscura en un detector situado en una antigua mina de hierro en Minnesota.
(NC&T) Los físicos llevan mucho tiempo teorizando sobre la existencia de la materia oscura, argumentando que es una especie de pegamento cósmico oculto que ayuda a mantener la cohesión de cada galaxia. Pero detectarla ha resultado ser sumamente difícil porque esas partículas no absorben ni reflejan la luz e interactúan muy débilmente con otras partículas.
Después de largos análisis de datos y de descartar falsos candidatos, los científicos del programa CDMS han anunciado las dos nuevas potenciales detecciones en los datos obtenidos en 2007 y 2008. Sin embargo, advierten que ambos eventos podrían ser las firmas de las partículas de fondo, es decir otras partículas con interacciones que imitan las señales de los candidatos a materia oscura.
"Los resultados de este análisis no pueden ser interpretados como evidencia significativa de interacciones de materia oscura, pero tampoco podemos rechazar esos eventos", explica Lauren Hsu, especialista del Fermilab que interviene en el CDMS.
El investigador Fritz Zwicky del Caltech propuso por primera vez la materia oscura en la década de 1930 como una manera de explicar las discrepancias entre la masa inferida y la luz emitida de un cúmulo de galaxias. Otras observaciones también sugieren la existencia de la materia oscura. La velocidad de giro de las estrellas en los confines de las galaxias permite a los astrónomos calcular la cantidad de masa que debe existir en esas galaxias, según la teoría gravitacional aceptada. Sin embargo, no hay suficiente materia visible en esas galaxias para producir el tirón gravitacional necesario, por lo que los físicos teorizan que la materia oscura aporta la masa faltante.
La única alternativa sería que haya algún error en la teoría de la gravedad, tal como fue formulada por Isaac Newton y refinada luego por la teoría de la relatividad de Albert Einstein. Algunos físicos han propuesto teorías gravitatorias alternativas para explicar las discrepancias, pero éstas no han sido ampliamente aceptadas. La detección de la materia oscura, si se confirma, podría consolidar la teoría actual.

Fuente: noticias21.com 

lunes, 19 de abril de 2010

Carnaval de la Física: La verdadera historia de la gravedad


Fue Aristarco de Samos (310 a.C – 230 a.C), que irónicamente vivió después de Aristóteles (384 a.C – 322 a.C), la primera persona en los registros de la historia en llegar a la idea de un sistema heliocéntrico, siglos antes de que el astrónomo, médico y canónico polaco Nicolás Copérnico (1473-1543) escribiera y publicara de forma póstuma su tratado original, De Revolutionibus Orbium Coelestium (Sobre las revoluciones de las esferas celestes). La idea de Aristarco de un modelo heliocéntrico del cosmos, desafortunadamente, no fue tomada en cuenta por los antiguos griegos.

La razón por la que la visión Ptolemaica (geocéntrica) del cosmos, con sus epiciclos, duró tanto tiempo es debido a ¡que funcionaba y aún funciona! Sólo que es incorrecta. Pero hoy, una esfera armillar o un astrolabio (una versión bidimensional de una esfera armillar) ambos basados en el sistema Ptolemaico, funcionan tan bien como lo hacían entonces.
Modelos del cosmos aún más extraños
Sistema geo-heliocéntrico de Tycho BraheSi piensas que el modelo de Claudio Ptolomeo era extraño, entonces es que no has visto nada. Incluso aunque los datos de Tycho Brahe hicieron posible que Kepler formulase sus tres leyes y por tanto ayudó a establecer el modelo Copernicaco (heliocéntrico), el propio Tycho, no creía en el sistema Copernicano. En lugar de esto diseñó su propio y peculiar sistema geo-heliocéntrico (izquierda), en el cual el Sol orbita a la Tierra y las estrellas y otros planetas orbitan al Sol.
Pero, en su lecho de muerte, Tycho entregó a Kepler los datos observacionales, que había retenido durante tanto tiempo, y le dijo que hiciera un buen uso de ellos, como sabemos, Kepler lo hizo. Se cuenta que Tycho, mientras agonizaba, dijo a Kepler: “No permitas que parezca que viví en vano”. Fue con esta unión de trabajos como los dos hombres fueron capaces de revolucionar nuestra visión del cosmos.
Johannes Kepler
Kepler hizo mucho más que simplemente derivar matemáticamente la órbita elíptica de los planetas a partir de los datos observacionales de Marte de Tycho Brahe – esta primera ley se conoce como la Ley de las Elipses. También derivó la Ley de las Áreas Iguales y la Ley de la Armonía.
Segunda Ley de KeplerLa Ley de las Áreas Iguales simplemente afirma lo siguiente: Imagina que se dibuja una línea desde el centro del Sol al centro de un planeta que orbita el Sol. Si tal línea existiera, barrería áreas iguales en intervalos de tiempo iguales conforme el planeta viaja alrededor del Sol. Esta es la segunda ley de Kepler, y lo que supone esta ley es que cuanto más cerca está un planeta del Sol en su órbita, más rápido viaja. Y cuanto más alejado del Sol está, viaja más lento. La ilustración de la derecha te dará una mejor idea de lo que Kepler te cuenta.
La Ley de la Armonía o Ley Armónica, se enuncia así: El cuadrado del periodo orbital de un planeta es directamente proporcionar al cubo de su distancia media al Sol. Lo que supone la tercera ley es que cuanto mayor es la órbita de un planeta, más lento se moverá el planeta a lo largo de esa órbita, e inversamente, a una órbita menor, más rápido viajará. Se representa matemáticamente de la siguiente forma:
Tercera ley de Kepler
Kepler realmente se jugó el cuello con esta ley, dado que estaba haciendo una predicción para todos los cuerpos con órbitas elípticas de varios tamaños basándose únicamente en las observaciones de Marte realizadas por Tycho Brahe hacía más de una década. Era, como mucho, una extrapolación.
Galileo Galilei
Aunque a menudo se le atribuye su invención, Galileo no inventó el telescopio – en realidad había sido inventado por Hans Lippershey (1570-1619) en 1608. Pero, aunque no lo inventó, Galileo hizo un gran uso del telescopio y construyó un sólido conjunto de pruebas para apoyar el modelo Copernicano con sus observaciones. Cuando observó la Luna con su occiale (es decir, su telescopio) vio que, en contra de la visión aristotélica de que todos los objetos celestes eran lisos y perfectos, estaba cubierta con cráteres y montañas. Observó que el Sol tenía manchas, y que tampoco era perfecto. Pero tal vez el golpe más duro al sistema Aristotélico-Ptolemaico (geocéntrico) fueron las observaciones de Galileo de las fases de Venus y el descubrimiento de cuatro de las lunas de Júpiter. Galileo publicó sus observaciones en su libro Sidereus Nuncius (El mensajero de las estrellas) el 12 de marzo de 1610. En 1611, Johannes Kepler, con quien Galileo había tenido correspondencia durante algún tiempo, dio apoyo a las observaciones de Galileo.
La contribución de Galileo a nuestro conocimiento del universo no está confinada a sus observaciones astronómicas. Sus experimentos con objetos en caída aumentaron nuestra comprensión de la gravedad. Fue, de hecho, Galileo el primero en darse cuenta de que había una fuerza externa que causaba que los objetos cayeran hacia la Tierra y de que todos los objetos, en caída libre, aceleraban al mismo ritmo. Estas ideas fueron desarrolladas más tarde por Sir Isaac Newton en su Ley de la Gravitación Universal. Galileo también fue el primero en lograr una visión de la inercia, un visión que más tarde llevaría a Newton a formular su primera ley del movimiento.
Sir Isaac Newton (1642-1727)
Isaac NewtonEn 1669, a la edad de 27 años, Sir Isaac Newton se convirtió en Profesor Lucasian de Matemáticas en la Universidad de Cambridge – un puesto ostentado por otros dieciséis hombres – uno de los cuales es el físico teórico británico, Stephen Hawking. En 1672, Newton fue seleccionado por la Royal Society y se convirtió en su presidente en 1703. Incluidos entre los muchos logros de Newton, están sus trabajos pioneros en el campo de la óptica (su libro Opticks se publicó en 1704), la invención del telescopio reflector Newtoniano y el co-descubrimiento del cálculo. Pero, por lo que Newton es, tal vez, más famoso es por sus tres leyes del movimiento y la Ley de la Gravitación Universal, que están contenidas en su trabajo original Philosophiae Naturalis Principia Mathematica, publicado en 1687.
Las tres leyes del movimiento de Newton
  • Primera Ley: La primera ley del movimiento de Newton afirma que un cuerpo en reposo permanecerá en reposo, o un cuerpo en movimiento seguirá en movimiento, en linea recta, a menos que una fuerza actúe sobre él. La primera ley también se conoce como inercia, o en otras palabras, la resistencia de un cuerpo a cambiar de velocidad o dirección de movimiento. Fue Galileo el primero en darse cuenta de que no era necesaria una fuerza para mantener a un cuerpo moviéndose a velocidad constante, y que un cuerpo en movimiento seguiría moviéndose en línea recta a una velocidad constante, a menos que actúe sobre él una fuerza, por ejemplo, la fricción o la resistencia del aire.
  • Segunda Ley: La segunda ley de Newton trata sobre la aceleración de un cuerpo. La Segunda Ley puede enunciarse como sigue: El ritmo de cambio en el momento lineal de un cuerpo es proporcionarl a la fuerza aplicada sobre el cuerpo, y la aceleración será en la misma dirección que la fuerza aplicada, es decir F = d(mv)/dt = m(dv/dt) = ma.
  • Tercera Ley: La tercera ley de Newton se enuncia normalmente como sigue: Por cada acción existe una reacción igual y opuesta. Es la tercera ley la que hace posible que los cohetes puedan lanzarse al espacio.
Aplicando estas tres leyes del movimiento a las leyes del movimiento planetario de Kepler, Newton fue capaz de derivar su Ley de la Gravitación Universal.
La Ley de la Gravitación Universal de Newton
Las tres leyes de Kepler sobre el movimiento de los planetas hicieron un buen trabajo al describir el movimiento de los mismos en nuestro Sistema Solar, pero no ofrecían una explicación a por qué los planetas se comportaban de la forma en que lo hacían. La Ley de la Gravitación Universal de Newton, por otra parte, sí lo hace. Aplicando sus propias leyes del movimiento a las leyes de Kepler sobre el movimiento planetario, Newton fue capaz de formular su ley de la gravitación, que puede enunciarse como sigue: La fuerza de atracción entre dos cuerpos es proporcional al producto de sus masas e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia que los separa, o:
Ley de la Gravitación Universal
donde G es la constante gravitatoria (G = 6,670 × 10-11 newton-M2 /kg2). Lo que todo esto significa en castellano es que el poder de la fuerza gravitatoria entre dos objetos depende tanto de la masa de los objetos como de la distancia entre ellos. Cuanto más masivo es un objeto, más fuerte será su campo gravitatorio. Y cuanto más cerca están entre sí los objetos, más fuerte será el tirón gravitatorio entre ellos. Inversamente, la fuerza gravitatoria entre objetos decrece con el cuadrado del incremento de distancia entre ellos, por ejemplo, si se duplica la distancia entre dos objetos, entonces la fuerza de la gravedad decrecerá en 1/4; si la distancia se triplica, la fuerza de la gravedad se hará 1/9 y así sucesivamente. La ley de la gravitación de Newton es, tal vez, una de las expresiones más elocuentes de la ley del cuadrado inverso. Newton mantuvo que la fuerza gravitatoria que ejercía un cuerpo actuaba como si la masa del cuerpo se concentrase en el centro del mismo.
La ley de la gravitación de Newton fue capaz de explicar cosas que habían sido un misterio, tales como por qué las cosas no salen volando de una Tierra que ésta girando. La Ley de la Gravitación Universal de Newton aún se mantiene bastante bien para la mayor parte de circunstancias, y permaneció sin cambios hasta que Albert Einstein publicó su Teoría de la Relatividad General en 1915, en la cual la gravedad se define como la curvatura del espacio-tiempo.
El problema de la órbita de Mercurio
Ni las leyes del movimiento planetario de Kepler ni la Ley de la Gravitación Universal de Newton pudieron tener en cuenta la precesión de la órbita de Mercurio. De acuerdo con Newton, debido a la influencia gravitatoria del resto de planetas de nuestro Sistema Solar, el perihelio de Mercurio – siendo el perihelio el punto de la órbita de un planeta en la que está más cerca del Sol – tendría una precesión de 531 segundos de arco por siglo. Pero, en realidad, la precesión del perihelio de Mercurio es de 574 segundos de arco por siglo, una discrepancia de 43 segundos de arco.
No fue hasta la Teoría de la Relatividad General de Einstein cuando se explicó finalmente la discrepancia. De acuerdo con la teoría de Einstein, un objeto masivo, como el Sol, curva el espacio a su alrededor y por tanto crea una bolsa o pozo gravitatorio en el espacio que lo rodea. Debido a que el espacio está curvado alrededor del Sol, la distancia que los planetas tienen que viajar es mayor que si el espacio fuese plano – como sucedería en el modelo Newtoniano, y por tanto, los planetas necesitan un poco más de tiempo para viajar de un punto de su órbita a otro. Y, dado que Mercurio está tan cerca del Sol, donde la curvatura del espacio es mucho mayor, la diferencia entre la predicción de Newton y el índice real de precesión es bastante aparente.
Permíteme terminar diciendo que, incluso aunque nosotros, al menos un 1% de nosotros, podamos tener una mejor comprensión del funcionamiento de la gravedad que nuestros ancestros “cromagnones” que arrojaban lanzas, aún no tenemos un verdadero conocimiento de la misma. Y tal y como van las cosas, no estoy seguro de que alguna vez la tengamos.
Cuando Sir Isaac Newton formuló su Ley de la Gravitación Universal, ni siquiera intentó ofrecer una explicación a qué podría ser la gravedad, lo que aún sorprende a muchos físicos actualmente. Newton ni siquiera se preocupó por la estabilidad dinámica de nuestro Sistema Solar, plenamente consciente de los problemas de perturbaciones de marea inherentes al mismo. Simplemente atribuyó la estabilidad de nuestro Sistema Solar al dominio de lo divino.
No fue hasta que se publicó el quinto volumen de Pierre-Simon, marqués de Laplace del tratado de mecánica celeste, Méchanique céleste, cuando se abordó la resolución de los problemas de perturbaciones de marea en nuestro Sistema Solar de un modo completo.
Hay una divertida anécdota sobre una discusión entre Napoleón Bonaparte y Laplace. De acuerdo al registro de Rouse Ball, Napoleón había escuchado que no había ninguna mención a Dios en el trabajo de Laplace. Cuando Napoleón hizo notar a Laplace: “M. Laplace, me dicen que ha escrito este gran libro sobre el sistema del universo, y no ha mencionado a nuestro Creador”. A lo cual Laplace respondió: “No tuve necesidad de tal hipótesis”. A Napoleón le hizo realmente mucha gracia la respuesta de Laplace.

Fuente: cienciakanija.com
Escrito por Kanijo en Fí­sica, Historia
Autor: Eric Diaz
Fecha Original: 7 de febrero de 2010
Enlace Original

Energía oscura, el Principio Holográfico y el IPMU



Nota de Ciencia Kanija: Este artículo se publica como complemento al artículo de Tommaso Dorigo titulado El misterio de la energía oscura: ¿Resuelto?. Paul Frampton defiende y explica su teoría en The Frame Reference, blog mantenido por el también físico teórico Lubos Motl.
 
La solución a la energía oscura, que mucha gente, incluyéndome a mi mismo, había esperado que llevase a unas nuevas leyes de la física, de la misma forma que lo hizo el éter con la relatividad y, finalmente con la mecánica cuántica en el siglo XX, lleva sin embargo a una interesante reinterpretación de las leyes de la física conocidas, especialmente del trabajo de Newton y Einstein sobre la gravedad.

El tema central de mi trabajo en cosmología, desde hace cinco años, y en cierto sentido, desde hace cuarenta y cinco, es la entropía. Algunos de los pensadores más profundos del mundo afirman que no comprenden la entropía, lo cual puede ser una forma educada de decir que creen que el concepto de la entropía del universo visible, es basura. No estoy de acuerdo, y en lugar de esto afirmo que la entropía del universo visible es útil. Mi actual idea, basada en un trabajo realizado desde el 6 de febrero y sobre el que aún no he escrito, es que el trabajo de Boltzmann en 1872 es tan increíblemente importante, que su nombre debería estar colocado junto al de Newton y Einstein como los mejores en la física. La idea de Boltzmann era que la entropía (desorden) definida por primera vez por Clausius en 1865, y como concepto estadístico, generalmente se mantiene igual o se incrementa. Esta es la segunda ley de la termodinámica. Debido a que esta “ley” puede violarse, no fue inmediatamente aceptada 1872-1906 ni por físicos (Maxwell) ni por matemáticos (Poincaré) y llevó a la trágica muerte por suicidio de Boltzmann.
Mi solución a la energía oscura procede de Hirosi Ooguri, profesor de Caltech, que me habló el 4 de febrero sobre unas charlas de Dam Son en Tokio el 6 de febrero. Las charlas de Son, sobre el principio holográfico, que no sólo se aplican a la cosmología, sino a las colisiones de iones pesados y a la ecuación de Navier-Stokes, estuvieron a un nivel tan alto y fueron tan inspiradoras, que me di cuenta de que el universo visible es un agujero negro, y entonces usé una conocida ecuación, conocida como temperatura PBH. Pienso que los tres artículos que dan nombre a la PBH son igualmente importantes, y por tanto este logro es más un acrónimo que un epónimo. El segundo paso, y final, fue usar el igualmente conocido acrónimo de la aceleración FDU. En realidad, estaba trabajando en una cosmología cíclica, como aún sigo haciendo, y mediante el estudio del universo observable como una esfera bien definida de radio de 48 000 millones de años luz, me di cuenta de que el ritmo acelerado de expansión del universo es el resultado directo de un universo visible que es un un agujero negro.
El hecho de que vivamos dentro de un agujero negro no tiene que causar pánico, como en la emisión de radio de 1938 de “La Guerra de los Mundos”, que sonaba a noticias de una invasión marciana. Es divertido señalar que, cuanto mayor es un agujero negro, menos amenazador se vuelve. Aquel en el que vivimos es realmente grande, 48 000 millones de años luz de radio. Eso es aproximadamente cien mil millones de billones de kilómetros. Es un agujero negro extremadamente grande y acogedor.
El principio holográfico, que es mi suposición básica al resolver el problema de la energía oscura, implica que el mundo tridimensional que percibimos es simplemente una ilusión y que realmente es en gran parte bidimensional. Esto, no sólo es un problema de alcance para el público general. Está tan cerca del los límites del conocimiento humano, que incluso los físicos profesionales no comprenden por completo este surgimiento, de una o más dimensiones espaciales, y es una gran fuente de nuestra actual excitación intelectual.
Un problema más importante que el de la energía oscura es la construcción de un universo cíclico. Aquí empezamos con Baum en 2007 (Physical Review Letters). El tema de la ciclicidad se ve amenazado por las leyes de la termodinámica de forma directa, y las nuevas pistas parecen ser cruciales. Aunque creo que Lubos quería que me centrara en la descripción de la solución a la energía oscura.
En mi discusión sobre la Teoría de Cuerdas, tengo que mencionar a dos de sus practicantes más destacados, el genial y ya fallecido Joel Scherk (1946-1980) y John Schwarz, el teórico responsable de la supervivencia de la Teoría de Cuerdas como línea de investigación. (El teórico japonés, Tamiaki Yoneya, hizo un importante análisis relacionado). Es fascinante cómo mi solución al problema de la energía oscura se relaciona con la Teoría de Cuerdas y, en particular, la profunda e influyente sugerencia de 1974 de Scherk y Schwarz sobre que la Teoría de Cuerdas debía reinterpretarse, no como una teoría de colisiones de hadrones como sugirió originalmente Veneziano en 1968, sino como una Teoría de la Gravedad.
Al escribir el nombre de Joel Scherk, vienen lágrimas a mis ojos debido a que lo conocí muy bien cuando éramos miembros del CERN, y era tanto una persona brillante intelectualmente como amable, profunda y gentil. En SPIRES se puede ver su trabajo, a la edad de treinta y cuatro años había acumulado diez mil citas. Me encontré la última vez con Scherk, en Tokio, en 1978 y parecía totalmente normal. En 1979, recibí desesperadas llamadas de amigos mutuos, y no comentaré nada más, excepto decir que su pérdida fue la de, potencialmente, uno de los grandes teóricos de mi generación.
Merece la pena escribir un párrafo sobre la relatividad general. Ésta sigue siendo tan válida como siempre, incluyendo las tres pruebas clásicas propuestas por Einstein: el perihelio de Mercurio, la curvatura de la luz alrededor del Sol, y el desplazamiento de frecuencia Pound-Rebka, de la luz que cae, confirmado en Harvard, en la “Torre Pound” del Laboratorio Jefferson. Mi colega Robert Pound falleció la semana pasada. La predicción de las ondas graviatorias de las ecuaciones de Einstein sigue siendo un fenómeno clásico, ya confirmado de forma indirecta por el púlsar binario Taylor-Hulse y que ahora espera la detección experimental directa.
Simplemente se me ocurrió que la solución a la energía oscura, no usara la Teoría de Cuerdas.
Un punto crucial y sutil es el del papel del gravitón, sobre el cual creo que mi trabajo tiene algo de decir. De hecho, debo decir que el gravitón es innecesario, aunque puede que esté ahí. Sin entrar en mucha pedagogía, debo volver atrás para darme cuenta de que Maxwell en 1865 predijo las ondas EM, que fueron detectadas por Hertz, en 1887. Eso es un clásico. El fotón se identificó por primera vez por parte de Einstein en 1905, cuestionado hasta 1922 por Bohr en una extraña parte de su charla del Nobel, y más tarde demostrada su existencia por Compton en 1923. El hecho de las ondas gravitatorias no implica, en mi opinión, la existencia de un gravitón.
He discutido acerca de la energía oscura y del principio holográfico. Ahora un párrafo sobre el IPMU, que es el Instituto para Física y Matemáticas del Universo en la Universidad de Tokio, que empezó en octubre de 2007 y, tras apenas treinta meses, es uno de los lugares más apasionantes del mundo para realizar investigaciones en física, o matemáticas, o su interrrelación. Este pequeño milagro se debe a tres japoneses. El primero es Nakagawa san, Vice-Ministro. El segundo es Hamada san, Presidente de la Universidad de Tokio, que se mostró muy receptivo al IPMU. El tercero es el director del IPMU, Murayama san, con una combinación de visión intelectual y aptitudes políticas.

Fuente: cienciakanija.com

Autor: Paul Frampton para The Reference Frame, blog de Lubos Motl
Fecha Original: 18 de abril de 2010
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domingo, 18 de abril de 2010

El hombre que descubrió los quarks y dio sentido al universo


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Murray Gell-Mann tuvo un impactante éxito con las partículas, notorias fricciones con Feynman, y una oportunidad perdida con Einstein.

No es casualidad que el quark – el elemento constituyente de protones y neutrones, y por ende, de tí y de mí y de todo lo que nos rodea – tenga un nombre tan extraño y encantador. El físico que lo descubrió, Murray Gell-Mann, ama las palabras tanto como la física. Es conocido por corregir la pronunciación de un extraño de su último apellido (lo que no siempre funciona) y es más que feliz dando nombres a objetos o ideas que no lo tienen todavía. Así llegó la palabra quark para su más famoso descubrimiento. Suena como “kwork” y tomó su pronunciación de un caprichoso poema de la obra Finnegans Wake de James Joyce. Este término altamente científico es inteligente, chistoso y bronco al mismo tiempo, como el hombre que lo acuñó.
La obsesión de Gell-Mann con las palabras viene de su juventud, cuando su fascinación con la lingüística, la historia natural, y la arqueología le ayudó a entender la diversidad del mundo. El nativo neoyorquino se saltó tres cursos en la escuela elemental, y entró en la universidad antes. Después de estar entre la Universidad de Yale y el Instituto Tecnológico de Masachussets (MIT en inglés), Gell-Mann tenía tan sólo 21 años cuando comenzó su postdoctorado en el Instituto de Estudios Avanzados en Princeton, Nueva Jersey, cuando Albert Einstein todavía paseaba por el campus. Más tarde, trabajó con Enrico Fermi en la Universidad de Chicago, y debatió apasionadamente con el conocido físico Richard Feynman durante sus muchos años en el Instituto Tecnológico de California (Caltech). Fue cuando estaba en Caltech cuando Gell-Mann ayudó a sentar las bases de nuestro conocimiento de los componentes que constituyen la materia. Esbozó un esquema de las partículas subatómicas que él llamó la vía del octeto. En ese momento, los físicos entendieron que los átomos estaban hechos de protones y neutrones, pero también habían encontrado que éstos tenían muchas otras misteriosas partículas. “La vía del octeto” dio sentido a la desconcertante mezcla, encontrando en este esquema partículas que nunca habían sido siquiera imaginadas. El trabajo fue tan importante que le valió el Premio Nobel en 1969.
En 1985 Gell-Mann persiguió su sueño de trabajar en otros campos co-fundando el Instituto de Santa Fe, una organización donde se alentaba a los científicos a ser mustidisciplinares. Situado en lo alto de una colina en el desierto de Nuevo México, rodeado por álamos y vetas de cuarzo rosa, el instituto es un lugar donde un ornitólogo puede intercambiar datos con un politólogo mientras escribe ecuaciones en una ventana debido a la falta de lápiz y papel. Con su diseño geométrico, sus muros coloreados brillantemente, abundantes senderos alrededor, y un generoso surtidor de caramelos en la cocina, el Instituto de Santa Fe parece como un área de juegos para científicos.
Susan Kruglinski, editora de la revista DISCOVER, se sentó recientemente con Gell-Mann en los sillones de cuero de la librería del instituto para hablar sobre lo que es haber vivido la historia de la física moderna.
Usted es principalmente conocido por ser el descubridor del quark, una de las partículas fundamentales que constituyen el universo, pero durante años, muchos de sus colegas no estaban convencidos de que los quarks existieran. ¿Por qué no?
No puedes verlos directamente. Tienen algunas propiedades inusuales, y eso es por lo que fue difícil para la gente creer en ellos al principio. Y muchos no creyeron. Mucha gente pensó que estaba loco. Los quarks están permanentemente atrapados dentro de otras partículas como protones y neutrones. No puedes aislarlos para estudiarlos individualmente. Así que son un poco peculiares en ese aspecto.
¿Cómo debería visualizar los quarks alguien que no es físico? ¿Como pequeñas esferas atrapadas dentro de los átomos?
Bueno, en la física clásica podrías imaginar un quark como un punto. En mecánica cuántica un quark no es exactamente un punto; es un objeto bastante flexible. Algunas veces se comporta como un punto, pero puede extenderse un poco. A veces se comporta como una onda.
Cuando la gente pinta las partículas chocando en un colisionador de partículas, ¿qué deberían imaginar? ¿No es como un choque de bolas de billar, verdad?
Depende de las circunstancias. A muy altas energías, dos partículas que colisionan no rebotan, sino que crean un gran número de partículas. Podrías tener todo tipo de restos en todas las direcciones – las colisiones serían un poco más como esto último.
Entonces, ¿sería como colisionar una manzana y una naranja y obtener plátanos?
No, no, no. Pequeñas partes de todo tipo de cosas. Obtener un puñado de pequeños trozos de manzana y naranja, pero también trozos de plátanos y anti-plátanos, uvas, etc.
¿Cuántos tipos de partículas elementales hay?
Tenemos el llamado Modelo Estándar, que está basado en cerca de 60 partículas, pero puede haber muchas más. Ésas son las que podemos detectar, de baja energía.
En la década de 1960 y 1970 podía considerarse la época dorada de la física de partículas, cuando muchas de éstas – y no sólo las elementales – estaban siendo descubiertas. ¿Podría hablar un poco sobre los sucesos que le llevaron al descubrimiento del quark?
Eso fue muy dramático para mí. Había estado trabajando durante años en las propiedades de partículas que participaban en la interacción nuclear fuerte. Ésta es la interacción responsable de mantener unido el núcleo del átomo. La familia de dichas partículas incluye neutrones y protones, que son las más familiares. Pero entonces, decenas, docenas, centenas de otras partículas estaban siendo descubiertas en experimentos en los que los protones colisionaban con otros en aceleradores de partículas. Había muchos estados de energía en los que veíamos “parecidos” con los protones y los neutrones.
¿Son esas partículas similares a protones y neutrones pero no existen normalmente en la naturaleza?
Están producidas en una colisión de partículas en un acelerador, y se desintegran tras un corto período de tiempo. Una partícula que predije, la omega-menos, puede desintegrarse en un pión neutral y un chi-menos, y luego el pión se desintegra en dos fotones, y el chi-menos en un pión negativo y un lambda. Y entonces el lambda se desintegra en un pión negativo y un protón. El interior del Sol tiene una temperatura muy alta, pero esa temperatura no es lo suficientemente alta como para producir todas esas partículas.
¿Existen todas esas partículas exóticas fuera de los experimentos de física?
Existieron justo después del Big Bang, cuando la temperatura era increíblemente alta. Y tambien existen en sucesos de rayos cósmicos. Los propios rayos cósmicos son sobre todo protones, pero cuando chocan con un núcleo atómico en la atmósfera terrestre, se producen estas partículas.]
Pero cuando predijo el quark en 1964, se dio cuenta de que no era simplemente otra partícula más, ¿verdad?
Exacto. Mirando la tabla de las partículas conocidas y los datos experimentales, estaba claro que el neutrón y el protón podían estar hechos de tres partícula con cargas eléctricas fraccionales, que llamé quarks. [Hasta entonces todas las partículas conocidas tenían cargas eléctricas múltiplos de la carga del protón.] Los quarks estaban permanentemente confinados dentro del neutrón y del protón, no pudiéndolos sacar fuera para examinarlos individualmente. El neutrón y el protón no fueron considerados nunca más elementales. No fué algo difícil de deducir. Lo que fué difícil, fue creerlo, porque nadie había oído hablar del protón y del neutrón como partículas compuestas. Nadie había oído hablar de las cargas fraccionarias. Nadie había oído hablar de partículas confinadas permanentemente dentro de partículas observables  e inaccesibles directamente.
Con el tiempo, los físicos parecen encontrar más y más partículas. ¿Podría haber un número infinito de ellas?
Todos los teóricos creemos en la simplicidad. La simplicidad siempre ha sido una guía fiable en la teoría de la física fundamental. Pero la simplicidad puede no residir en el número de partículas nombradas. Puede ser que la teoría, expresada simplemente, dé lugar a un gran número de partículas. Las partículas podrían ser cada vez más, pero tú solo detectas aquellas que son suficientemente ligeras como para ser importantes en nuestros experimentos.
Ahora los investigadores están poniendo muchas esperanzas en encontrar otro conjunto de partículas predichas en los experimentos del LHC. ¿Crees que ésto traerá algo de claridad?
Bien, esto es otra posibilidad, que ellos encuentren algunos fenómenos inesperados. Nos molestaría si ellos encontraran algo completamente nuevo, totalmente místico, pero es lo que sería más emocionante.
Usted fue considerado como un prodigio de las matemáticas de niño, pero, las matemáticas no fueron su única pasión, ¿no?
Recuerdo que cuando tenía alrededor de cinco años, miraba los libros de mi padre. Él había tenido una gran biblioteca. Y cuando los malos tiempos nos golpearon – la depresión – se tuvo que deshacer de ellos cuando nos mudamos a un pequeño apartamento. Tuvo que deshacerse también de los muebles. Ni siquiera pudo venderlos. Tuvo que pagar para que se los llevaran. Pagó cinco dolares para que se llevaran la biblioteca. Doloroso. Pero tenía todavía algunos libros, unos 50. Uno de ellos era un libro sobre la etimología de palabras inglesas procedentes del griego y del latín.  Así que yo aprendí todas esas raíces griegas y latinas y cómo acabaron formando las palabras inglesas. Era emocionante. Encendió mi pasión por la etimología,  y la he amado desde entonces.
Yo también era bueno en matemáticas. De hecho, las amaba, amaba estudiarlas, amaba usarlas. Amaba la historia. Estaba particularmente enamorado de la arqueología y la lingüística. Y podía discutir cualquier cosa con mi hermano – arqueología, etimología, de todo. Él nunca hizo nada con eso, pero era muy muy inteligente y tenía muchos conocimientos sobre todo tipo de cosas. Era un apasionado de los pájaros y otras criaturas vivientes. No de los principios científicos de la ornitología, sino simplemente de observar los pájaros e identificarlos, de conocer dónde habitaban, y de qué tipo de nidos tenían, y qué canto tenían. Ir con él en un viaje de pájaros fue lo mejor – lo mejor – que hice durante esos años. Mi hermano me enseñó a leer en un caja de cereales cuando tenía 3 años.
Cuando iba a la universidad, estaba interesado en estudiar arqueología, historia natural, o lingüística, pero su padre quería que ganase dinero como ingeniero.
Yo dije que mejor ser pobre o morir antes que ser ingeniero, porque no sería un buen ingeniero. Si diseñara algo, se caería abajo. Cuando fui admitido en Yale, hice un test de aptitud, y cuando el consejero me dió los resultados del examen, dijo: “Tú puedes ser un montón de cosas diferentes. Pero no seas ingeniero”.
Entonces, ¿cómo terminó en física?
Después de que mi padre dejara de intentarlo con la ingeniería, dijo, “¿Qué tal un término medio, física? Relatividad general, mecánica cuántica, te encantará”. Pensé en seguir el consejo de mi padre e intentarlo. No sé por qué. No le hice caso nunca en otras cosas. Me dijo cómo de bonita sería la física si me ponía con ella, y esa idea de belleza me impresionó. Mi padre estudió esas cosas. Era un gran admirador de Einstein. Él se encerraba en su habitación para estudiar relatividad general. Nunca la entendió realmente. Mi opinión es que tienes que despreciar algo para llegar a ser bueno en ello.
¿Por qué?
Si lo admiras suficientemente, tendrás miedo de ello, y nunca lo aprenderás. Mi padre pensó que debía ser muy difícil, y llevaría años entenderlo, y sólo poca gente podría entenderlo, y todo así. Pero tuvo un profesor maravilloso en Yale, Henry Margenau, que tomó la actitud opuesta. Pensó que la relatividad era para todo el mundo. Simplemente, aprende sus matemáticas. Él hubiera dicho, “prepararemos las matemáticas el martes y el jueves, y estudiaremos relatividad el sabado y el próximo martes”. Y tenía razón. No es para tanto.
Ha conocido a algunos de los más grandes físicos de la historia. ¿A quién pondrías en lo más alto?
No pongo habitualmente a la gente en pedestales, especialmente físicos. Feynman [quien ganó el premio nobel en 1965 por su trabajo en física de partículas] era muy bueno, aunque no tanto como él pensaba que era. Estaba demasiado absorto en sí mismo y gastó mucha energía creando anécdotas de sí mismo. Fermi [quien desarrolló el primer reactor nuclear] era bueno, pero de nuevo, con limitaciones – cada cierto tiempo estaba equivocado. No conocí a nadie sin algunas limitaciones en mi campo de la física teórica.
Entonces, ¿entendió cómo de especial era la gente que le rodeaba?
No. Crecí pensando que la gente anterior era la especial. Incluso conociendo a muchos de ellos. No conocí a Erwin Schrödinger [un pionero de la mecánica cuántica]; pasé por alto una oportunidad de conocerlo por alguna razón. Pero conocí a Werner Heisenberg muy bien. Él fue uno de los descubridores de la mecánica cuántica, que es uno de los grandes logros de la mente humana. Pero, para cuando yo lo conocí, aunque no era demasiado viejo, era bastante excéntrico.
¿En qué sentido?
Decía muchos sinsentidos. Tenia cosas que él llamaba teorías que en realidad no lo eran; eran algarabías. Su meta era encontrar una teoría unificada de todas las partículas y las fuerzas. Trabajó en una ecuación, pero la ecuación no tenía ningún sentido práctico. Era imposible trabajar con ella. No había soluciones. Era un sinsentido. De todos modos, fue interesante que Wolfgang Pauli [descubridor del principio de exclusión], que no se metió en locuras – al menos, no en física – trabajase con Heisenberg en su ecuación durante un tiempo. Él aceptó unirse al programa de Heisenberg.
Pero cuando Pauli llegó a Estados Unidos, donde varias personas trabajaron en sus resultados – incluyendo a Dick Feynman y a mi, muchos de nosotros hablamos con Pauli y le dijimos: “Mira, no deberías asociarte con esto. Es basura, y tienes que considerar tu reputación”. Pauli estuvo de acuerdo, y escribió una carta a Heisenberg diciendo algo así: “Lo dejo. Esto no tiene sentido. Aquí no hay nada. Retira mi nombre”. En otra carta, Pauli dibujó un rectángulo en la página y a su lado escribió: “Esto es para mostrar al mundo que puedo pintar como Tiziano, sólo faltan algunos detalles técnicos. W. Pauli”. En otras palabras, Heisenberg había proporcionado sólo un marco sin ningún dibujo. Conocí a Pauli muy bien. Conocí a Paul Dirac [otro fundador de la mecánica cuántica]. Era una persona muy excéntrica.
Por supuesto conocí a esas personas cuando ya eran mayores, no cuando eran jóvenes y llevaban sus actividades más importantes. Pero las conocí. Y ésos fueron los que se suponía que teníamos que admirar. No pensaba que las personas alrededor mío fueran a ser tan especiales. Supongo, mirando atrás en el tiempo, que parece una época emocionante.
Hay una gran diferencia, no obstante, que señaló mi profesor Victor Weiskopf. Y es que las personas que estaban trabajando con las consecuencias de la mecánica cuántica, poco después de que ésta fuera descubierta en 1924  y 1925, empezaron a entender cómo los átomos y las moléculas funcionaban, y realizaron preguntas elementales acerca del mundo que incluso la gente común podría preguntar. Por ejemplo, Victor solía decir, una pregunta es: ¿por qué no puedo traspasar un dedo con otro apretando sobre el primero? Bien, eso es en última instancia consecuencia del principio de exclusión [que establece que dos partículas no pueden ocupar el mismo espacio al mismo tiempo. (Bueno, en realidad esto vendría a ser con los fermiones, pero bueno)] Y así sucesivamente. Mientras que ahora tienes que ser sofisticado incluso para hacer las preguntas que estamos respondiendo.
Una de sus más conocidas interacciones fue con Richard Feynman en Caltech. ¿Cómo fue?
Tuvimos los despachos juntos durante 33 años. Yo estaba muy, muy entusiasmado con Feynman cuando llegué a Caltech. Me tomó para trabajar con él, y pensé que era increíble. Disfruté mucho trabajando con él. Era muy gracioso, divertido, brillante.
¿Qué hay de las historias de que tuvieron grandes problemas?
Ah, discutíamos todo el tiempo. Cuando teníamos una charla amigable, discutíamos. Y después, cuando estaba menos entusiasmado con él, también discutíamos. En cierto momento él estaba haciendo un muy buen trabajo – no muy profundo, pero muy importante – sobre la estructura de los protones y los neutrones. En ese trabajo, él se refirió a los quarks, antiquarks, y gluones, de los que aquellos estaban hechos, pero no los llamó quarks, antiquarks, y gluones. Los llamó “partones”, que es una palabra mitad latina, mitad griega, una palabra estúpida. Partones. Él dijo que no le importaba lo que fueran, así que creó un nombre para ellos. Pero ésto es lo que eran: quarks, antiquarks, y gluones, y él podía haber dicho éso. Y luego la gente se dió cuenta de que eran quarks, y entonces, tenías el modelo “quark-partón”. Finalmente, construímos la teoría correcta, llamada cromodinámica cuántica [QCD], que yo nombré. [QCD describe las interacciones entre los quarks y los gluones, que mantienen a los quarks unidos.] Y Feynman no lo creyó.
¿No creyó que la teoría fuese correcta?
No. Él tenía otro esquema basada en sus partones. Finalmente, después de dos años, desistió porque era muy brillante y se dio cuenta después de un tiempo de que habíamos acertado. Pero se resistió, y yo no entendí por qué tenía que ser así. Partones…
Feynman era un excéntrico reconocido. ¿Hicieron algo extraño juntos?
Hicimos un montón de cosas divertidas. Uno de sus amigos era un anciano pintor armeno. Mi segunda mujer Margaret y yo éramos también sus amigos. Él tuvo algún cumpleaños importante, y Margaret y yo tuvimos la idea de regalarle un pavo real. Y conspiramos con Feynman para hacerlo. Llamaron su atención mientras Margaret y yo sacábamos el pavo real del coche y lo poníamos en su dormitorio. ¡Un pavo real en su cama! Es una maravillosa forma de dar a alguien un regalo.
¿Le pareció extraño que Feynman se convirtiera en un personaje famoso?
Feynman era peculiar porque era muy brillante, pero también era un payaso. A veces, él era más un payaso que un científico.
Pero usted y Feynman podían tener conversaciones profundas sobre física. Se complementan bien, ¿no?
Durante algunos años, y luego me enfadé con él. Había comenzado a mirarse demasiado a sí mismo. Todo era una prueba de su brillantez. Así que si de alguna discusión, llegábamos a alguna conclusión interesante, su interpretación era, “Hey, chico, soy inteligente”. Y éso molesta, así que después de unos años, no trabajé con él.
Cuando piensa en gente como Feynman o Einstein u otros físicos legendarios, ¿piensa en ellos como en genios? ¿Existe algo así?
Einstein era muy especial – quiero decir, crear una teoría, la relatividad general [que describe la gravedad como un producto de la geometría del espacio y el tiempo]. Hacer eso ahora o 34 años antes sería llamativo, notable, un logro absolutamente notable. Pero hacerlo cuando lo hizo, en 1915, es simplemente increíble.
Cuando estuvo en el Instituto de Estudios Avanzados, Einstein también estaba allí, aunque estaba en el final de su vida. ¿Fue capaz de absorber algo de él?
Podía haberlo hecho. Podía haber concertado una reunión con su secretaria, la formidable Helen Dukas, y haber ido a hablar con él. Podía haberle preguntado cosas sobre los viejos tiempos. Si fuera hoy, lo haría. Pero lo que pude ver entonces, es que estaba pasado. No creía en la mecánica cuántica, no conocía las partículas que estábamos estudiando. Y no conocía otras cosas. Si le mostraba lo que estaba haciendo, no hubiera hecho nada con ello. Y si él me mostrara lo que estaba haciendo, yo no le creería. Así que no hice nada. Diría: “Hola. Buenos días”. Y él diría, “Buenos días.” Eso es todo.
¿En qué está trabajando ahora?
Junto con otras personas a lo largo del mundo, estoy buscando si pudiera haber alternativas para caracterizar matemáticamente la entropía, la medida del desorden de un sistema. Podría ser útil emplear fórmulas alternativas para estudiar diferentes circunstancias como mercados financieros o interacciones sociales. Puede que esto acabe convirtiéndose en una herramienta extremadamente flexible para tratar todo tipo de situaciones. Éso es lo que la gente espera. Otros piensan que es una locura.

Escrito por Osccar en Fí­sica
Fuente: cienciakanija.com 

Autor: Susan Kruglinski
Fecha Original: 17 de marzo de 2009
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viernes, 16 de abril de 2010

El misterio de la energía oscura: ¿Resuelto?

Agujero negro
Leo esta tarde con interés y excitación un ligero borrador en el servidor arxiv de Cornell. Aunque normalmente salto los artículos que tratan de temas de los que no sé mucho (cosmología), el título me sobresalta lo suficiente para abrirlo: “Solution to the Dark Energy Problem” (Solución al problema de la energía oscura)”.
Autor único, Paul Howard Frampton. Hmmm. Un pensamiento pasó por mi cabeza al principio. ¿Era éste el trabajo de un chiflado, introducido en arxiv mientras nadie miraba?
La respuesta provisional, antes de leer el texto, era “No”. El Profesor Frampton es un científico distinguido con un excelente registro, y aunque sé al menos de un científico distinguido que ha perdido la cabeza, éste no parece que sea el caso.
Pero espera. ¿Cuál era la fecha de publicación? ¿1 de Abril? (Día de los inocentes en el mundo anglosajón). No, 11 de Abril. Está bien, parecía que iba a tener que leer el artículo para averiguarlo.
Afortunadamente, el artículo sólo tiene 9 páginas, y contiene tan sólo 7 fórmulas – ¡ni siquiera difícil de entender! Para un artículo que dice resolver un problema tan duradero en la física y la cosmología contemporánea, tiene que ser un récord. Pero dejadme primero discutirlo, con la advertencia de que no soy un experto y mi opinión es tan buena como la vuestra.
El artículo
El artículo es extremadamente coloquial y simple de leer. El autor empieza con una breve descripción del problema de la expansión acelerada del universo. Este efecto nos acompaña desde 1998, cuando la comunidad científica reconoció que las estrellas lejanas productoras de explosiones de supernova de tipo-IA se alejaban más rápidamende de nosotros a distancias también mayores.
Las supernovas de tipo-IA son un tipo de “candelas estándar”, porque el mecanismo que las enciende garantiza que todas ellas tienen la misma luminosidad intrínseca: así que el estudio sistemático de éstas en galaxias distantes proporcionaba la estimación de la distancia a la que se encontraban las galaxias en las que residían con respecto a nosotros.
La evidencia para una aceleración acelerada del universo fue más tarde confirmada independientemente por otras observaciones. De esta forma uno puede dejarse llevar a la especulación de que una especie de “presión negativa” impregna el universo, provocando su expansión a un ritmo creciente (acelerado).  Esto es un añadido a las ecuaciones que gobiernan la expansión del universo. Frampton explica claramente cómo se puede resolver el problema añadiendo un término a la densidad de energía en la ecuación de Friedmann, al que se denomina energía oscura.
La segunda sección se titula “Solución al problema de la energía oscura“. Y como el planteamiento del problema en la sección anterior tenía cinco fórmulas, sólo nos quedan dos… Suficiente como para tensar los nervios de un teórico más allá de su punto de ruptura. Pero sigamos a Frampton. La sección dos tiene sólo dos páginas, así que podemos ser analíticos.
Frampton comienza con el principio holográfico: toda la información del universo está codificada en su superficie bidimensional. Si esto es así, podemos considerar el universo desde una perspectiva nueva.
Un parámetro dimensional importante en cosmología es el radio de Schwarzschild de un cuerpo: es el radio que constituye el horizonte de sucesos para un cuerpo de masa conocida. La mayoría de los cuerpos celestes tienen un radio de Schwarzschild mucho más pequeño que sus dimensiones: por ejemplo, el Sol tiene un radio de 800 000 kilómetros, mientras que su radio de Schwarzschild es de tan sólo 3 kilómetros. Cuando la proporción entre el radio físico es mucho mayor que 1, los objetos son muy diferentes de un agujero negro.
Por otro lado, si uno considera todo el universo visible, la masa visible es igual a 1023 masas solares. Su radio de Schwarzschild es por tanto de 30 000 millones de años luz, mientras que su radio físico es de 48 000 millones de años luz. ¡El universo no parece muy diferente de un agujero negro!.
Esta observación proporciona la pista a la solución de Frampton al problema de la energía oscura. De forma sencilla, puede escribirse una relación entre la temperatura en el horizonte de sucesos (la penúltima ecuación) y la aceleración (¡última ecuación!), y esto está de acuerdo con las medidas experimentales de la tasa de expansión del universo. Así, el aparente efecto de energía oscura puede ser interpretado como un efecto termodinámico de este agujero negro gigante.
Frampton discute los resultados en una sección aparte. Yo cito el enunciado más importante:
Mi resultado cuestiona casi todo el trabajo hecho en la gravedad cuántica, desde el descubrimiento de la mecánica cuántica. Ya que para la gravedad, no hay ya necesidad del gravitón.
En el caso de la teoría de cuerdas, la principal motivación para la profunda e histórica sugerencia hecha por Scherk and Schwarz de que la teoría de cuerdas sea reinterpretada, no como una teoría de la interacción nuclear fuerte, sino como una teoría de la interacción gravitatoria, vino de la aparición de forma natural de un gravitón sin masa en el sector de las cuerdas cerradas.
No estoy diciendo que la teoría de cuerdas haya muerto. Lo que estoy diciendo es que la teoría de cuerdas no puede ser una teoría fundamental de la interacción gravitatoria, ya que no hay ninguna interacción gravitatoria fundamental.
Confieso que mi entendimiento del cuadro completo es muy esquemático como para permitirme más que este resumen – sin perspectivas, extrapolaciones ni comentarios. Por lo poco que sé del asunto, no he encontrado fallos en el razonamiento descrito en el artículo. Entonces, antes de dejar el debate a los expertos, todo lo que puedo decir es que el concepto de una expansión acelerada guiada por una densidad de energía negativa siempre me ha parecido estirar las cosas demasiado, y nunca he creído en la explicación “oficial” de las evidencias cosmológicas que se han ido acumulando en los últimos doce años.
Estoy ansioso por leer más sobre este artículo en cualquier lugar. Añadiré enlaces aquí si encuentro algo que merezca ser leído.

Fuente: mundoastronomia 



Autor: Tommaso Dorigo
Fecha Original: 15 de abril de 2010
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jueves, 15 de abril de 2010

Cassini capta en vídeo rayos en Saturno

Los primeros registrados en imágenes fuera de la Tierra

La nave espacial Cassini de la NASA ha captado imágenes de rayos en Saturno. Las imágenes han permitido a los científicos crear la primera imagen en movimiento que muestra relámpagos fuera de la Tierra.

Después de esperar años para que Saturno atenuará su brillo lo suficiente para que las cámaras de la nave detectasen estallidos de luz, los científicos han sido capaces de tomar estas instantáneas, con una banda sonora que cuenta con el crepitar de las ondas de radio emitidas cuando un rayo se precipita.

"Esta es la primera vez que se toman conjuntamente los rayos visibles con los datos de radio", dijo Georg Fischer, científico del Instituto de Investigación Espacial de Graz, Austria. "Con la conjunción de la línea de datos visibles y de radio, sabemos con certeza que estamos ante fuertes tormentas eléctricas".

Las imágenes y los datos sugieren tormentas de radio muy potentes con el relámpago que se muestra tan brillante como el más brillante relámpago de la Tierra, según Andrew Ingersoll, del Instituto de Tecnología de California en Pasadena. "Lo interesante es que las tormentas son tan o más poderosas en Saturno que en la Tierra", dijo Ingersoll. "Pero ellos se presentan con menos frecuencia, por lo general sólo con evento en un momento dado, aunque puede durar meses", comentó.

Las primeras imágenes de los relámpagos fueron capturadas en agosto de 2009, durante una tormenta que abarcó entre enero y octubre de 2009 y duró más tiempo que cualquier otra tormenta de relámpagos observados en el Sistema Solar. Los resultados se describen en un un artículo aceptado para su publicación en la revista Geophysical Research Letters.

Para hacer un video, los científicos necesitaban más fotografías con brillantes rayos y fuertes señales de radio. Los datos fueron recogidos durante una tormenta corta posterior, que tuvo lugar entre noviembre y mediados de diciembre de 2009. Las secuencias se obtuvieron a lo largo de más de 16 minutos el 30 de noviembre de 2009. Los destellos duraron menos de un segundo. Las imágenes muestran una nube con más de 2.500 kilómetros de superficie y relámpagos que cubrieron una décima parte de esa zona. Los científicos usaron el ancho de los destellos para medir la profundidad de la iluminación debajo de las nubes.

La misión Voyager de la NASA, lanzada en 1977, había capturado las emisiones de radio de las tormentas en Saturno. Un cinturón alrededor del planeta donde la Cassini ha detectado emisiones de radio y luminosas. Sin embargo, no había podido obtener hasta ahora imágenes de relámpagos, especialmente porque el planeta es muy brillante y reflectante.

Fuente: europapress.es
MADRID, 15 Abr. (EUROPA PRESS) -

Descubren el comportamiento del núcleo de las estrellas de neutrones

Foto: IAC

Los astrónomos Wynn Ho y Craig Heinke, de la Universidad de Southampton (Reino Unido) y de la Universidad de Alberta (Canadá), respectivamente, han descubierto el comportamiento y las propiedades del interior de las estrellas de neutrones a través de los cambios de temperatura.
   Los científicos --que presentarán sus conclusiones en la Reunión Nacional de Astronomía RAS, que se celebra este jueves en la ciudad inglesa de Glasgow-- analizaron los resultados del Observatorio de Rayos X Chandra, dependiente de la NASA, que estudió la temperatura de la supernova Cassiopeia A entre 2000 y 2009.
   De este modo, fueron capaces de realizar un seguimiento constante en el tiempo por primera vez. "Chandra nos ha dado una instantánea de la temperatura de estas estrellas cada dos años durante la última década, y hemos observado un descenso en este periodo de alrededor de un tres por ciento", explicó el doctor Ho.
   Las estrellas de neutrones están compuestas principalmente por neutrones aplastados por la gravedad, que se comprimen a más de un millón de millones de veces. La explosión de la supernova Cassiopeia A, que probablemente se produjo alrededor de 1680, provocó el calentamiento de la estrella a temperaturas de billones de grados, aunque progresivamente se fue enfriando y descendió a una temperatura de dos millones de grados centígrados.
   "Las estrellas jóvenes emiten neutrinos de alta energía (partículas similares a los fotones), pero que son difíciles de detectar ya que no interactúan con la materia. Dado que la mayoría de los neutrinos se producen en el interior de la estrella, podemos utilizar los cambios de temperatura observados para investigar lo que está pasando en el núcleo de la estrella", indicó Ho.
   "La estructura de las estrellas de neutrones determina cómo se enfrían, por lo que este descubrimiento nos permitirá entender mejor las propiedades de las estrellas de neutrones. Las observaciones de las variaciones de temperatura permiten descartar algunos modelos y ofrecen ideas sobre la materia de estas estrellas", añadió.
   Inicialmente, el núcleo de las estrellas de neutrones se enfría más rápidamente que las capas externas. Sin embargo, después de cientos de años, se alcanza el equilibrio y toda la estrella se enfría a una velocidad uniforme. "Esperamos que con más observaciones  seamos capaces de explicar lo que está sucediendo en el interior de las estrellas con mucho más detalle", vaticinó el doctor Ho.

Fuente:  europapress.es
MADRID, 15 Abr. (EUROPA PRESS) -

El plomo español de un barco romano servirá para detectar neutrinos

Recuperación de lingotes de plomo en un pecio romano de hace 2.000 años en aguas de Cerdeña.- NUOVO SAGGIATORE/SOCIETÀ ITALIANA DI FISICA BOLOGNA

Tras permanecer 2.000 años en el agua, el metal ha perdido su radiactividad 

 Los científicos italianos embarcados en la física de partículas más avanzada se van a servir de lingotes de plomo de 2.000 años de antigüedad para sus experimentos a la caza de neutrinos. El Instituto Nacional de Física Nuclear de Italia ha recibido los lingotes, recuperados de un barco romano procedente de Cartagena que se hundió en el costa de Cerdeña, que utilizará para construir un escudo en su experimento CUORE, diseñado para estudiar los neutrinos y medir directamente su masa.

 Lingote de plomo de hace 2.000 años fabricado en España.- NUOVO SAGGIATORE/SOCIETÀ ITALIANA DI FISICA BOLOGNA

Tras 2.000 años en el fondo marino, este plomo se utilizará en el laboratorio Gran Sasso, a 1.400 metros bajo los Apeninos.
Al permanecer tanto tiempo en el agua, se ha reducido unas 100.000 veces la ya baja radiactividad natural del plomo, presente en uno de sus isótopos, el plomo 210, informa el instituto. El periodo de semidesintegración de este isótopo es de sólo 22 años, por lo que actualmente ha desaparecido prácticamente de los lingotes. Esta característica es la que hace que el plomo romano sea útil, ya que se puede utilizar para aislar experimentos que necesitan gran precisión, como los que se llevan a cabo en el Gran Sasso.
La parte de los lingotes que presentan inscripciones que denotan su origen romano será conservada y el resto se limpiará de las incrustaciones presentes y se fundirá para el escudo del experimento. Además, el instituto italiano estudiará con precisión las características del plomo y del cobre también hallado en el barco hundido para conocer mejor los materiales utilizados en la Edad de Bronce.
Es la segunda vez que se utiliza el plomo del naufragio para estudios de física de partículas. La carga del barco fue rescatada hace 20 años, en parte con fondos de la institución científica citada, que entonces recibió 150 lingotes. Ahora recibe otros 200.
"Seguro que el comandante de ese barco no se imaginó nunca que el plomo se utilizaría 2.000 años después para algo que tiene que ver con el Universo y las estrellas", ha comentado Roberto Petronzio, presidente del Instituto Nacional de Física Nuclear.
"Este plomo", ha explicado el científico Ettore Fiorini, director del experimento CUORE, "representa un material muy importante para proteger los aparatos utilizados para investigar acontecimientos muy poco frecuentes, un material que debe estar totalmente libre de contaminación radiactiva". Por su parte, Lucia Votano, directora de los laboratorios subterráneos en Gran Sasso, opina: "Es estupendo que las tecnologías más avanzadas e innovadoras tengan que depender de la arqueología y de la tecnología de los antiguos romanos. El antiguo plomo recuperado del fondo del mar será esencial para proteger el experimento de la radiactividad natural, que podría ocultar el raro proceso de desintegración doble beta sin neutrinos". El plomo de este origen se utiliza también en circuitos electrónicos y tiene gran demanda.

El barco

La nave romana que fue encontrada por un buceador en 1991 a 30 metros de profundidad era una navis oneraria magna, de 36 metros de eslora, construida entre el año 80 y el 50 antes de Cristo, cuya carga consistía en 2.000 lingotes de plomo. El barco procedía del área de Cartagena y se dirigía probablemente a Roma. También fueron hallados ánforas, anclas y otros objetos. El naufragio se produjo sin destrucción, lo que indica que quizás fue voluntaria.
Los lingotes pesan unos 33 kilogramos cada uno y miden 46 centímetros de largo por nueve de alto. El plomo era un subproducto de la extracción de plata pero también tenía su mercado, muy importante, porque se utilizaba para fabricar numerosos objetos de uso cotidiano. Cada lingote tiene una inscripción y entre las distintas inscripciones está la de Carulius Hispalius, correspondiente a una familia de origen italiano que explotaba minas en España.

Fuente: elpais.com
M.R.E. - Madrid - 15/04/2010

Enlaces relacionados:

http://cuore.lbl.gov/ 

What is CUORE/Cuoricino?

LNGS The recent success in neutrino oscillation experiments has shown that the three kinds of neutrinos can oscillate into one another. This implies that they have mass. The next questions are: what are their masses? which one is heaviest? lightest? are they Majorana or Dirac particles? Neutrino-less double-beta decay (0νββ) experiments such as CUORE address these questions.
CUORE stands for Cryogenic Underground Observatory for Rare Events, and is a detector for neutrinoless double-beta decay and other rare events such as detection of dark matter like axions or WIMPs. Cuoricino (little Cuore) is the prototype for CUORE, and is the largest double-beta decay experiment in operation today (cuore: Italian for "heart"). It is located within the mountain of Gran Sasso, about 100-km east of Rome in Italy.
The Underground Laboratories is located in the mountain of Gran Sasso (meaning something like "Big Pebble ") which provides rock overburden of 1400 m, or 3800 m.w.e., shielding us from much of cosmic ray background, reducing the muon flux to only those with energy > 1.4 TeV which results in 1 muon per square meter per hour inside the laboratories. In addition, the Gran Sasso rock has a low rate of natural radioactivity, making this an ideal place to do experiments that require very low background radiation, such as our double-beta decay experiment.


Captada una señal de ondas gravitacionales nunca vista

  Los detectores LIGO y Virgo captan dos choques de agujeros negros contra estrellas de neutrones, los astros más densos del universo. Dos d...