supergigante estrella gana anchura de anillo de polvo.

Cómo es posible que HD 62623, una estrella supergigante caliente en el borde de la muerte, esté rodeada por un disco, que por lo general sólo se asocian a las estrellas bebé?.

Utilizando el interferometro VLT de la ESO, un equipo dirigido por Florentin Millour del Observatoire de la Côte d'Azur y Meilland Anthony del Instituto Max Planck de Radio Astronomía pudieron generar por primera vez una imagen en tres dimensiones de alta resolución angular y espectral de esta estrella y su entorno más cercano. Llegan a la conclusión de que una compañera estelar de masa solar es la clave de este misterio. Para lograr su objetivo, los investigadores adaptaron una técnica de imagen de radioastronomía que utiliza conjuntos de datos interferométricos.

HD 62623 es una exótica estrella supergigante caliente. A diferencia de su bien conocida gemela, la brillante estrella Deneb en el “triángulo de verano”, y casi todas las estrellas con la misma clase espectral, esta estrella está rodeada por un entorno denso y complejo compuesto de plasma y polvo. Las estrellas supergigantes calientes son muy brillantes, tan brillantes, que impulsan a sus fuertes vientos con sus propios fotones. Este viento normalmente evita que la materia se condense en forma de polvo junto a la estrella. Para comprender mejor los procesos de formación de polvo en el ambiente áspero de tales estrellas, es muy conveniente diferenciar la geometría del gas y polvo en los alrededores de la fuente central, así como acceder a la cinemática de este entorno cercano.
"Gracias a nuestras observaciones interferométricas con Amber pudimos sintetizar una imagen en 3D de HD 62623 como se vería a través de un telescopio virtual de 130 m de diámetro ", dice Florentin Millour, autor líder del estudio. "La resolución es de un orden de magnitud mayor en comparación con los telescopios ópticos más grandes del mundo de 8 a 10 m de diámetro." El instrumento AMBER está localizado en el VLTI (Very Large Telescope Interferometer ) de la ESO en Chile. Los científicos mejoraron significativamente la calidad de la imagen mediante la adaptación de el denominado método de "auto-calibración", que es bien conocido de la radio interferometría. La imagen obtenida combina la información espacial y la velocidad, mostrando no sólo la forma del entorno cercano de HD 62623, sino también su cinemática o movimiento. Hasta ahora, la necesaria información cinemática faltaba en este tipo de imágenes.


imágen en 3D de HD 62623 obtenida con el VLTI (izquierda),comparada a el modelo de un disco en rotación(derecha).En el recuadro inserto la cinemática del gas es mostrada(en 3era dimensión) el gas coloreado en azul se apróxima a el observador mientras el gas coloreado en rojo se aleja del observador.El tamaño del disco de gas más interno es de aproximadamente 2 milli-arcseconds correspondiente a 1.3 unidades astronómicas(distancia de la tierra al sol),mientras el anillo de polvo más externo visto en las imágenes tiene un radio que corresponde a 4 unidades astronómicas asumiendo una distancia de 2100 años luz como la distancia que nos separa de HD 62623.Crédito. F. Millour et al.


la imágen muestra cuatro cúpulas de los Telescopios Auxiliares de 1,8 m (AT) utilizados por el Very Large Telescope Interferometer (VLTI) de la ESO en Cerro Paranal en el norte de Chile.Crédito.F. Millour, OCA, Nice, France.

"Nuestra nueva imagen en 3D localiza la región de formación de polvo alrededor de HD 62623 con mucha precisión, y proporciona evidencia de la rotación del gas alrededor de la estrella central", explica Anthony Meilland. "Esta rotación se encuentra que es Kepleriana, de la misma manera que los planetas del sistema solar giran alrededor del Sol". Una estrella compañera cercana, con aproximadamente la masa de nuestro Sol, podría ser la responsable de este tipo de disco alrededor de HD 62623. Esta compañera, aunque no directamente detectada debido a que su brillo es miles de veces menor que la estrella primaria, es delatada por una cavidad central entre el disco de gas y la estrella central. La presencia de la compañera podría explicar las características exóticas de HD 62623, exactamente igual que el monstruo entre las estrellas viejas dentro de nuestra galaxia, Eta Carinae.
La nueva técnica de imágenes en 3D que se presenta en este trabajo es equivalente a la espectroscopia de campo integral, pero da acceso a una 15 veces más grande, resolución angular o capacidad para detectar finos detalles en las imágenes. "Con estas nuevas capacidades, el VLTI será capaz de proporcionar una mejor comprensión de los muchos objetivos de cielo, demasiados pequeños como para ser resueltos por los telescopios más grandes", concluye Florentin Millour. "Podemos apuntar a jóvenes discos estelares o chorros , o incluso a las regiones centrales de galaxias activas."




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http://www.mpifr-bonn.mpg.de/5597/news_publication_1054436

planetesimales binarios.

En menos de diez millones de años, el material en el disco alrededor de una estrella joven será ya sea , acrecionado hacia su estrella, dispersado en el medio interestelar, o se convertirá en planetas o cuerpos sólidos más pequeños.Cuando el material en el disco orbita alrededor de la estrella, cada partícula tiene una velocidad que depende de su distancia a la estrella.
Los modelos actuales para la evolución de los discos pre-planetarios invocan tres procesos básicos. En los dos primeros procesos ,cuerpos interactúan entre sí para intercambiar energía y alterar sus velocidades y distancias de la estrella. En el tercer proceso, pequeños trozos en órbita de granos de polvo coagulado se pegaran entre sí y se convertirán en cuerpos más grandes, llamados planetesimales. Los cuerpos sólidos a menudo esculpen brechas, o cavidades, en el disco, tras acrecionar más material, y algunos se convierten en planetas. Con el tiempo los vientos de la estrella barrerán lejos los restantes materiales del disco.Cada uno de estos procesos está influenciado por muchos factores que los astrónomos están trabajando duro para entender.


ilustración artística del asteroide binario 90 Antiope localizado en la parte más externa del cinturón de asteroides que está entre Marte y Júpiter .Nuevos estudios indican que los planetesimales binarios localizados en un jóven disco planetario pueden influenciar grandemente en su desarrollo.Credito: Copyright European Southern Observatory.


En un nuevo artículo, el astrónomo del CfA Perets Hagai estudia el papel de los planetesimales binarios ( trozos de materia que orbitan entre sí y conjuntamente maduran a través de los tres procesos básicos mencionados anteriormente) ,que hace que tales planetesimales binarios siquiera existan? y como pueden influenciar en el desarrollo del sistema planetario? Por ejemplo, cuando dos cuerpos interactúan el resultado es una predicción relativamente sencilla, pero un tercer cuerpo en la mezcla puede hacer que la interacción sea muy compleja, incluso caótica, por ejemplo, puede dar lugar a que uno de los tres cuerpos sea expulsado del sistema.
Perets introduce una serie de argumentos teóricos relativamente simples para ilustrar la forma en que los planetesimales binarios podrían hacer una diferencia muy grande para el sistema planetario final. El primero nota la existencia en nuestro sistema solar actual de muchos de tales binarios, y argumenta que algunos de ellos podrían ser los restos de épocas anteriores. El autor muestra que el papel de los binarios, ignorados en la mayoría de los estudios previos, no sólo no es insignificante – sino que pueden desempeñar un papel importante en la evolución del sistema planetario y deberían no ser ignorados en las futuras simulaciones y modelados.




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http://www.cfa.harvard.edu/news/2011/su201103.html

muy cerca de encontrarse materia oscura en el LHC.

Los físicos están más cerca que nunca de encontrar la fuente de la misteriosa materia oscura del Universo, después de un año mejor de lo esperado de investigación en el detector de partículas ,Compact Muon Solenoid (CMS), que forma parte del Gran Colisionador de Hadrones (LHC ) en el CERN en Ginebra.

Los científicos han llevado a cabo la primera ejecución completa de los experimentos que colisionan protones a casi la velocidad de la luz.Cuando estas partículas sub-atómicas chocan en el corazón del detector CMS, la energía resultante y las densidades son similares a las que estaban presentes en los primeros instantes del Universo, inmediatamente después del Big Bang hace unos 13,7 mil millones de años. Las condiciones únicas creadas por estas colisiones pueden conducir a la producción de nuevas partículas que habrían existido en esos tempranos instantes y han desaparecido desde entonces.
Los investigadores dicen que van bien en su camino para ser capaz de confirmar o descartar una de las teorías principales que podría resolver muchas de las cuestiones pendientes de la física de partículas, conocida como supersimetría (SUSY). Muchos esperan que podría ser una extensión válida para el modelo estándar de física de partículas, que describe las interacciones de las conocidas partículas subatómicas con una precisión asombrosa, pero no tiene en cuenta la relatividad general, la materia oscura y energía oscura.
La materia oscura es una sustancia invisible que no podemos detectar directamente, pero cuya presencia se infiere de la rotación de las galaxias.Los físicos creen que constituye una cuarta parte de la masa del Universo, mientras que la materia ordinaria y visible sólo representan aproximadamente el 5% de la masa del Universo. Su composición es un misterio, dando lugar a posibilidades interesantes de la física hasta ahora no descubiertas.
El profesor Geoff Hall del Departamento de Física del Imperial College de Londres, quien trabaja en el experimento CMS, dijo:. "Hemos hecho un importante paso adelante en la búsqueda de materia oscura, aunque ningún descubrimiento ha sido hecho ,estos resultados han venido más rápido de lo que esperábamos debido a que el LHC y CMS funcionarón mejor el año pasado de lo que esperábamos y ahora estamos muy optimistas sobre las perspectivas de precisar la supersimetría en los próximos años. "
La energía liberada en las colisiones protón-protón en el caso del CMS se manifiesta en forma de partículas que vuelan en todas las direcciones. La mayoría de las colisiones producen partículas conocidas, pero, en raras ocasiones, nuevas partículas se pueden producir, como las previstas por SUSY - conocidas como partículas supersimétricas, o "spartículas. La más ligera spartícula es una candidata natural de la materia oscura, ya que es estable y el CMS sólo "vería" estos objetos a través de una ausencia de su señal en el detector, lo que lleva a un desequilibrio de la energía y el impulso.

Con el fin de buscar spartículas, el CMS busca colisiones que produzcan dos o más "chorros" de alta energía (racimos de partículas que viajan aproximadamente en la misma dirección) y representan una energía faltante importante.


la imágen se refiere a uno de los primeros eventos encontrados en el CMS mostrándo evidencia de dos chorros,las columnas azul y roja representan la energía depositada en el detector,mientras las líneas curvas amarillas son los rastros de las partículas medidas.

El Dr. Oliver Buchmueller, también del Departamento de Física del Imperial College de Londres, pero que tiene su base en el CERN , explicó: "Necesitamos una buena comprensión de las colisiones ordinarias para que podamos reconocer algo inusual cuando ello ocurra. Tales colisiones son raras pero pueden ser producidas por la física conocida. Examinamos unos 3 billones de colisiones protón-protón y encontramos 13 “parecidas a SUSY”, alrededor del número que se esperaba. Aunque no hay evidencia de spartículas encontradas, esta medida limita el ámbito de la búsqueda de materia oscura de manera significativa. "
Los físicos están observándo ahora con interés el funcionamiento en el 2011 del LHC y el CMS, los cuales se espera aporten los datos que podrían confirmar la supersimetría como una explicación de la materia oscura.
El experimento CMS es uno de los dos experimentos de propósito general diseñados para recoger datos del LHC, junto con el ATLAS .Un grupo de físicos de alta energía del Imperial College London han jugado un papel importante en el diseño y la construcción del CMS, y ahora muchos de los miembros están trabajando en la misión de encontrar nuevas partículas, incluyendo la elusiva partícula el bosón de Higgs (si existiese), y resolver algunos de los misterios de la naturaleza, por ejemplo, de donde viene la masa, por qué no hay antimateria en nuestro universo y si hay más de tres dimensiones espaciales.



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http://www.physorg.com/news/2011-01-dark-large-hadron-collider.html

descubierto posible eslabón perdido entre jóvenes y viejas galaxias.

Una galaxia lenticular a 100 millones años luz de distancia, está expulsándo todo sus gas molecular de formación estelar, forjándose un futuro infértil, donde ella no formará más estrellas y se convertirá en "roja y muerta ".

Dos tipos de discos de galaxias habitan en el universo: las galaxias espirales como nuestra Vía Láctea que tienen brazos azules brillando con formación estelar, y polvorientos discos rojos, llamadas galaxias lenticulares, donde la formación de estrellas ha cesado desde hace tiempo y las únicas estrellas que quedan son las viejas , estrellas frías, de color rojo. Hasta ahora, sin embargo, el vínculo entre las dos (como una espiral se convierte en una galaxia roja polvorienta ) ha sido un misterio.
Los astrónomos de la Universidad de California, en Berkeley hicieron una mirada más cercana a la galaxia lenticular NGC 1266, un objeto de magnitud +14 en la constelación de Eridanus, con la ayuda de los datos del ATLAS3D ( ver aquí ) - un multi-telescopio, multi-longitud de onda que examina 263 galaxias en un volumen de espacio dentro de 140 millones de años luz. Lo que encontraron fue sorprendente: todo el gas de hidrógeno molecular de la galaxia, que es el gas con el cual se forman las estrellas, ha acabado en un denso disco rotante de 300 años luz de diámetro, rodeando el núcleo de la galaxia, donde acecha un agujero negro supermasivo. Este disco de gas es 100 veces más denso que típicas nubes moleculares tales como laNebulosa de Orión. Además, este gas está siendo expulsado por un poderoso chorro de 400 kilómetros por segundo a una tasa de 13 masas solares (la masa del Sol es de 1.98 x 10³⁰ kg) por año. Si la galaxia mantiene el actual ritmo de salida, NGC 1266 habrá agotado todos sus gas molecular dentro de 85 millones de años, dejandola "roja y muerta ".


en la parte izquierda de la imágen óptica en escala de grises de NGC 1266 se observa una galaxia tranquila pero las observaciones en infrarojo y ondas milimétricas(parte derecha de la imágen) revelan un denso disco de gas molecular que está siendo expulsado desde NGC 1266 a una tremenda velocidad.Este flujo aparece como dos lóbulos indicados por líneas de contornos en la imágen de la derecha.Crédito.Katherine Alatalo/UC Berkeley.

Sin embargo, la falta de una explicación clara para el chorro de salida impide que los astrónomos digan si tal conducta le sucede a todas las galaxias que evolucionan de espirales azules a rojas lenticulares, o si se trata de un caso aislado único de NGC 1266. A pesar de una intensa búsqueda no se han encontrado galaxias compañeras que la fuerzen a expulsar el gas, a través de las fuerzas de marea.Una intensa área de formación de estrellas dentro del disco interno podría producir la suficiente energía para conducir el chorro, pero no hay evidencia de que tenga lugar un "estallido estelar" en NGC 1266. "Nos parece que estamos viendo menos estrellas formándose de lo que cabría esperar", dice Katherine Alatalo, una estudiante graduada en la Universidad de California, en Berkeley."En particular, el gas en el disco interior debería formar alrededor de diez masas solares por año, pero en su lugar está formando tres masas solares por año, si suponemos que todo el flujo del infrarrojo lejano viene de la formación estelar,lo cual es una poco realista hipótesis bajo la presencia de un núcleo galáctico activo. Más realista es una tasa de 1,5 masas solares por año, utilizando la más exacta emisión de 24 micrones observada por el Telescopio EspacialSpitzer. "
En lugar de formación de estrellas, el chorro del agujero negro supermasivo en el centro de NGC 1266 es el principal sospechoso. Un agujero negro activo que se denomina un núcleo activo galáctico o AGN. "No sabemos todavía si el AGN está impulsando los vientos moleculares directamente o si el gas molecular es arrastrado por estrechos chorros que aún no se han observado," dice el profesor Leo Blitz de la Universidad de California, Berkeley. Los chorros como los observados en M87 enVirgo pueden permanecer encendidos el tiempo suficiente para sacar todo el gas molecular.
La investigación se publicará en el Astrophysical Journal, y fue presentada en la 217 ª sesión de la Sociedad Astronómica Americana, que se celebró en Seattle. ¿La investigación implica un vínculo entre todos los AGN y las galaxias rojas y muertas? Posiblemente. "Sin embargo", advierte Blitz, "Sería mejor encontrar primero algunos ejemplos más de galaxias como NGC 1266 y ver si sus salidas son todas impulsadas por el AGN".




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http://www.astronomynow.com/news/n1101/12NGC1266/

la mejor visión de pares en fusión.

La relatividad general predice que los objetos masivos astrofísicos en movimiento emiten ondas gravitatorias. Hay signos indirectos de que esta predicción es correcta, como el "spin down" en la energía de los púlsares, pero una prueba más directa es la detección de las ondas con la interferometría. Las simulaciones numéricas de las señales esperadas para ondas gravitacionales para diversos eventos son una guía útil para estos experimentos-el reto es que estos cálculos son difíciles y requieren gran poder de procesamiento. En un artículo en Physical Review Letters, Carlos Lousto y Zlochower Yosef, del Instituto de Tecnología de Rochester, EE.UU., informan de sus progresos sobre la generación de onda gravitacionales por una pareja de agujeros negros a medida que orbitan entre sí y se fusionan.


sistema binario en proceso de fusión generando ondas gravitatorias.Credito: NASA/Tod Strohmayer (GSFC)/Dana Berry (Chandra X-Ray Observatory.

Los más prometedores agujeros negros binarios para la detección de ondas gravitacionales tienen relaciones de masa de alrededor de m₁/m₂~1/100,, pero hasta ahora los cálculos se han limitado a las relaciones de alrededor de m₁/m_2~ 1/15. Para romper esta barrera, Lousto y Zlochower llevan a cabo un cálculo totalmente no lineal con mejoradas técnicas numéricas y un Gauge modificado (que se relaciona con la forma en que las coordenadas del espacio-tiempo son tratadas). Después de 1800 horas de cómputo con 768 procesadores,ellos obtienen las formas de onda para las dos últimas órbitas de un sistema binario con una relación de masa de 1/100 antes de que el agujero negro más pequeño se hunda en el más grande. La capacidad de calcular las señales para las fusiones de agujeros negros binarios para estas relaciones de masas más extremas deberían permitir la detección de grandes ondas gravitacionales para comprender mejor lo que podríamos estar viendo.



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http://physics.aps.org/synopsis-for/10.1103/PhysRevLett.106.041101

satélite Swift encuentra galaxias activas faltantes.

Visto en rayos-X, todo el cielo brilla. Aún lejos de las fuentes luminosas, los rayos X procedentes de más allá de nuestra galaxia proporcionan un brillo constante en todas las direcciones.


Los astrónomos han sospechado durante mucho tiempo que los principales contribuyentes a este fondo cósmico de rayos X eran los agujeros negros envueltos en polvo en los centros de galaxias activas. El problema era que muy pocos de ellos fueron detectados para hacer el trabajo.

Un equipo internacional de científicos usando datos del satélite Swift de la NASA confirman la existencia de una población en gran parte invisible de galaxias energizadas por agujeros negros . Sus emisiones de rayos X están tan absorbidas que poco más de una docena son conocidas. Sin embargo, los astrónomos dicen que a pesar de los muy atenuados rayos X, las fuentes pueden representar la punta del iceberg,de lo que representa por lo menos una quinta parte de todas las galaxias activas.


"Estos agujeros negros envueltos en gran medida están a nuestro alrededor", dijo Neil Gehrels, el principal investigador del Swift en el Goddard Space Flight Center en Greenbelt, Maryland, y co-autor del nuevo estudio. "Pero antes del Swift, eran demasiado débiles y demasiado ocultos para nosotros verlos."

Los hallazgos aparecerán en la edición del 10 de febrero de The Astrophysical Journal.



una recien descubierta población de galaxias activas fuertemente absorbidas (curva naranja) se cree aportan la mayor contribución a el fondo cósmico de rayos X (curva azul), ambas tienen similar forma espectral y un pico a similares energías ,también contribuyen al fondo de rayos X las galaxias activas con poca absorción(curvas amarillas y violeta).Credito: NASA/Goddard Space Flight Center.



La mayoría de las grandes galaxias contienen un gigante agujero negro central, y los observados en el estudio de Swift pesan alrededor de 100 millones de veces la masa del sol. En una galaxia activa, la materia que cae hacia el agujero negro supermasivo produce emisiones de alta energía tan intensas que dos clases de galaxias activas, quasares y blazares,están considerados entre los objetos más luminosos del universo.

El fondo de rayos X llevó a los astrónomos a sospechar que las galaxias activas fueron mal contadas. Los astrónomos nunca podían estar seguro de que habían detectado la mayor parte de incluso los más cercanas galaxias activas. Las nubes de polvo y gas alrededor del agujero negro central apantallan la luz ultravioleta, la luz óptica y los rayos X de baja energía Mientras que la radiación infrarroja puede penetrar a través del material, pero se puede confundir con el polvo caliente de regiones de formación estelar de la galaxia.

Sin embargo, algunos de los más enérgicos rayos X del agujero negro pueden penetrar la cubierta, y ahí es donde entra en juego el Swift

Desde el 2004, el BAT (Burst Alert Telescope ) del Swift desarrollado y operado por el Goddard Space Flight Center de la NASA, ha estado mapeando todo el cielo en rayos X de alta energía con energías de entre 15.000 y 200.000 electron volts - miles de veces la energía de la luz visible. Gradualmente construyó su mapa años tras año, y ahora es el censo más grande, más sensible y más completo a estas energías. Incluyendo cientos de galaxias activas hasta una distancia de 650 millones de años luz.

De esta muestra, los investigadores eliminaron las fuentes de menos de 15 grados de distancia desde el plano polvoriento, y poblado de nuestra propia galaxia. Todas las galaxias activas que presentaban un chorro de partículas energéticas tampoco fueron consideradas, dejando a 199 galaxias.

Aunque hay muchos diferentes tipos de galaxias activas, los astrónomos explican las diferentes propiedades observadas según los ángulos de la galaxia con nuestra línea de visión. Las vemos más brillantes cuando están cercanas y de frente, pero a medida que aumenta el ángulo de visión, el anillo circundante de gas y polvo absorbe cada vez más cantidades de las emisiones del agujero negro.

Los astrónomos supusieron que habían muchas galaxias activas orientadas de canto para nosotros, por lo que no podían ser detectadas debido a que el disco de gas atenúa las emisiones con demasiada fuerza.

"Estas muy oscurecida galaxias activas son muy débiles y difíciles de encontrar. De una muestra de 199 fuentes, se detectó sólo nueve de ellas", dijo David Burlon, el autor principal del estudio y estudiante de postgrado en el Instituto Max Planck para la Física Extraterrestre, en Munich.

"Pero incluso las mejores técnicas disponibles del Swift han tenido problemas para encontrar estas fuentes altamente absorbida, y sabemos que el estudio las subestima", explicó Burlon. "Cuando tuvimos en cuenta esto, encontramos que estas envueltas galaxias activas son muy numerosas, y constituyen cerca del 20 a 30 por ciento del total."

"Con Swift, hemos cuantificado con exactitud el número de galaxias activas que hay a nuestro alrededor - en realidad, en nuestro patio trasero", dijo Marco Ajello del SLAC National Accelerator Laboratory, en Menlo Park, California "El número es grande, y está de acuerdo con modelos que dicen que son responsables de la mayor parte del fondo de rayos X ". Si los números siguen siendo coherentes a mayor distancia, cuando el universo era mucho más joven, entonces hay suficientes agujeros negros supermasivos para dar cuenta del fondo cósmico de rayos-X.

Posteriormente, el equipo fusionó los datos del Swift con observaciones archivadas de su telescopio de rayos X en un esfuerzo por estudiar cómo la intensidad de las emisiones de las galaxias 'ha cambiado en diferentes energías de rayos-X.

"Esta es la primera vez que podemos investigar el espectro medio de las fuertemente absorbida galaxias activas", dijo Ajello."Estas galaxias son responsables de la forma del fondo cósmico de rayos-X – ya que generan el pico de su energía."

Todo esto es consistente con la idea de que el fondo cósmico de rayos X es el resultado de la emisión desde oscurecidos agujeros negros supermasivos activos cuando el universo tenía 7 mil millones de años, o aproximadamente la mitad de su edad actual.

lo que nosotros vemos de un agujero negro de una galaxia activa depende de nuestro ángulo de visión.Visto de canto la densa nube de gas y polvo alrededor del agujero negro central atenúa la mayor parte de la radiación que nos llega.Credito: NASA/Goddard Space Flight Center.

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http://www.nasa.gov/mission_pages/swift/bursts/active-galactic-nucleus.html

electrones parecidos a peatones.

Cuando los electrones se colocan en el helio líquido, patinan como discos de hockey sobre la superficie. En la emisión del 14 de Enero de Physical Review Letters , los experimentadores informan que, cuando se fuerza una capa de dichos electrones a pasar a través de un estrechamiento, la mutua repulsión de las partículas causa que ellas se alternen para atravesarlo, como una multitud de viajeros pasan por un torniquete.Los resultados muestran como una capa bidimensional de electrones actúa cuando su naturaleza cuántica no es importante.
El confinamiento de electrones en una lámina de dos dimensiones en un semiconductor a bajas temperaturas producen un comportamiento espectacular, tales como el efecto Hall cuántico, donde los electrones pueden formar un estado colectivo con valores cuantificados de la conductancia. Cuando esta lámina también se reduce en la dirección hacia los lados en un solo lugar para formar una constricción, otro de los efectos cuánticos aparece - la relación corriente-voltaje es completamente diferente a la de un alambre macroscópico, gracias a la naturaleza ondulatoria de los electrones y sus interacciones .
Pero los electrones en dos dimensiones también pueden comportarse como partículas clásicas que interactúan sólo a través de la repulsión mutua de sus cargas negativas.Esto ocurre cuando se extienden mucho más lejos y ha sido difícil de lograr en el laboratorio, por lo que los investigadores todavía están viendo los nuevos fenómenos.David Rees del RIKEN, un instituto de investigación japonés, en Wako, Japón, y sus colegas, estudiaron este régimen usando electrones flotando sobre una superficie de helio líquido. A bajas temperaturas, los electrones se deslizan rápidamente por encima de la superficie - alrededor de 11 nanómetros - y casi no interactúan con ella. A temperaturas ligeramente por debajo de 1 kelvin, la repulsión entre los electrones genera un estado sólido de dos dimensiones que se conoce como un cristal de Wigner. A altas temperaturas los electrones se comportan como un líquido.

En la última década, los investigadores han aprendido a controlar con precisión los electrones sobre una fina capa de helio líquido que se adhiere por tensión superficial a pequeñas ranuras de una oblea sólida. Ampliando estas técnicas para menores dimensiones, Rees y sus colegas obligaron a los electrones a pasar a través de una constricción de micras de ancho, comparable en tamaño a la distancia entre los electrones. El campo eléctrico que se generó es una colina con forma de silla que era demasiado alta para que los electrones la cruzaran. Al aumentar la tensión de un electrodo la barrera bajó lo suficiente para que los electrones pasaran a través de uno en uno, y la corriente apareció de repente. Rees se sorprendió al ver que nuevos aumentos de la tensión produjo adicionales fuertes saltos de la corriente. El equipo más tarde se dio cuenta de que estos saltos se produjeron, porque la reducción de la cresta creó una mayor apertura de los electrones, para que pudieran pasar a través de dos en dos, luego de tres en tres, y así sucesivamente.


la topografía generada por el voltaje sobre electrodos guía a los electrones a flotar sobre helio líquido.El potencial calculado mostrado en la imágen fuerza a los electrones a alternarse comprimiéndose a través de una estrecha constricción de izquierda a derecha.Crédito.D. Rees/RIKEN.



El equipo utilizó la forma de la colina electrostática para estimar el voltaje esperado en el espaciamiento entre los pasos de corriente. "Es un cálculo aproximado, pero parece estar de acuerdo bastante bien con lo que vemos", dice Rees , cálculos más sofisticados por los colaboradores, todavía en curso, confirman esta descripción, aunque el cálculo de la respuesta de un sistema de electrones, donde cada uno repele a los demás, es un reto.
Para sus primeros resultados, el equipo midió la corriente de electrones a una temperatura de alrededor de 1,2 grados Kelvin. A esta temperatura, los electrones en una lámina se mantienen lejos de sus vecinos más cercanos, pero no forman un cristal de Wigner. Los investigadores esperan extender la medida a temperaturas más bajas, donde ellos formaría un cristal y tendrían que ser sacados del cristal para fluir a través de la constricción.
El ordenamiento de los electrones provocado por su repulsión ha sido utilizado anteriormente para explicar anomalías experimentales, dice Mark Dykman de la Universidad Estatal de Michigan en East Lansing. Pero "creo que esta es la primera demostración experimental directa de la correlación de los electrones en la fase líquida."




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http://focus.aps.org/story/v27/st3

no hay relación entre agujeros negros y materia oscura según estudio.

Agujeros Negros Masivos se han encontrado en los centros de casi todas las galaxias, donde las galaxias más grandes (que también están incrustadas en los más grande halos de materia oscura ) hospedan los más grandes agujeros negros supermasivos .

Esto condujo a la especulación de que existe una relación directa entre la materia oscura y los agujeros negros, es decir, la física exótica controla el crecimiento de un agujero negro. Los científicos del Instituto Max Planck de Física Extraterrestre, el Observatorio de la Universidad de Munich y la Universidad de Texas en Austin han llevado a cabo un amplio estudio de las galaxias para demostrar que la masa del agujero negro no está directamente relacionada con la masa del halo de materia oscura, sino parece más bien determinada por la formación del bulbo de la galaxia. Sus hallazgos se publican en la revista Nature el 20 de enero.

Las galaxias, como nuestra propia Vía Láctea, están compuestas por miles de millones de estrellas, así como grandes cantidades de gas y polvo. La mayor parte de estos objetos se pueden observar en diferentes longitudes de onda, desde la radio e infrarrojo para los objetos más fríos hasta luz óptica y rayos X para partes que se han calentado a altas temperaturas. Sin embargo, también hay dos componentes importantes que no emiten ninguna luz y sólo pueden deducirse de su fuerza gravitatoria.

Todas las galaxias están incrustadas en los halos de la llamada materia oscura, que se extiende más allá del borde visible de la galaxia y domina su masa total. Este componente no puede ser observado directamente, pero se puede medir a través de su efecto sobre el movimiento de las estrellas, el gas y el polvo. La naturaleza de esta materia oscura es todavía desconocida, pero los científicos creen que se compone de partículas exóticas a diferencia de la materia normal (bariónica), de la cual nosotros, la Tierra, el Sol y las estrellas están hechas.


Messier 101 (NGC 5457) es una galaxia con un masivo halo oscuro pero no tiene bulbo y no se ha detectado agujero negro en su centro.Crédito. wikisky.org.


NGC 6503 , otro ejemplo de una galaxia con poco bulbo con un masivo halo y con un agujero negro central pequeño.Crédito. wikisky.org.Credito. wikisky.org.


Messier 31 (NGC 224) o galaxia de Andrómeda, vecina de nuestra Vía Láctea posee un gran bulbo clásico.Como fué mostrado por Bender y Kormendy en el 2005 esta galaxia contiene un agujero negro de 140 millones de masas solares alrededor de 40 veces más grande que el agujero negro de nuestra galaxia.Credito. wikisky.org.


la galaxia el sombrero (M104, NGC 4594) es otro ejemplo de galaxia con un gran bulbo.El sombrero contiene un agujero negro de 1000 millones de masas solares medido en el año 1996.Credito. wikisky.org.

El otro componente invisible en una galaxia es un agujero negro supermasivo en su centro. Nuestra propia Vía Láctea alberga un agujero negro, que es unos cuatro millones de veces más pesado que nuestro sol. Esos monstruos de gravedad, o incluso más grandes, se han encontrado en todas las galaxias luminosas con bulbo central donde una búsqueda directa es factible, la mayoría y, posiblemente, todos los bulbos de las galaxias se cree que contienen un agujero negro central. Sin embargo, también este componente no puede ser observado directamente, la masa del agujero negro sólo puede deducirse del movimiento de las estrellas a su alrededor.

En el 2002, se especuló que podría existir una correlación estrecha entre la masa del Agujero Negro y las velocidades de rotación externa de los discos de las galaxias, la cual está dominada por el halo de materia oscura, lo que sugería que la física desconocida de la exótica materia oscura de alguna manera controla el crecimiento de los agujeros negros. Por otra parte, se ha demostrado ya hace unos años antes de que la masa del agujero negro se correlaciona bien con la masa o luminosidad del bulbo galáctico. Dado que las galaxias más grandes, en general, también contienen los más grandes bulbos, no estaba claro cuál de las correlaciones es la principal impulsora del crecimiento de los agujeros negros.

Mediante el estudio de galaxias (incrustadas en masivos halos oscuros) con velocidades de rotación alta, pero con pequeños bulbos o sin ellos, John Kormendy y Bender Ralf trataron de responder a esta pregunta. Ellos encontraron que las galaxias de hecho sin un bulbo - incluso si están incrustadas en enormes halos de materia oscura - pueden contener en el mejor de los casos agujeros negros de muy baja masa.Por lo tanto, pudieron mostrar que el crecimiento del agujero negro está en su mayor parte relacionado con la formación del bulbo y no a la materia oscura.

"Es difícil concebir cómo la baja densidad, de la ampliamente distribuida materia oscura no bariónica podría influenciar en el crecimiento de un agujero negro en un volumen muy pequeño en el interior de una galaxia", dice Ralf Bender del Instituto Max Planck de Física Extraterrestre.John Kormendy, de la Universidad de Texas, añade: " Parece mucho más plausible que los agujeros negros crecen a partir del gas en sus alrededores, sobre todo cuando las galaxias se estaban formando." En el escenario aceptado sobre la formación de estructuras, las fusiones de galaxias se producen con frecuencia, lo cual revuelve los discos, permitiendo que el gas caiga hacia el centro y por lo tanto provocando destellos de estrellas y alimento para el agujero negro. Las observaciones llevadas a cabo por Kormendy y Bender indican que este de hecho debe ser el proceso dominante de la formación y crecimiento del agujero negro.




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http://www2011.mpe.mpg.de/News/PR20110120/text.html

nuevo estudio sobre la evolución de los agujeros negros.

Los doctores. Thomas Bäckdahl y Juan A. Valiente Kroon de la Escuela de Ciencias Matemáticas Queen Mary han desarrollado un método basado en las propiedades de la solución de Kerr, una solución independiente del tiempo de las ecuaciones de la Relatividad General.
La solución de Kerr es una de las pocas soluciones exactas a las ecuaciones de la Relatividad General, y describe a un rotante y estacionario(independiente del tiempo) agujero negro .Además también se propone que describe la última etapa evolutiva de cualquier agujero negro dinámico(dependiente del tiempo).


una de las más importantes predicciones de la relatividad general es la existencia de agujeros negros.La dinámica de estos sistemas no es aún completamente comprendida pero investigadores de la Queen Mary en Londres ahora proveen una rigurosa forma de determinar la etapa evolutiva de un agujero negro trás analizar la región exterior ,del horizonte de sucesos .


La relatividad general proporciona una descripción unificada de la gravedad como una propiedad geométrica del espacio y del tiempo. La teoría predice la existencia de los agujeros negro como regiones en las que el tiempo y el espacio se distorsionan de manera que nada puede escapar de ellos.
El Dr. Valiente Kroon, un investigador avanzado del EPSRC, dijo:. "Al observar la región fuera del agujero negro hemos mostrado cómo determinar en cuanto un agujero negro dinámico difiere de la solución de Kerr Hay indicios muy fuertes de que el estado final de la evolución de un agujero negro es descrito por esta solución. " Los hallazgos aparecen en la revista Proceedings of the Royal Society A
Las ideas desarrolladas en el artículo pueden ser de importancia en el desarrollo de simulaciones numéricas de un agujero negro, un área de investigación que ha experimentado un gran desarrollo en los últimos años.Debido a la complejidad de las ecuaciones de la relatividad general , estas simulaciones son la única manera de explorar sistemáticamente la teoría en escenarios realistas




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http://www.physorg.com/news/2011-01-black-hole-evolution-horizon.html

se descubren sistemas binarios de agujeros negros muy próximos entre sí.

Los astrónomos del Instituto de Tecnología de California (Caltech), la Universidad de Illinois en Urbana-Champaign (UIUC), y la Universidad de Hawai (UH) han descubierto 16 pares de agujeros negros supermasivos cercanamente unidos en fusiones de galaxias.
El descubrimiento, basado en observaciones realizadas en el Observatorio WM Keck en Mauna Kea en Hawaii , fue presentado en Seattle el 12 de enero en la reunión de la Sociedad Astronómica Americana, y ha sido presentado para su publicación en the Astrophysical Journal.
Estos pares de agujeros negros, también llamados binarios, están aproximadamente entre cien a mil veces más cercanos entre sí que la mayoría de los que se han observado anteriormente, proporcionando a los astrónomos una visión de cómo estos gigantes y sus galaxias anfitrionas se fusionan,lo cual es una parte crucial de la comprensión de la evolución de el universo.Aunque pocos similares pares cercanos han sido vistos con anterioridad, esta es la población más grande de esos objetos observados como resultado de una búsqueda sistemática.




las imágenes muestran a 6 de los recientemente descubiertos pares de agujeros negros,la parte izquierda muestra las imágenes del Sloan Digital Sky Survey y la parte derecha muestra las mismas galaxias tomadas por el telescopio Keck y el equipo de óptica adaptativa revelando pares de núcleos activos los cuales son energizados por agujeros negros masivos.Credito: S. George Djorgovski.

"Esta es una confirmación muy agradable de las predicciones teóricas", dice S. George Djorgovski, profesor de astronomía, quién presentó los resultados en la conferencia. "Estos pares cercanos son un eslabón perdido entre los anplios sistemas binarios visto con anterioridad y los pares de agujeros negros en fusión , con separaciones incluso más pequeñas de las que creemos deberían estar allí."
A medida que el universo ha evolucionado, las galaxias han chocado y se han fusionado para formar otras más grandes. Casi cada una-o quizás todas-de estas grandes galaxias contienen un gigantesco agujero negro en su centro, con una masa millones o incluso miles de millones de veces mayor que la del sol. Materiales tales como el gas interestelar caen en el agujero negro, produciendo suficiente energía como para eclipsar a las galaxias compuestas por centenares de miles de millones de estrellas. El gas caliente y el agujero negro forman un núcleo galáctico activo, de los cuales los más brillantes y más distantes son los llamados quasares. La producción de energía prodigiosa de los núcleos galácticos activos puede afectar a la evolución de las galaxias en sí mismas.
A medida que las galaxias se fusionan, se debería producir un agujeros negro central, más masivo en el núcleo de la galaxia resultante. Tales colisiones se espera que generen estallidos de ondas gravitatorias, que aún no se han detectado. Algunas galaxias en fusión deberían contener pares de núcleos activos, lo que indica la presencia de agujeros negros supermasivos en su camino a unirse.Hasta ahora, los astrónomos han observado en general, sólo pares ampliamente separados de cuásares binarios, que suelen estar a cientos de miles de años-luz de distancia.
"Si nuestra comprensión de la formación de estructuras en el universo es correcta,pares más cercanos de núcleos activos deben existir", agrega Adam Myers, un científico de investigación en la UIUC, y uno de los coautores del estudio. "Sin embargo, serían difícil de discernir en típicas imágenes oscurecidas por la atmósfera de la Tierra."

La solución fue utilizar la “Estrella Guía Láser con Óptica Adaptativa” , una técnica que permite a los astrónomos eliminar el desenfoque de la atmósfera y capturar imágenes tan nítidas como las tomadas desde el espacio. Uno de tales sistemas está implementado en los telescopios de 10 metros del Observatorio WM Keck en Mauna Kea.
Los astrónomos seleccionaron sus objetivos utilizando espectros de conocidas galaxias hechos por el Sloan Digital Sky Survey(SDSS). En las imágenes del SDSS, las galaxias están sin resolver, apareciendo como objetos individuales en lugar de binarios. Para encontrar los potenciales pares, los astrónomos identificaron objetivos con doble juego de líneas de emisión, una característica clave que sugiere la existencia de dos núcleos activos.
Mediante el uso de la óptica adaptativa del Keck, los astrónomos fueron capaces de resolver los pares de núcleos galácticos cercanos, descubriendo16 de tales binarias de los 50 objetivos. "Estos pares vemos que están separados sólo por unos pocos miles de años luz y es probable que hayan muchos más que serán encontrados", dice Fu Hai, un postdoctoral de Caltech y autor principal del estudio.
"Nuestros resultados se suman a la creciente comprensión de cómo las galaxias y sus agujeros negros centrales evolucionan", añade Lin Yan, un miembro del personal científico de Caltech y uno de los coautores del estudio.
"Estos resultados ilustran el poder de descubrimiento de la óptica adaptativa en los grandes telescopios", dice Djorgovski. "Con el próximo Telescopio de Treinta Metros, vamos a ser capaces de impulsar nuestra capacidad de observación para ver pares con separaciones que son tres veces más cercanas."




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http://www.eurekalert.org/pub_releases/2011-01/ciot-adc011111.php

primera observación de partículas de Majorana podría realizarse próximamente..

La materia que compone el universo consiste de partículas tales como electrones y protones, así como sus homólogas conocidas como antipartículas. Las partículas y antipartículas que chocan, sin embargo, se aniquilan entre sí en un intenso destello de energía. Sin embargo, el físico italiano Ettore Majorana propuso que podrían existir algunas partículas que son sus propias antipartículas, aunque los físicos aún no observan dichas partículas.


Investigadores del Instituto de Ciencias Avanzadas RIKEN en Wako, Japón, han propuesto un esquema donde las partículas de Majorana no sólo podrían ser observada por primera vez, sino también manipuladas. La observación se produciría en un material convencional en lugar del espacio. "Nuestro principal objetivo es encontrar una plataforma donde la existencia de los fermiones de Majorana se pueda mostrar", explica el miembro del equipo Shigeki Onoda."Y más allá de eso, proponemos medidas concretas para el control de varias partículas de Majorana".
En algunos materiales poco comunes, las excitaciones energéticas que se asemejan a las partículas de Majorana se prevé que existen en esos materiales. Una clase de estos materiales se conoce como aislantes topológicos en cuyas superficie los electrones pueden viajar casi sin inmutarse. En los aislantes topológicos que son también superconductores, las partículas de Majorana se supone han de existir en presencia de campos magnéticos. Estas partículas de Majorana se pueden imaginar como excitaciones electrónicas que siguen las líneas del campo magnético .


diagrama esquemático de partículas de Majorana alineadas en dos campos magnéticos opuestos(rojo) que interactúan con un aislante topológico superconductor (azul),en el espacio entre los magnetos el superconductor es debilitado y las líneas de campo magnético se reunen en una cadena periódica en las cuales las partículas de Majorana (amarillo) son atrapadas.Crédito.Credit: Reproduced, with permission, from Ref. 1 2010 The American Physical Society.


El dispositivo propuesto por Onoda y sus colegas ofrece un control deliberado de las partículas de Majorana en un aislante topológico el cual ellos esperan haga a las partículas accesibles a la experimentación. Su dispositivo consta de una superficie de un aislante topológico superconductor unido a dos secciones magnéticas. Los campos magnéticos de los dos imanes apuntan en direcciones opuestas.Los investigadores predicen que, a lo largo de la interfaz entre los imanes, una cadena periódica de líneas de campo magnético se formarán en el aislante topológico superconductor. Cada una de estas líneas de campo magnético podrían hospedar una partícula de Majorana.
Una vez que su existencia sea probada, las partículas de Majorana podrían permitir nuevas formas extremadamente estable de la informática basada en la física cuántica, dice Onoda. "Mientras las partículas de Majorana estén bien separadas, la información codificada en estos estados sería robusta frente a perturbaciones locales."
Por el momento, sin embargo, este tipo de sistemas de computación cuántica debe seguir siendo teórica. Aunque se espera que existan, aislantes topológicos superconductores , hasta ahora, sólo existen en teoría.Una vez que dicho material se haya encontrado, los investigadores creen que la estructura del dispositivo propuesto será fácil de implementar. El esperado ordenamiento periódico de las partículas de Majorana entonces proporcionará una plataforma conveniente para estudiar estas esquivas partículas.



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http://www.physorg.com/news/2011-01-particles-antiparticles.html

fuerza débil más fuerte de lo que se pensaba.

Así como los biólogos estudian a veces al más mínimo y más efímero de los organismos como la mosca de la fruta, que apenas vive un día, para aprender sobre las enfermedades humanas, los físicos a menudo estudian las propiedades de las partículas que duran una fracción de segundo para aprender acerca de el universo.


Entre estas partículas tenemos a los muones los cuales son primos esencialmente más pesados del electrón, uno de los bloques de construcción de los átomos.

El muón vive sólo cerca de 2 millonésimas de segundo – 2 microsegundos - lejos de la esfera de sensibilidad humana, pero el tiempo suficiente para que los científicos realizen mediciones detalladas. El estado de la electrónica digital es tan avanzado que permite hacer mediciones mucho menores que esto, incluso de hasta una billonésima de segundo o menos, se pueden hacer fácilmente.
La observación de la desintegración de muones no se hace sosteniendo un contador Geiger junto a una caja llena de uranio radioactivo. Eso es debido a que los muones son de muy corta duración . En el Instituto Paul Scherrer de Suiza, se utilizó un haz de protones para crear los muones en medio de las colisiones con un blanco de grafito.
Luego, los investigadores reunieron un fino rocío de los muones, los dirigieron y detuvieron en su propio blanco de metal el cual estaba rodeado por un detector que podría seguir la desaparición de los muones. La desintegración de más de 2000 mil millones de muones proporcionó el mejor valor jamás obtenido del tiempo de vida promedio de los muones. El cual fue de 2.1969803 microsegundos.
"Esta es la determinación más precisa del tiempo de vida de cualquier estado del mundo atómico y subatómico," dijo David Hertzog, uno de los líderes del experimento y profesor de la Universidad de Washington en Seattle.
Este tiempo de la vida, conocido con una incertidumbre de una parte por millón, es tan preciso que puede ser utilizado para hacer una nueva determinación de la intensidad intrínseca de la fuerza nuclear débil, la cual opera a un muy corto alcance en el interior del núcleo de los átomos.


un nuevo estudio hecho en el instituto Paul Scherrer de Suiza obtuvo un nuevo valor para el tiempo de vida de los muones lo cual se ha traducido en un nuevo valor de la constante de Fermi esto a su vez ha originado de que la intensidad de la fuerza débil sea un poco mayor de lo que antes se pensaba esto es de suma importancia ya que esta fuerza es la principal protagonista en los procesos nucleares(cadena protón-protón)que se desarrollan en el sol y otras estrellas mediante el cual liberan la mayor parte de su energía.Crédito: versageek via flickr.



Los científicos saben de cuatro fuerzas físicas. La gravedad, una forma de atracción mutua,que mantiene a la Tierra alrededor del sol y nos impide flotar en el espacio. La fuerza electromagnética la cual es responsable de mantener unidos a los átomos, adherir los átomos en las moléculas, impulsar el movimiento de los electrones a través de los cables en forma de electricidad, y por las ondas de luz. La fuerza nuclear fuerte mantiene juntos a los núcleos atómicos.

La fuerza nuclear débil, la cuarta y última fuerza en ser descubierta por los físicos del siglo XX, ayuda a la conversión deprotones en neutrones en el interior del sol (cadena protón-protón), un paso necesario en la conversión de los protones en elementos más pesados como el helio y liberando la energía radiante que hace su camino a la Tierra. La fuerza débil también actuó hace miles de millones de años dentro de las explosiones estelares conocidas como supernovas para fabricar los elementos como el oxígeno y el carbono que se encuentran en nuestros propios cuerpos y otras cosas naturales en la Tierra.
La intensidad de la fuerza débil se encapsula en un número llamado la constante de Fermi, llamado así por el científico italiano-americano Enrico Fermi. Hertzog, dijo que el nuevo valor para la constante de Fermi es alrededor de 0,00075 por ciento mayor que el valor anterior. Así, que la fuerza débil es sólo un poco más fuerte de lo que pensábamos.
William Marciano, un científico del Laboratorio Nacional de Brookhaven en Long Island, Nueva York quedó impresionado por el experimento de muones.
"Fue una medida difícil pero hermosa llevada a cabo por un grupo muy experimentado y talentoso de investigadores", dijo Marciano.
Marciano también señala que los muones, de corta duración, son interesantes por derecho propio, y realmente prácticos.Los muones fueron utilizados para estudiar las pirámides de Egipto. Los muones se pueden crear en la atmósfera por los rayos cósmicos,que son misteriosas corrientes de partículas provenientes desde el espacio profundo. Debido a que estos muones pueden penetrar grandes cantidades de material sin parar, incluso durante su corta vida, fueron utilizados como una especie de "escáner médico" para sondear las cavidades ocultas dentro de la pirámide mediante el establecimiento de detectores sobre y dentro del sótano.
Marciano, dijo que los muones también podría ser útiles para la proyección de imágenes médicas y para la revisión de contenedores con carga oculta de materiales nucleares.
Otro experto en la fuerza débil, el profesor de la Universidad de Wisconsin, Michael Ramsey-Musolf, considera sobre el experimento de muones que lo importante para él es que la incertidumbre de la vida del muón se ha reducido por un factor de diez. Pero también dijo que un más preciso tiempo de vida y un conocimiento más detallado de la intensidad de la fuerza nuclear débil nos dice un poco más acerca de la naturaleza.
"Esto implica que el sol en efecto, se quema más brillantemente y que la desintegración de los núcleos es algo más rápido", dijo Ramsey-Musolf.




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http://www.physorg.com/news/2011-01-weak-nuclear.html

la mejor forma de medir la energía oscura.

La energía oscura es una fuerza misteriosa que impregna todo el espacio, que actúa como un "empuje" para acelerar la expansión del Universo.


A pesar de ser el 70 por ciento del universo, la energía oscura fue descubierta en 1998 por dos equipos observando lassupernovas de tipo Ia. Una supernova de tipo Ia es una explosión cataclísmica de una estrella enana blanca.
Estas supernovas son actualmente la mejor manera de medir la energía oscura, ya que son visibles a través del espacio intergaláctico. Además, pueden funcionar como "candelas estándar" en galaxias distantes dado que su brillo intrínseco se conoce. Así como los conductores estiman la distancia a los coches que se acercan en la noche por el brillo de sus faros, la medición del brillo aparente de una supernova proporciona su distancia (más débil ,es más lejos). Midiendo distancias se hace un seguimiento del efecto de la energía oscura en la expansión del Universo.
La mejor manera de medir la energía oscura se acaba de conseguir gracias a un nuevo estudio de las supernovas de tipo Ia dirigido por Ryan Foley, del Centro Harvard-Smithsoniano de Astrofísica. Se ha encontrado una manera de corregir las pequeñas variaciones en la apariencia de estas supernovas, de modo que se convierten en aún mejores candelas estándar que antes. La clave está en clasificar las supernovas en función de su color.
"La energía oscura es el mayor misterio de la física y la astronomía actual. Ahora, tenemos una mejor manera de abordarlo", dijo Foley, quien es miembro en el Centro. Él presentó sus hallazgos en una conferencia de prensa en la 217 ª sesión de la Sociedad Astronómica Americana.
La nueva herramienta también ayudará a los astrónomos a fijar la escala de distancias cósmicas, proporcionando más exactas distancias de las galaxias lejanas.



una supernova tipo Ia ocurre cuando una enana blanca acreciona material desde una estrella compañera hasta que ella excede el límite de Chandrasekhar y explota.Trás estudiar estas explosiones de estrellas los astrónomos pueden medir la energía oscura y la expansión del universo.Creditp: NASA/CXC/M. Weiss.

Las supernovas de tipo Ia son utilizadas como candelas estándar, lo que significa que se tiene un conocimiento de su brillo intrínseco. Sin embargo, no todas son igual de brillantes. Los astrónomos han de corregir ciertas variaciones. En particular, existe una relación conocida entre la rapidez de la luminosidad de la supernova y su oscurecimiento (su curva de luz) y el máximo brillo intrínseco.
Incluso cuando los astrónomos corrigen este efecto, sus medidas aún muestran alguna dispersión, lo que conduce a imprecisiones en el cálculo de distancias y por lo tanto para medir los efectos de la energía oscura. Estudios en busca de maneras de hacer más correcciones precisas han tenido un éxito limitado hasta ahora.
"Hemos estado buscando este tipo de" efecto de segundo orden "durante casi dos décadas ", dijo Foley.
Foley descubrió que después de corregir la rapidez con la cual una supernovas de tipo Ia se desvanece, se muestra una relación clara entre la velocidad de su material expulsado y su color: las más rápidas son un poco más rojas y las más lentas son más azules.
Anteriormente, los astrónomos asumieron que más rojas explosiones sólo aparecían de esa manera porque el polvo intervenía, lo que también atenuaría la explosión y haría que aparezca más lejos de lo que era. Tratando de corregir esto, incorrectamente calculaban que la explosión estaba más cerca de lo que parecía. El trabajo de Foley muestra que algunas de las diferencias de color son intrínsecas de la propia supernova.
El nuevo estudio es un éxito por dos razones. En primer lugar, utilizó una amplia muestra de más de 100 supernovas.Y más importante aún, volvió a los "principios básicos" ya que examinó la hipótesis de que las supernovas de tipo Ia son de un color medio.
El descubrimiento proporciona una mejor comprensión física de las supernovas de tipo Ia y sus diferencias intrínsecas. También permitirá a los cosmólogos mejorar su análisis de los datos y tomar mejores mediciones de la energía oscura - un paso importante en el camino de aprender lo que esta fuerza misteriosa es realmente, y lo que significa para el futuro del cosmos.



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http://www.cfa.harvard.edu/news/2011/pr201104.html

relatividad y baterías ácido-plomo.

Usted no necesita una nave espacial a una velocidad cercana a la de la luz para ver los efectos de la relatividad –los cuales pueden surgir incluso en un automóvil en movimiento lento.

La batería de ácido-plomo que inicia la mayoría de los motores de los automóviles consigue alrededor del 80 por ciento de su tensión de la relatividad, de acuerdo a un trabajo teórico en la revista Physical Review Letters del 7 de enero. El efecto relativista viene del rápido movimiento de los electrones en el átomo de plomo. Las simulaciones por ordenador también explican por qué las baterías ácido- estaño no funcionan, a pesar de las similitudes evidentes entre el estaño y el plomo.
Los electrones normalmente órbitan sus átomos a velocidades mucho menores que la velocidad de la luz, por lo que los efectos relativistas en gran medida pueden ser ignorados cuando se describen las propiedades atómicas. Pero notables excepciones incluyen a los elementos más pesados de la tabla periódica. Sus electrones deben orbitar a velocidades cercanas a la de la luz para contrarrestar la fuerte atracción de sus grandes núcleos. De acuerdo a la relatividad, estos electrones de alta energía actúan de alguna manera como si tuvieran una mayor masa, por lo que sus orbitales deben reducirse de tamaño en comparación con los lentos electrones para mantener el mismo momento angular. Esta contracción, la cual es más pronunciada en los esféricamente simétricos orbitales-s- de los elementos pesados, explica por qué el oro tiene un tono amarillento y por qué el mercurio es líquido a temperatura ambiente.



nada escapa de Einstein, las baterías de los carros tendrían un más bajo voltaje sino fuera por los efectos de la relatividad en el átomo de plomo según un nuevo estudio.Crédito.Scott Wade

Trabajos previos han estudiado los efectos relativistas sobre la estructura de cristal del plomo, pero poca investigación se ha hecho sobre las propiedades químicas de este elemento pesado. Así Rajeev Ahuja de la Universidad de Uppsala en Suecia y sus colegas decidieron estudiar la forma más ubicua de la química del plomo: la batería de ácido-plomo. Esta tecnología de 150 años se basa en células que consisten en dos placas – hechas de plomo y dióxido de plomo (PbO2) - inmersas en ácido sulfúrico (H 2 SO4). El plomo libera electrones para convertirse en sulfato de plomo (PbSO4), mientras que el dióxido de plomo gana electrones y también se convierte en sulfato de plomo. La combinación de estas dos reacciones resulta en una diferencia de voltaje de 2.1 voltios entre las dos placas de una célula.
Aunque los modelos teóricos de la batería de ácido-plomo ya existen, Ahuja y sus colaboradores son los primeros en obtener uno de los principios de la física fundamental. Para encontrar el voltaje de la célula, el equipo calculó la diferencia de energía entre las configuraciones electrónicas de los reactivos y los productos. Al igual que con los problemas de los libros de texto de física con la participación de bolas rodando cuesta abajo, no era necesario simular los detalles de los estados intermedios, siempre y cuando las energías inicial y final se pudieran calcular.
"La parte realmente difícil es simular el electrolito de ácido sulfúrico", dice el miembro del equipo Pekka Pyykkö de la Universidad de Helsinki. Para evitarlo, los investigadores imaginaron que la reacción no se iniciaba con el ácido, sino con la creación del ácido desde el SO3, lo cual es más fácil de simular. Al final restaron la energía para la creación del ácido (conocida a partir de mediciones anteriores) del total. Al conmutar las piezas relativista de los modelos en "on" y "off" el equipo encontró que la relatividad es responsable aproximadamente por 1,7 voltios de una sola célula, lo que significa que aproximadamente 10 de los 12 volts en una batería de coche provienen de los efectos relativistas.
Sin la relatividad, los autores argumentan, el plomo actuaría más como el estaño, estando el plomo por encima del estaño en la tabla periódica y el cual tiene el mismo número de electrones (cuatro) en sus ultraperiféricos orbitales s y p. Pero el núcleo del estaño tiene sólo 50 protones, en comparación con los 82 del plomo, por lo que la contracción relativista del orbital (s) ultraperiférico del estaño es mucho menor. Simulaciones adicionales demostraron que una hipotética batería ácido-estaño produciría insuficiente voltaje para ser práctica, porque el dióxido de estaño no atrae a los electrones con suficiente intensidad. El orbital (s) comparativamente flojo o difuso del estaño no proporciona tanta profundidad y energía para los electrones como el plomo lo hace, el equipo encontró. En el pasado, los investigadores sólo tenían una comprensión cualitativa de las razones por las cuales las baterías de ácido de estaño, nunca funcionaron.
Ram Seshadri, de la Universidad de California en Santa Barbara, dice que los efectos relativistas se esperaban, pero no tenía idea de que serían tan dominantes. "Sobre el alcance de la obra, la capacidad de simular de forma fiable un dispositivo tan complejo como una batería de ácido-plomo desde (casi) sus primeros principios, incluyendo todos los efectos relativistas, es un triunfo de modelado," dice Seshadri.




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http://focus.aps.org/story/v27/st2