estudio sugiere nueva forma de comprobar la inflación cósmica.

Un conjunto de propuestas relaciones entre las "cantidades observables" pueden permitir una profunda prueba de si una rápida expansión del universo muy temprano produjo las semillas de la estructura a gran escala que vemos hoy.

La inflación en los inicios del universo es un período de expansión exponencial que extendió una pequeña y causalmenteconectada porción del universo en un factor de por lo menos e⁶⁰ hasta un tamaño lo suficientemente grande como para abarcar el universo visible de hoy en día. Al mismo tiempo, esta expansión llevó a la geometría espacial de la región en expansión hacia la planitud [ver aquí].Ese período podría explicar por qué el universo aparece hoy espacialmente casi plano en promedio (a pesar de que la dinámica del universo en expansión generalmente lo aleja de la planitud). También explicaría por qué en el día de hoy el fondo cósmico de microondas tiene casi la misma temperatura en todas las direcciones del cielo (a pesar de que en la cosmología estándar, la mayoría de los puntos de origen de la radiación de microondas que vemos hoy no estaban en el horizonte causal de los demás, lo que significa que nunca estuvieron en contacto causal). Pero, ¿es posible probar si ese episodio inflacionario ocurrió realmente? En un artículo en Physical Review Letters, Latham Boyle del Instituto Canadiense de Astrofísica Teórica en Toronto y Paul Steinhardt, de la Universidad de Princeton proponen conexiones entre las "cantidades observables" como una forma de comprobar la inflación.

Los problemas del "aplanamiento" y el "horizonte" son lo suficientemente difíciles en la cosmología estándar que la mayoría de los cosmólogos creen que la inflación se produjo, a pesar de que no tenemos la teoría física fundamental que proporcione un mecanismo para impulsar la inflación. Si la relatividad general es correcta, la aceleración de la expansión se produce cuando p<-ρ/(3c²), donde p es la presión media y ρ la densidad media de energía del universo. La densidad de energía es positiva por definición, pero la presión puede ser negativa, en principio, (piensen en una colección de masas conectadas por resortes que se extienden desde el equilibrio). Los cosmólogos a menudo invocan un campo escalar clásico φ , conocido como el campo "inflatón", con un potencial V(φ) como un modelo para el contenido del universo durante la inflación. La condición para la inflación estaría satisfecha si la energía potencial del campo escalar domina sobre su energía cinética. Pero no sabemos lo que el campo escalar del inflatón podría ser, o la escala de energía de la energía potencial del campo, o incluso si los fundamentales campos escalares clásicos existen en la naturaleza.
La inflación es obligada por otra razones de peso por ejemplo: durante un período de expansión exponencial, las fluctuaciones cuánticas tanto en la densidad de energía como en el campo gravitacional, inevitablemente, serán desplegadas por la expansión dentro de pequeñas amplitudes de fluctuaciones clásicas sobre escalas más grande que el horizonte (ver aquí). Cualquier influencia causal debe propagarse a una velocidad limitada por la velocidad de la luz. Si la longitud de onda de una fluctuación cuántica virtual consigue extenderse a una longitud mayor que t.c, con t la edad del universo, entonces, las partes separadas espacialmente de la fluctuación no pueden comunicarse, lo que les impide de desaparecer, y se congelan como una perturbación clásica cuya longitud de onda continua estirándose con la expansión del universo. Estas fluctuaciones pueden ser precisamente las que vemos hoy en las fluctuaciones de temperatura del fondo de microondas,la inflación generó fluctuaciones de densidad que crecieron a través de la inestabilidad gravitacional en la distribución observada a gran escala de las galaxias, mientras que las fluctuaciones del campo gravitacional se convirtieron en un fondo estocástico de ondas gravitacionales de muy largas longitudes onda. Las perturbaciones que se pueden probar hoy con observaciones cosmológicas habrían sido generadas durante la inflación cuando el universo era alrededor de e⁶⁰ veces más pequeño de lo que fue al final de la inflación. Si la inflación se produjo, debe haber comenzado cuando el universo tenía menos de 10^-12 segundos de edad, correspondiente a la escala de la energía electrodébil de 100 GeV, y puede muy bien haber empezado a una edad inferior a 10^-32 segundos, que corresponde a la escala en la cual la gran unificación de las fuerzas fuerte y electrodébil se cree ocurrió .
Las perturbaciones de densidad se reflejaron en las fluctuaciones de temperatura observadas en el fondo cósmico de microondas y la distribución a gran escala de las galaxias es consistentes con una ley de potencia en función de la escala,dada por la siguiente expresión P(k)=A_sk^n_s, con las "magnitudes observables" de la amplitud (As ) y el indice de la ley de potencias (ns), donde k es el número de onda correspondiente a un determinado modo de Fourier de la densidad de perturbaciones primigenia. También se considera la posibilidad de que el índice de la ley de potencia pueda variar con la escala, una cantidad definida como α_s=dn_s/dlnk [ ver aquí ]. Las perturbaciones de ondas gravitacionales (o "tensor de" perturbaciones de la métrica en la relatividad general) también puede ser descrito como una ley de potencia con el espectro de potencia dado por la relación P(k)=A_tk^n_t+1 . La definición precisa de las amplitudes depende de la escala a la que se definen. Suponiendo que ambos espectros de potencia se dan por estas fórmulas, el conjunto de "magnitudes observables" que podemos esperar probar son A_s, n_s, α_s, A_t y n_t, con los dos primeros términos estando ya bien medidos (A_s, n_s). (Una variación con la escala del tensor de la ley de potencia es casi de seguro no observable.) Por mucho tiempo se ha apreciado que en los modelos simples de la inflación impulsada por un sencillo campo escalar, los dos espectros de potencia que describen la densidad y las perturbaciones gravitacionales de onda no son independientes. Expandiéndo las expresiones para las "cantidades medibles" en serie de los llamados parámetros "slow roll" (formados a partir de la tasa de expansión y sus derivados durante la inflación) dan una relación entre(r=A_t/A_s) y n_t [ver aquí]. Por desgracia, la obtención de mediciones precisas de n_t parecen poco probable.
Boyle y Steinhardt emplean una estrategia alternativa simple: amplian el parámetro de Hubble (que cuantifica la tasa de expansión del universo) durante la inflación,H(φ) , como un desarrollo de Taylor del valor del campo inflatón φ alrededor del valor del campo que genera la escala de perturbación de interés, φ_* ( ver la ecuación. (2) de su estudio aquí]. (Nótese que, mientras es práctico parametrizar la evolución de H en términos de los efectos de algún efectivo campo inflatón ϕ , esto no es necesario y los resultados no dependen de si la inflación es impulsada por un verdadero campo escalar fundamental.) Entonces, luego de truncar esta expansión,después de dos , tres, o cuatro terminos , y exigiendo que la forma funcional que resulta para H(φ) sea válida hasta el final de la inflación, Boyle y Steinhardt han generado las "pruebas de arranque", un conjuntos de relaciones numéricas entre los valores observables r,n_s, y α_s . El actual espectro de potencia de la temperatura del fondo de microondas medido, por ejemplo, por el satélite WMAP en combinación con la más alta resolución del experimento de ACT, dan un valor de n_s=0.962±0.013 para un modelo con α_s=0, y n_s=1.032±0.039 y un valor de α_s=-0.034±0.018 para modelos con ambos n_s y α_s, como parámetros libres(ver aquí).
La relación escalar-tensorial (r) se puede probar mediante la búsqueda de los modos o "rizos" en la descomposición rizo- gradiente de la polarización del fondo de microondas [ ver aquí y aquí ]. Hasta el momento,las mediciones del ACT y del WMAP dan un límite superior r<0.25 con un nivel de confianza del 95%, basados sobre todo en las fluctuaciones de temperatura del fondo de microondas. Nuevas mejoras requieren las medidas de la polarización en los próximos experimentos y es probable que tengan la sensibilidad y el control de errores sistemáticos para la detección de una amplitud del tensor tan pequeña como de r = 0,01 (indicando que la emisión polarizada contaminante en las longitudes de onda de las microondas desde nuestra propia galaxia puede ser entendida bastante bien)[ver aquí ].



la ilustracion de la izquierda de la imágen muestra al instrumento BICEP el cual mide las variaciones en la polarización del fondo cósmico de microondas a un nivel de una parte en 10 millones .El telescopio con una apertura de 25cm tiene una resolución angular de medio grado a una frecuencia de microondas de 150Ghz,está diseñado para limitar las señales falsas del instrumento a este estricto nivel.El BICEP utiliza 100 bolómetros sensibles a la polarización enfriados a una fracción de un grado kelvin para detectar la radiación polarizada.A la derecha de la imágen se muestra una foto del sitio donde se localiza BICEP(Cosmic Extragalactic Polarization) el cual ha suministrado el mejor valor límite del cociente (escalar-tensorial) r después de medir solo la polarización del fondo cósmico.Tal experimento está trabajando hacia mediciones de r con una presición de 0.01 que son necesarias para las exigentes pruebas de la "relaciones de arranque" propuestas por Boyle y Steinhardt.La imágen muestra al "sector oscuro" del laboratorio en el polo sur en cuya cima se encuentra BICEP tras el escudo de tierra metálico.


El mayor obstáculo de observación para las pruebas decisivas de todo el conjunto de las “relaciones de arranque” puede ser el medir (α_s) con la suficiente precisión; hay que tener en cuenta que la primera prueba de arranque predice un α_s=-5.3×10^-4. Futuras mediciones de la radiación de 21cm del hidrógeno neutro antes de la reionización del universo por las primeras estrellas y galaxias, puede en principio, probar un (α_s) en el nivel de 10^-4 [ ver aquí y aquí], aunque esta perspectiva emocionante depende en parte del control de errores sistemáticos que no se entienden bien en la actualidad.
Las “pruebas de arranque” que aquí se presentan involucran sólo cantidades que son potencialmente observables con los experimentos actuales o futuros. En ausencia de inflación, no hay ninguna razón por la que r,n_s y α_s deberían tener alguna relación especial entre ellas. Si las relaciones presentadas en este estudio se observan, esto sería una fuerte evidencia en favor de un origen inflacionario de las perturbaciones primordiales, y constituiría una prueba directa de la física en una escala de energía mucho más allá del alcance de cualquier acelerador de partículas. Si no se cumplen, la inflación aún puede ser el principal candidato para explicar los problemas del horizonte y planitud, pero la evolución de H durante la inflación no es entonces determinada por los pocos primeros términos de una expansión de Taylor en torno al valor del campo φ_* , correspondiente a las escalas que directamente podemos probar observacionalmente. En las palabras de Boyle y Steinhardt, esta "triste circunstancia" significaría que la evidencia a favor de la inflación ocurriendo en los inicios del universo probablemente seguiría siendo circunstancial.



el estudio de Boyle y Steinhardt se puede leer AQUÏ




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http://physics.aps.org/articles/v3/103#c9

avance teórico: La generación de la materia y la antimateria desde el vacío.

Bajo las condiciones apropiadas las cuales involucran a un rayo láser de muy alta intensidad y un acelerador de partículas de dos millas de largo podría ser posible crear algo de la nada, de acuerdo con los investigadores de la Universidad de Michigan.


Los científicos e ingenieros han desarrollado nuevas ecuaciones que muestran cómo un haz de electrones de alta energía en combinación con un intenso pulso láser podrían rasgar el vacío en sus componentes fundamentales de materia y antimateria, y desatar una cascada de eventos que generen pares adicionales de partículas y antipartículas.
"Ahora podemos calcular como a partir de un solo electrón, varios cientos de partículas pueden ser producidas. Creemos que esto sucede en la naturaleza, cerca de los púlsares y estrellas de neutrones", dijo Igor Sokolov, un científico de investigación quién realizó esta investigación junto con el científico investigador asociado John Nees, el profesor emérito de ingeniería eléctrica Gerard Mourou y sus colegas de Francia.
En el corazón de este trabajo está la idea de que el vacío no es exactamente la nada.
"Es mejor decir, siguiendo al físico teórico Paul Dirac,de que el vacío, o la nada, es la combinación de la materia y antimateria (partículas y antiparticulas).Su densidad es tremenda, pero no podemos percibir algo de ella, porque sus efectos observables se cancelan por completo las unas a las otras ", dijo Sokolov.


imágen del laser HERCULES en la Universidad de Michigan,ahora un grupo de científicos planea utilizarlo para comprobar en parte su teoría sobre la generación de partículas y antipartículas desde el vacío,usando un laser de gran potencia en conjunto con un haz de electrones de alta energía.Credito: Anatoly Maksimchuk, associate research scientist in the Department of Electrical Engineering and Computer Science.


La materia y la antimateria se destruyen entre sí cuando entran en contacto en condiciones normales.
"Pero en un fuerte campo electromagnético, esta aniquilación, que suele ser un mecanismo disipador, puede ser el origen de nuevas partículas,"dijo Nees, "En el curso de la aniquilación, los fotones gamma aparecen, los cuales pueden producir electrones y positrones adicionales. "
Un fotón gamma es una partícula de alta energía de la luz. Un positrón es un anti-electrón, una partícula imagen especular con las mismas propiedades que un electrón, pero con una carga opuesta, positiva.
Los investigadores describen este trabajo como un gran avance teórico, y un "salto cualitativo en la teoría."
Un experimento de finales de los 90 logró generar a partir de un vacío ,fotones gamma y un ocasional par electrón-positrón.Estas nuevas ecuaciones llevan este trabajo un paso más profundo para modelar cómo un fuerte campo láser podría promover la creación de más partículas de las que se inyectan inicialmente en un experimento a través de un acelerador de partículas.
"Si un electrón tiene la capacidad para convertirse en tres partículas dentro de un plazo muy corto, esto significa que no es un electrón por mucho tiempo", dijo Sokolov. "La teoría del electrón se basa en el hecho de que el será un electrón para siempre. Pero en nuestros cálculos, cada una de las partículas cargadas se convierte en una combinación de tres partículas, más un cierto número de fotones."
Los investigadores han desarrollado una herramienta para poner en práctica sus ecuaciones en el futuro en una escala muy pequeña usando el láser HERCULES en la UM(University of Michigan). Para probar el potencial completo de su teoría, un láser tipo HERCULES tendría que ser construido en un acelerador de partículas como el SLAC (National Accelerator Laboratory) en la Universidad de Stanford. Dicha infraestructura no está actualmente prevista.
Este trabajo podría tener aplicaciones en la fusión por confinamiento inercial, la que podría producir energía más limpia de las reacciones de fusión nuclear, dicen los investigadores.
Para Sokolov,esto es fascinante desde una perspectiva filosófica.
"La pregunta básica de lo que es el vacío, y lo que es la nada, va más allá de la ciencia", dijo. "Esta profundamente arraigada en la base no sólo de la física teórica, sino de nuestra percepción filosófica de toda la realidad, de la vida, incluso de la pregunta religiosa de que todo el mundo podría haber venido de la nada."
Esta investigación fue financiada en parte por el Departamento de Energía de los Estados Unidos.


el estudio se puede leer AQUÏ



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http://ns.umich.edu/htdocs/releases/story.php?id=8167

nuevas observaciones de estrellas en explosión,revelan pausas , parpadeos y llamaradas nunca vistas anteriormente.

Los astrónomos han trazado la luz creciente y menguante de las explosiones de estrellas, más cercanamente que nunca antes y han visto patrones que aún no han sido explicados por nuestra comprensión actual de cómo estas erupciones se producen.

Un equipo dirigido por Bernard Jackson, un físico solar del Centro de Astrofísica y Ciencias Espaciales de la Universidad de California en San Diego, desarrolló un instrumento que permitió al equipo hacer tales mediciones precisas.
El instrumentoSMEI (Solar Mass Ejection Imager), captura la luz de todo el cielo cada 102 minutos.

Utilizando datos del SMEI, el equipo estudió cuatro estrellas que explotaron tan violentamente que su luz habría sido visible sin telescopio y midieron su brillantez a lo largo de la explosión.


el SMEI está constituido por tres cámaras a bordo del satélite Coriolis lanzado en el 2003 , las cuales capturan el cielo entero cada 102 minutos.Credito: CASS/UC San Diego


imágen artística de RS Ophiuchi una de las estrellas medidas en este estudio.Credito: David Hardy, STFC.


Tres de las estrellas, o novas, se demoraron antes de alcanzar su pico de luminosidad , y todas parpadearon o destellaron cuando las explosiones siguieron su curso, según informan en The Astrophysical Journal.


Debido a que la luz de las estrellas es una distracción para el equipo de Jackson, el ruido se debe restar de sus datos para que puedan centrarse en la corona exterior y la heliosfera de la estrella , así ellos hacen detallados mapas de la luz estelar, incluyendo su brillo.


los astrónomos siguieron las explosiones encontradas en un mapa de luz de todo el cielo.Credito: James Tappin, University of Birmingham, UK.


En los mapas Rebeca Hounsell una estudiante graduada en la Universidad John Moores de Liverpool, en Gran Bretaña quien estuvo de visita en la Universidad de California de San Diego, identificó las cuatro novas tras encontrar puntos de luz que rápidamente se iluminaron y atenuaron en el transcurso de días.

Otros astrónomos habían observado anteriormente una pausa en el brillo de las novas, o "pausa antes del máximo", pero otros pensaban que era una anomalía. La precisa escala de tiempo y repetidas observaciones de este estudio lo confirman, según dicen los autores.

"La realidad de esta pausa que se encuentra en las tres novas de rápido descenso observadas es un desafío a los modelos detallados de la explosión de nova", dijo uno de los autores, el astrofísico Mike Bode, de la Universidad John Moores en Liverpool .

Dos equipos independientes de teóricos ya han comenzado a refinar sus modelos de cómo las novas explotan en respuesta.

Los astrónomos suelen caracterizar a la luz cambiante de las novas con curvas que suavemente se adecuan a las más esporádicas observaciones, pero el ritmo rápido del instrumento SMEI capturó el centelleo que no se había observado antes. Todas parpadeaban cuando su luz disminuia y una nova, la más lenta de las cuatro en atenuarse, emitió destellos dos veces después de alcanzar su pico de luminosidad.

Estas novas son estrellas enanas blancas que roban material, en forma de hidrógeno, de una estrella compañera, a menudo una envejecida y expandida gigante roja. Cuando el hidrógeno se acumula la gravedad de la enana blanca lo atrae y condensa hasta que se inflama, lo que desencadena una reacción de fusión nuclear fuera de control.


El equipo especula que las llamaradas post-pico pueden corresponder a cambios en la dinámica de esa reacción que todavía necesitan ser explicados.

"Antes de que Hounsell mirara a través de estos datos, la mayoría de las novas, sólo se observaban cuando alcanzaban su pico de luminosidad . Las imágenes uniformemente expuestas del instrumento nos permiten seguir la evolución completa de estas explosiones, cuando ellas brillan y se debilitan", dijo Jackson de la UC en San Diego.

Los datos del SMEI , el cual ha estado en funcionamiento a bordo del satélite Coriolis desde enero del 2003, permite a los astrónomos medir las novas que anteriormente se perdian.

"Incluso hoy en día las novas son principalmente descubiertas por los astrónomos aficionados de todo el mundo quienes entonces alertan a sus colegas profesionales para llevar a cabo observaciones", dijo Hounsell.

Hasta cinco novas lo suficientemente brillante para ser detectadas por el SMEI explotan en nuestra galaxia cada año, Allen Shafter, profesor de astronomía en la Universidad de San Diego y uno de los co-autores del informe han estimado que anteriormente, más de la mitad hubieran desaparecido sin ser detectadas.

"El SMEI asegura que las novas más brillantes y de más rápida evolución - las que brillan y luego se desvanecen en pocos días - no se pasen por alto", dijo Shafter "La alta resolución temporal de estas observaciones ha abierto una nueva ventana en el estudio de. Las novas en nuestra galaxia. "





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http://www.universityofcalifornia.edu/news/article/24631

estudio predice distribución de fuentes de ondas gravitacionales.

Un par de estrellas de neutrones acercándose en espiral una hacia la otra se fundirán en una violenta explosión la cual producirá ondas gravitacionales detectables.Un nuevo estudio conducido por un estudiante de la Universidad de California en Santa Cruz, predice por primera vez donde este tipo de fusiones son probable que ocurran en el vecindario galáctico local.

Según Enrico Ramirez-Ruiz, profesor asociado de astronomía y astrofísica en la Universidad de California en Santa Cruz(UCSC), los resultados proporcionan información valiosa para los investigadores de los detectores de ondas gravitacionales, tales como el LIGO (Interferometry Gravitational-Wave Observatory) en Louisiana y Washington. "Este es un resultado muy importante, ya que es probable que altere significativamente la forma en que los observatorios de ondas gravitacionales en la actualidad operan", dijo Ramírez-Ruiz.
Luke Zoltan Kelley, estudiante de la UCSC quien trabaja con Ramírez-Ruiz, es el primer autor de un artículo que describe los nuevos hallazgos, que se publicarán el 10 de diciembre en Astrophysical Journal Letters .
Una predicción clave de la teoría general de la relatividad de Einstein, las ondas gravitacionales son ondulaciones en el tejido del espacio-tiempo provocada por los movimientos de objetos masivos.Los científicos todavía no han detectado ondas gravitatorias directamente porque son muy débiles y decaen rápidamente, pero una actualización planeada para LIGO (llamada Advanced LIGO) se espera que aumente considerablemente su sensibilidad. Compactas binarias –las cuales pueden consistir de dos estrellas de neutrones, dos agujeros negros, o uno de cada uno - se encuentran entre los mejores candidatos para emitir ondas gravitacionales que podrían ser detectadas por LIGO u otros experimentos en curso.


las ondas gravitacionales son ondulaciones del espacio-tiempo predichas por la relatividad general que se propagan a la velocidad de la luz y las cuales son producidas por objetos masivos acelerados.


Kelley investigó las implicaciones de una observación fundamental sobre binarias compactas: Los dos objetos no sólo se mueven en órbita alrededor uno del otro , sino también típicamente están viajando a gran velocidad por el espacio juntos, su centro de masa se mueve con una velocidad que puede estar muy por encima de los 200 kilómetros por segundos.
"Cuando los dos objetos se fusionen, es probable que se encuentren muy alejados de la galaxia donde nacieron", dijo Kelley.
Esto tiene implicaciones para los esfuerzos de observar las fusiones que emiten ondas gravitatorias.Los científicos esperan que coincida una detección en un observatorio de ondas gravitacionales con las observaciones de telescopio del evento de la fusión correspondiente. El nuevo estudio sugiere que los astrónomos podrían no querer buscar en las galaxias más cercanas a estas "contrapartes ópticas" de las ondas gravitacionales.
"Nuestras predicciones muestran que el propuesto uso de los catálogos de galaxias para el seguimiento de posibles detecciones de onda de gravedad- necesitará tener en cuenta la posibilidad de fusión lejos de las galaxias observadas", dijo Ramírez-Ruiz.
El "impulso" que envía a las binarias compactas a salir fuera de su galaxia de origen proviene de una ligera asimetría en las explosiones de supernovas que dan origen a las estrellas de neutrones y los agujeros negros. Cuando una estrella masiva explota, su núcleo colapsa para formar una estrella de neutrones (una pelota de rotación rápida densamente poblada de neutrones) o un agujero negro. De acuerdo con Kelley, una asimetría de uno por ciento en la explosión de la supernova daría lugar a una velocidad de retroceso de alrededor de 1.000 kilómetros por segundo (alrededor de 2 millones de millas por hora).
"Eso es alrededor de la velocidad máxima observada en las estrellas de neutrones y pulsares solitario", dijo. "En los sistemas binarios, la velocidad neta del "impulso" para el centro de masa es sensiblemente menor, y aún bastante incierta, pero es alrededor de 200 kilómetros por segundo."
Los investigadores utilizaron una simulación cosmológica estándar de la materia oscura y la formación de estructura en el universo para estudiar cómo las diferentes velocidades del "impuso" afectaría a la distribución de la fusión de binarias compactas. La simulación, se ejecutó en una supercomputadora en la UCSC, mostrando la formación de halos de materia oscura, cuya atracción gravitacional se cree conduce a la formación de galaxias. Los investigadores poblaron los halos más masivos con partículas marcadoras que representaban a los compactos sistemas binarios. Corridas por separado, dieron las diferentes velocidades de las binarias.


la fundición de 2 estrellas de neutrones se muestra en esta serie de imágenes de una simulación computacional, ondas gravitacionales son creadas las cuales podrían ser detectadas por instrumentos sensitivos.Crédito.Stephan Rosswog and Enrico Ramirez-Ruiz


Después de ejecutar el modelo para una edad simulada de 13.8 mil millones años (la edad actual del universo), Kelley encontró una región que se parecía a nuestro universo local, con una galaxia del tamaño de la Vía Láctea rodeada por un conjunto comparable de galaxias vecinas. Él entonces generó una imagen del cielo tal y como aparecería a los astrónomos en el universo simulado, mostrando la ubicación de binarias compactas y las galaxias locales.
Los resultados mostraron que las variaciones en la velocidad del "impulso" dieron lugar a marcadas diferencias en la distribución de binarias compactas. Si la fusión de una binaria compacta se produce lejos del fondo brillante de una galaxia, ella podría ser detectada por un telescopio de rastreo, como el previsto LSST (Large Synoptic Survey Telescope). Los operadores de los observatorios de ondas gravitacionales entonces conocerían cuándo y dónde buscar en sus datos una señal de ondas gravitacionales,dijo Ramírez-Ruiz.
Él y sus colegas de la UCSC, incluyendo al astrofísico teórico Stan Woosley y el estudiante graduado Luke Roberts, están tratando de averiguar lo que la señal óptica de la fusión de una compacta-binaria debería ser. "La detección de las contrapartes ópticas de las detección de ondas gravitacionales será mucho más fácil si no están dentro de las galaxias", dijo Ramírez-Ruiz.
Además de Kelley y Ramírez Ruiz, como co-autores del papel están Marcel Zemp de la Universidad de Michigan, Ann Arbor; Diemand Jürg del Instituto de Física Teórica en la Universidad de Zurich, y Ilya Mandel del Instituto de Tecnología de Massachusetts. Esta investigación fue financiada por la NASA, la David and Lucile Packard Foundation, de los EE.UU,la National Science Foundation y el Swiss National Science Foundation.



el estudio se puede leer AQUÏ



fuente de la información:



http://news.ucsc.edu/2010/12/gravity-waves.html

despejado misterio de 2 pozos en Marte.

Recientemente se publicaron imágenes de 340 observaciones de Marte hechas por la cámara HIRISE (High Resolution Imaging Science Experiment) a bordo de la MRO (Mars Reconnaissance Orbiter) de la NASA mostrando detalles de una amplia variedad de ambientes marcianos.

Entre las imágenes se destaca la de 2 hoyos que aparecían oscuros(en anteriores imágenes) ubicados en la región Ascraeus Mons ,mediante un procesamiento de imágenes se logra ver el fondo de ambos pozos .



imágen que anteriormente se tenía de los 2 oscuros hoyos ubicados al noroeste de la región de Ascraeus Mons estos hoyos tienen aproximadamente 180 m y 310 m en diámetro respectivamente y están situados en el medio de un oscuro depósito en forma de boomerang,estos depósitos están alineados con lo que parece ser una más grande y degradada depresión,los depósitos oscuros pueden consistir de material que ya sea haya sido extraido por el viento de los hoyos o traidos de otra fuente por los vientos locales.



Estas imagenes han sido altamente procesadas para revelar los detalles dentro de cada hoyo el más pequeño y más hacia el este (imágen superior)contiene rocas y sedimentos a lo largo de sus paredes y brillantes dunas de arena en su piso.El más grande y más hacia el oeste (imágen inferior) contiene sedimentos , rocas y patrones parecidos a dunas en la parte más profunda del piso,ambos hoyos tienen una pared muy empinada oriental (a la derecha) y una pared de pendiente más suave occidental(a la izquierda).Sombras y proyecciones oscuras aparecen en ambas imágenes.Un estudio cuidadoso de las paredes y los pisos de los hoyos, así como del terreno circundante, ayudará a desentrañar la complicada serie de procesos que deben haber sido responsables de su formación y posterior modificación.


La cámara HIRISE es uno de los seis instrumentos de la Mars Reconnaissance Orbiter, que llegó a Marte en el 2006.
Ha hecho más de 17.000 observaciones.
Cada observación abarca una superficie de varios kilómetros cuadrados en Marte y revela detalles tan pequeños como un escritorio.



fuente de la información:



http://www.marsdaily.com/reports/Pits_Flows_Other_Scenes_In_New_Set_Of_Mars_Images_999.html

misión LISA se entona para "escuchar"ondas gravitatorias.

Un equipo de científicos e ingenieros del Jet Propulsion Laboratory de la NASA han llevado al mundo a un paso más cercano de "escuchar" las ondas gravitatorias - ondulaciones en el espacio y el tiempo predicha por Albert Einstein en el siglo 20.


La investigación, realizada en un laboratorio del JPL en Pasadena, California, puso a prueba un sistema de láser que volaría a bordo de la proyectada misión espacial denominada LISA(Laser Interferometer Space Antenna). El objetivo de la misión es detectar señales sutiles, como el susurro de las ondas gravitacionales, que aún no se han observado directamente. Esta no es una tarea fácil, y aún quedan muchos desafíos por delante.

Las nuevas pruebas del JPL dan un golpe a un hito importante, demostrando por primera vez que el ruido, o fluctuaciones aleatorias, en los rayos láser de LISA se pueden silenciar lo suficiente para escuchar el dulce sonido de las elusivas ondas.

"Para detectar las ondas gravitacionales, tenemos que hacer mediciones muy precisas", dijo Bill Klipstein, un físico en el JPL. "Nuestros láseres son mucho más ruidosos de lo que queremos medir, así que tenemos que eliminar ese ruido con cuidado para obtener una señal clara, es un poco parecido a escuchar una pluma cayendo en medio de una fuerte tormenta." Dice Klipstein quién es co-autor de un artículo sobre las pruebas de laboratorio que aparecieron en una edición reciente de Physical Review Letters.


ilustración artística que muestra el propósito de la misión LISA la cual consistirá de tres naves espaciales conectadas entre si a través de rayos laser .Ella sería la primera misión situada en el espacio en intentar la detección de las ondas gravitacionales -ondulaciones en el espacio tiempo que son producidas por objetos exóticos tales como agujeros negros.Credito: ESA.

El equipo del JPL es uno de los muchos grupos trabajando sobre LISA, un proyecto conjunto entre la Agencia Espacial Europea y la NASA, que, si se selecciona, se lanzaría en el año 2020 o posteriormente.En agosto de este año,a Lisa se le dio una alta recomendación por el informe del Consejo Nacional de Investigaciones decenales sobre astronomía y astrofísica de EE.UU.

Uno de los objetivos primarios de LISA es detectar directamente las ondas gravitacionales. Los estudios de estas ondas cósmicas comenzaron en serio hace décadas cuando, en 1974, los investigadores descubrieron un par de orbitantes estrellas muertas - un tipo llamado púlsares binarios - que estuvieron espiralmente acercándose cada vez más debido a una pérdida inexplicable de energía. Esa energía se demostró más tarde era en forma de ondas gravitacionales. Esta fue la primera prueba indirecta de las ondas, y, finalmente se otorgó el Premio Nobel de Física en 1993.

LISA se espera que no sólo "escuche" las ondas, sino también aprenda más acerca de sus fuentes - objetos masivos, tales como los agujeros negro y estrellas muertas, que emiten las ondas como melodías al universo cuando los objetos aceleran a través del espacio y el tiempo. La misión sería capaz de detectar las ondas gravitacionales de objetos de gran masa en nuestra galaxia, la Vía Láctea y galaxias distantes, permitiéndole a los científicos sintonizar en un lenguaje completamente nuevo de nuestro universo.

La misión propuesta equivaldría a un triángulo gigante de tres naves espaciales distintas, cada una conectada por rayos láser. Estas naves espaciales volarían en formación alrededor del Sol, a unos 20 grados detrás de la Tierra. Cada una sostendría un cubo de platino y oro que flotaría libremente en el espacio. Cuando las ondas gravitacionales pasen por la nave espacial, harían que la distancia entre los cubos, o masas de prueba, cambie en cantidades casi imperceptibles -, pero suficiente para los instrumentos extremadamente sensibles de LISA que serían capaz de detectar los cambios correspondientes en los láseres de conexión.

El equipo del JPL ha pasado los últimos seis años trabajando en los aspectos de la tecnología de LISA, incluyendo los instrumentos llamados fasómetros(medidores de fase) , que son sofisticados detectores de rayo láser. Las últimas investigaciones alcanzaron uno de sus principales objetivos – el de reducir el ruido láser detectado por los fasómetros en un mil millones de veces, lo suficiente como para detectar la señales de ondas gravitatorias.

El trabajo es como tratar de encontrar un protón en un pajar. Las ondas gravitatorias cambiarían la distancia entre dos naves espaciales – las cuales están volando a 5 millones de kilómetros (3,100,000 millas) de distancia – por aproximadamente unpicómetro que es aproximadamente 100 millones de veces más pequeño que el ancho de un cabello humano. En otras palabras, la nave están a 5000000000 de metros de distancia, y Lisa podría detectar los cambios en esa distancia en el orden de 0.000000000005 metros!

En el corazón de la tecnología láser de LISA está un proceso conocido como interferometría, que en última instancia revela si las distancias recorridas por los rayos láser de luz (y por lo tanto la distancia entre las tres naves), han cambiado debido a las ondas gravitacionales. El proceso es parecido a la combinación de las olas del mar - a veces se acumulan y crecen más grandes, y a veces se cancelan las unas a las otras para disminuir de tamaño.

"No podemos usar una cinta métrica para obtener las distancias entre estas naves espaciales", dijo De la Viña, "Así que utilizamos el láser. Las longitudes de onda de los láseres son como las marcas de graduación en una cinta de medir."

En LISA, la luz láser es detectada por los fasómetros y luego enviada a la tierra, donde es "interferida" a través de procesamientos de datos (el proceso se llama interferometría de retraso de tiempo por esta razón - hay un retraso antes de que la técnica de la interferometría sea aplicada). Si el patrón de interferencia entre los rayos láser es el mismo, entonces eso significa que las naves no se han movido en relación con las demás. Si hay cambios del patrón de interferencia entonces lo hicieron. Si todas las otras razones para el movimiento de naves espaciales han sido eliminadas, entonces las ondas gravitacionales son las culpables.

Esa es la idea básica. En realidad, hay una serie de otros factores que hacen a este proceso más complejo.Por un lado, las naves espaciales no permanecen quietas .Ellas naturalmente se mueven por razones que nada tienen que ver con las ondas gravitacionales. Otro problema es el ruido del rayo láser. ¿Cómo sabemos si la nave se movió a causa de las ondas gravitacionales, o si es el ruido del mismo láser el que hace que aparezca como si la nave se haya movido?

Esta es la pregunta que el equipo del JPL recientemente llevó a su laboratorio, que imita el sistema de LISA.Se introduce ruido aleatorio, artificial en sus lasers y luego, a través de un complicado conjunto de acciones de procesamiento de datos, sustraen la mayor parte de el de vuelta. Su éxito reciente demostró que podían ver los cambios en las distancias entre las naves espaciales del orden de un picómetro.

En esencia, silenciaron el estruendo de los rayos láser, por lo que si Lisa, es seleccionada para ser construida, será capaz de "oír" el universo suavemente tarareando un tono de ondas gravitacionales.



el estudio se puede leer AQUÏ



fuente de la información:



http://www.jpl.nasa.gov/news/news.cfm?release=2010-394&rn=news.xml&rst=2826

nueva evidencia señala a las supernovas como responsables de las "fuentes galácticas" en la Vía Láctea.

Observando los brillantes rayos-X del gas en el halo de la Vía Láctea, el XMM-Newton de la ESA ha recogido nuevos datos que favorecen un proceso que implica fuentes de gas caliente en nuestra galaxia. Tal escenario, con el gas fluyendo desde el disco galáctico hacia el halo donde se condensa dentro de nubes más frías y posteriormente volviendo a caer en el disco, confirma la importancia de las explosiones de supernovas en la evolución del medio interestelar y de toda la Galaxia.



El medio interestelar (ISM) en la Vía Láctea es un sistema complejo y dinámico compuesto de gas en diferentes fases, que abarcan una amplia gama de densidades y temperaturas. La interacción entre las distintas fases en el ISM, es decir , el caliente,el tibio y el frío gas, determinan toda la historia de la formación estelar en nuestra galaxia, por la configuración de los lugares de nacimiento de estrellas. Las estrellas más masivas, en particular, tienen una profunda influencia en el ISM, ya que liberan grandes cantidades de energía durante sus vidas asi como en sus eventuales fallecimientos dramáticos en la forma de explosiones de supernovas.Comprender la estructura y dinámica del ISM es un elemento clave para descifrar los procesos de formación de estrellas en la galaxia, asi como la evolución de las galaxias espirales en general.


esta ilustración de la Vía Láctea muestra el escenario de las fuentes galácticas:explosiones de supernovas en el disco galáctico calientan el medio interestelar (ISM) y pueden llevar el gas caliente fuera del disco creando la llamada fuente galáctica que contribuye a la formación de un halo de gas caliente alrededor de la Vía Láctea.Cuando el gas emerge sobre y debajo del disco alcanza una altura de unos pocos kiloparsecs y emite radiación volviéndose más frío condensándose dentro de nubes para luego volver a caer al disco asemejándose a una fuente.Las fuentes mostradas en la ilustración son solamente indicativas porque el número de fuente en la Vía Láctea no es bien conocido,el tamaño aproximado de las fuentes galácticas es comparado al tamaño de la galaxia ,la localización aproximada del sol es también indicada .Las distancias son dadas en kiloparsecs(kpc).Crédito ESA.

Una de las fase del ISM, el gas caliente, tiene muy baja densidad (inferior a 0,01 cm -3) y temperaturas de hasta unos pocos millones de grados Kelvin, por lo que es lo suficientemente caliente como para emitir rayos-X. La existencia de la componente caliente del ISM fue propuesta por primera vez en la década de 1970, poco después de que la nueva ventana espectral de la astronomía de rayos X se abriera y, desde entonces, ha quedado claro que la fase caliente representa una componente importante del ISM, ya que revela más directamente la inyección de energía en el ISM por parte de las estrellas y supernovas.
Las explosiones de supernova que calientan el ISM pueden sacar gas caliente del disco en las llamadas fuentes galácticas, formando un halo de gas caliente alrededor de la Vía Láctea. Este halo fue detectado por primera vez por el telescopio de rayos X ROSAT en la década de 1990, y halos similares también han sido detectados alrededor de otras galaxias espirales. En el escenario de la fuente galáctica, cuando el gas se eleva por encima y por debajo del disco, alcanzando alturas de unos pocoskiloparsecs , emite radiación y se convierte en más frío. Este gas enfriado empieza a condensarse en nubes que luego vuelven a caer en el disco, de manera que se asemeja a una fuente: esto crea una circulación global de gas en la galaxia que conecta dinámicamente el disco con el halo. Observaciones de radio del gas de hidrógeno en nuestra galaxia muestran estructuras que se cree son superburbujas estallando fuera del disco, dando lugar a las fuentes galácticas. Sin embargo, no podemos ver el gas caliente emergiéndo dentro del halo en estas estructuras, ya que los rayos-X de este gas caliente son absorbidos por el material en el disco.
"A pesar de que directamente no se puede observar el gas caliente que sube fuera del disco, ha sido durante mucho tiempo sospechado que las fuentes galácticas son responsables por el gas caliente observado en el halo de la Vía Láctea ", explica David Henley de la Universidad de Georgia, en los EE.UU., quién dirigió el estudio que proporciona nueva evidencia de apoyo de un mecanismo de fuente galáctica en nuestra galaxia. "Hemos tomado el espectro de los rayos-X que emite el gas caliente en el halo galáctico, y comparado con las predicciones detalladas procedentes de diferentes modelos. El escenario de fuente galáctica resultó ser el que mejor describe nuestros datos", añade.
El estudio se basa en una serie de observaciones espectroscópicas realizadas con el observatorio de rayos X, XMM-Newton de la ESA, en torno a la emisión del gas en el halo galáctico, la cual está dominada por átomos de oxígeno altamente ionizado en la banda de energía del XMM-Newton. Henley y colaboradores compararon los datos con las predicciones a partir de tres modelos diferentes que se han propuesto para explicar el origen del gas caliente en el halo: en un caso, el gas caliente es acrecionado desde material extra-galáctico, otro modelo da cuenta del calentamiento del gas del halo en términos de explosiones individuales de supernovas que tienen lugar en el mismo halo, por último, un tercer modelo se basa en supernovas energizándo la turbulenta dinámica del ISM y produciendo, entre otras características, fuentes galácticas. "La alta calidad del espectro conseguido por el XMM-Newton era esencial para discriminar entre los distintos modelos, apuntando hacia la importante contribución de las supernovas impulsando a las fuentes galácticas -a la emisión de rayos X del halo galáctico", comenta Norbert Schartel, científico del XMM-Newton.
Este resultado muestra que las fuentes galácticas son un jugador importante en la mezcla y distribución del gas en el ISM, confirmando así las pistas anteriores sobre el papel crucial de las supernovas en la evolución global de la Vía Láctea. "Todavía quedan algunas cuestiones pendientes, pero nos sentimos un poco más cerca para responder a la pregunta del origen del gas caliente del halo. Observaciones complementarias, ampliando el alcance del actual estudio , así como simulaciones más detalladas en el frente teórico seguramente arrojarán nueva luz sobre este asunto ", concluye Henley.


el estudio se puede leer AQUÍ


fuente de la información:



http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=47990