Un segundo extra el 30 de Junio

El 30 de Junio será el día más largo del año 2015. Literalmente, este día tendrá un segundo extra. En términos astronómicos, el llamado día solar corresponde al tiempo de rotación que toma a la Tierra de tal manera que el Sol aparece en la misma dirección en el cielo. Esto es lo que llamamos comúnmente día y tiene una duración de 24 horas. Es importante mencionar que la Tierra demora 23 horas y 56 minutos en completar una rotación en torno a su eje, esto se llama día sideral. Aunque tiene poco uso cotidiano, es la medida de tiempo fundamental para astrónomos y físicos ya que indica cómo rota nuestro planeta con respecto a las estrellas lejanas en vez del Sol.

Volviendo al día solar, éste se define en términos de la rotación terrestre, sin embargo esta rotación no es perfecta. Por ejemplo, debido a las mareas producidas por la influencia gravitatora del Sol y la Luna, la velocidad de rotación terrestre disminuye lentamente, por esto en vez de 24 horas = 86400 segundos, la Tierra completa un día solar en 86400.002 segundos (en promedio). La diferencia es muy pequeña, sólo dos milésimas de segundo al año, sin embargo con el pasar de los años esta pequeña diferencia se acumula. Además otros efectos contribuyen a cambios en el tiempo de rotación terrestre en varios milésimas de segundo, incluyendo fenómenos atmosféricos, variaciones estacionales del tiempo meteorológico, variaciones producidas por el fenómenos climáticos como El Niño, cambios en la dinámica interna de la Tierra, etc.

En nuestro mundo moderno, computadores y servidores en todo el planeta no pueden usar una medida de tiempo tan variable por lo que modernos relojes atómicos permiten una medida confiable y precisa del tiempo. Cuando los cambios en el día solar se acumulan lo suficiente como para sumar un segundo, los relojes atómicos del mundo deben ser recalibrados para compensar este cambio y así mantenerlos sincronizados con el día solar medio. Esto lo que ocurre este 30 de Junio, cuando el segundo posterior a las 23:59:59 no será 00:00:00 del 1 de Julio, sino que las 23:59:60 del 30 de Junio. Este momento en el que el segundero de los relojes atómicos cambian a un :60 en vez de volver a :00 no es tan inusual. En lo que va del siglo XXI, ha sido implementado también el 30 de Junio de 2012, el 31 de Diciembre de 2008, y el 31 de Diciembre de 2005. De la misma manera, en el siglo pasado fue implementado 22 veces desde 1972.

Este segundo extra en el reloj es parecido a lo que ocurre con los años bisiestos, en los que un día se agrega al calendario ya que nuestro planeta completa una órbita en torno al Sol en 365 días, 6 horas y 9 minutos. Por esto cada 4 años (aproximadamente), las algo más de 6 horas de diferencia se acumulan para sumar un nuevo día al calendario.

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La Luna, Venus y Júpiter son protagonistas en el cielo de junio.

Una de las cosas que más disfruto desde niño al mirar el cielo es comprender la naturaleza tridimensional de nuestro Sistema Solar a partir de la observación de los movimientos de los astros siguiendo sus órbitas durante el tiempo. ¿Cómo podemos hacer esto?

Desde este 19 de junio hasta fin de mes tendremos la posibilidad de observar el movimiento de los planetas Venus y Júpiter en el cielo, lo que culminará en una hermosa conjunción planetaria el día 30 de junio. Además, al dúo de planetas se sumará la Luna los días 19 y 20.

¿Cómo observar? Debemos mirar hacia el noroeste, desde una media hora después de la puesta de Sol, y hasta alrededor de las 9 de la noche (dependiendo de la facilidad con que puedan ver el horizonte). Conocido popularmente en Chile como “el Lucero“, Venus es el planeta que más destaca en el firmamento (y que puede llegar a verse a plena luz del día), y aparece más brillante que cualquier estrella, exceptuando al Sol. Luego, unos pocos grados más arriba, encontrarán al planeta Júpiter, el segundo más brillante. A simple vista, estos planetas se ven como estrellas muy brillantes, aunque pareciera que no titilan. La manera más simple de encontrarlos será si observamos este 19 o 20 de junio, pues la Luna se encontrará a unos pocos grados de ambos planetas (figuras 1 y 2), lo que podríamos calificar como una conjunción triple. Sin embargo, la conjunción entre Venus y Júpiter no ocurrirá sino hasta el 30 de junio, con una separación mínima de casi 20 minutos de arco (¡2/3 del diámetro aparente de la Luna llena!).

Figura 1. La Luna, Venus y Júpiter después del atardecer el 19 de junio.

Figura 1. La Luna, Venus y Júpiter después del atardecer el 19 de junio.

¿Qué es una conjunción? En astronomía, el uso más común del término conjunción es para describir un acercamiento aparente de dos o más astros en el cielo. Por lo tanto, una conjunción entre Venus y Júpiter implica que estos dos planetas aparecerán muy próximos en el firmamento. La definición también implica que una conjunción puede darse entre un planeta y una estrella, la Luna y un planeta, o la Luna y una estrella, o incluso entre varios astros.

Figura 2. La Luna, Venus y Júpiter. Crepúsculo vespertino  del 20 de junio.

Figura 2. La Luna, Venus y Júpiter. Crepúsculo vespertino del 20 de junio.

Podemos caracterizar una conjunción a partir de la separación mínima que alcanzarán los astros involucrados. Esta separación se mide en grados, pues se trata de un ángulo en la esfera celeste, con vértice en el observador. Tomemos como ejemplo la conjunción que veremos a fin de mes. Venus orbita más cerca del Sol que la Tierra, a 0.72 UA*, en cambio Júpiter orbita a 5.2 UA (por definición, la Tierra orbita a 1 UA del Sol, equivalente a 150.000.000 de kilómetros, aproximadamente). A pesar de que la distancia real entre Venus y Júpiter es de varios cientos de millones de kilómetros, para nosotros aparecerán a menos de 1/3 de grado uno del otro en el cielo (la Luna llena tiene un diámetro aparente de 0.5 grados).

Figura 3. Simulación del Sistema Solar para el 30 de Junio. Para un observador en la Tierra, Venus y Júpiter aparecen casi alineados.

Figura 3. Simulación del Sistema Solar para el 30 de Junio. Para un observador en la Tierra, Venus y Júpiter aparecen casi alineados.

La figura 3 representa la posición a escala de la Tierra, Venus y Júpiter para el día 30 de junio. El ángulo que veremos en el cielo es el formado por Venus-Tierra-Júpiter, y en el cielo aparecerá como lo muestra la figura 4. Lo interesante de estas figuras es que nos pueden ayudar a comprender la forma en 3 dimensiones de nuestro Sistema Solar. Por ejemplo, en la figura 4 se muestra la órbita de Venus (en rojo), la que aparece inclinada desde la perspectiva terrestre. (Para el lector, ¿cómo se vería la órbita de Júpiter en el cielo?).

Figura 4. Venus y Júpiter en conjunción. La linea roja representa la órbita de Venus alrededor del Sol.

Figura 4. Venus y Júpiter en conjunción. La linea roja representa la órbita de Venus alrededor del Sol.

La figura animada (figura 5) nos muestra el movimiento aparente de los astros entre los días 19 de junio y 2 de julio, a las 19:30 horas, desde la ciudad de La Serena en Chile. Se puede distinguir claramente el movimiento aparente de la Luna, Venus y Júpiter sobre el “fondo” de estrellas. Este movimiento, errático para los antiguos, es lo que llevó a que fuesen bautizados por los griegos como planetas, palabra que significaría “errante” o “vagabundo”, según la etimología. Volviendo al ejercicio de imaginar esto en 3D, es interesante mencionar que la Luna pasa a tan solo unos 380.000 km y orbitando alrededor de nosotros. Por otra parte, Venus (a 77 millones de kilómetros de la Tierra) está orbitando alrededor del Sol, que se encuentra bajo el horizonte. Júpiter, también en órbita alrededor, se encuentra a una distancia mucho mayor (908 millones de kilómetros), moviéndose en una órbita mucho más grande. Además, el plano de estas órbitas es casi el que describe la Luna.

Figura 5. Animación desde el 19 de junio al 2 de julio. El intervalo entre cada imagen es de 24 horas.

Figura 5. Animación desde el 19 de junio al 2 de julio. El intervalo entre cada imagen es de 24 horas.

Para finalizar, les dejo extendida la invitación a observar el cielo durante estos días, y tratar de imaginar y entender la “profundidad” de nuestro Sistema Solar en la esfera celeste, con la ayuda de nuestra Luna, Venus y Júpiter. ¡Espero que lo disfruten!
*UA significa Unidad Astronómica, y se define como la distancia media entre la Tierra y el Sol, y que equivale a 150.000.000 km. aproximadamente.

** Todas las figuras fueron creadas usando el programa de código abierto Stellarium (www.stellarium.org).

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Serie: Mensajeros cósmicos

Partículas bombardean nuestro planeta continuamente. La más conocida de todas es el fotón, partículas de luz emitidas por estrellas que nacen, gas y polvo interestelar, estrellas que mueren, etc. Durante siglos astrónomos han aprendido a recolectar e interrogar a estos fotones en diferentes energías, desde ondas de radio, microondas, luz visible y ultravioleta, hasta las altas energías de los rayos X. Cada uno de estos tipos de radiación es una ventana al universo que revela diferentes propiedades de los fenómenos que la emiten así como del espacio que recorren hasta llegan a nuestros telescopios en la Tierra y a bordo de satélites en órbita. Existen, sin embargo, otras partículas que llegan desde remotos lugares en el cosmos, cada una con una historia distinta que contar. En esta serie de tres partes contaré la fascinante historia de estos tres tipos mensajeros cósmicos que prometen una nueva clase de astronomía, una que revelará los eventos más energéticos en el universo.

Estas tres partículas han dado origen a lo que hoy se conoce como astropartículas, una disciplina que combina siglos de métodos desarrollados en astronomía y astrofísica con los detectores y teorías usados en física de partículas, además de nuevas metodologías originadas en diferentes disciplinas. Como dije en algún momento, estas tres partículas son las que me quitan el sueño por estos días ya que son a lo que me dedico actualmente. Estudiando para mi propio trabajo me he encontrado con estas historias que quiero compartir.

Estas historias no tendrán un único personaje principal ya que la idea es justamente mostrar cómo la observación de extraños fenómenos y los diferentes intentos por comprenderlos involucraron a muchas personas, un gran esfuerzo colectivo que llevó a su descubrimiento y comprensión. Mucha gente tiene una visión algo idealizada de la ciencia, en la que grandes descubrimientos o ideas nacen espontáneamente en la mente de genios, sin embargo la gran mayoría de los avances científicos son el resultado de pequeños pasos dados por muchas personas, no genios sino que científicos y científicas con pasión y curiosidad por comprender la naturaleza, además de mucho esfuerzo para realizar cuidadosos y muchas veces arriesgados experimentos. Contaré también el estado actual de cada una de estas modernas ventanas para explorar explosivos eventos del universo.

Esta serie estará divida en tres partes:

Mensajeros cósmicos I: rayos cósmicos
Mensajeros cósmicos II: rayos gamma
Mensajeros cósmicos III: neutrinos

Aunque no tengo un calendario definido y no puedo prometer cuándo cada parte será publicada, al menos la primera está casi lista y aparecerá próximamente.

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¿Cómo atrapar un neutrino?

NeutrinoEvent_IceCubeAtrapar un neutrino es parecido a intentar atrapar una bala con una bolsa de papel, es decir, no se puede. Neutrinos no pueden ser atrapados, contrario a lo que ocurre con otras partículas como electrones o fotones. Sin embargo, de la misma forma que una bala dejará una marca en su paso por la bolsa de papel, detectores pueden construirse para inferir la presencia de un neutrino. Así como un pequeño pájaro, un puma y una persona dejan diferentes y distintivas huellas al caminar por la nieve, la huella dejada en un detector puede usarse para determinar las propiedades de la partícula que la produjo.

Neutrinos reciben el apodo de partículas fantasmales (ghost particles) debido a su baja tendencia a interaccionar con la materia lo que los hace difíciles de detectar. Es común escuchar que los neutrinos no interaccionan en absoluto, sin embargo esto es incorrecto. Los neutrinos sí interaccionan con la materia pero la probabilidad de esta interacción es muy pequeña. Esto es equivalente a decir que la probabilidad de ganar la lotería es pequeña, sin embargo alguien en algún lugar gana. Esta pequeña probabilidad de interacción se debe a que los neutrinos son partículas fundamentales sin carga eléctrica, por lo que son insensibles a interacciones electromagnéticas, sólo interaccionan via la interacción nuclear débil (además de la gravedad, cuyos efectos son todavía más débiles). Esto hizo que más de 25 años pasaran entre la propuesta de Pauli de los neutrinos (ver El neutrino está de cumpleaños) y su observación experimental. Es por esto que 61.000.000.000 neutrinos cruzan cada centímetro cuadrado de nuestro cuerpo cada segundo sin producir efecto alguno. Hace un tiempo mostré cómo estimar este enorme número en ¿Cuántos neutrinos hay en una caja?
Es típico escuchar que un neutrino puede propagarse de manera inalterada por un año-luz de plomo, entonces cabe preguntarse ¿cómo es que los físicos construyen detectores de neutrinos y miden sus propiedades?

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Volviendo a la analogía de la lotería, la probabilidad de ganar es muy baja sin embargo una manera de aumentar nuestras posibilidades de ganar (aunque poco rentable económicamente) sería comprando muchos (¡muchos!) boletos de lotería. Esto es justamente lo que los físicos idearon: la probabilidad de interacción entre un neutrino y un núcleo atómico es fija pero las posibilidades de que dicha interacción ocurra aumentan si disponemos de mucha materia (un detector con muchos átomos) y muchos neutrinos (usando una fuente copiosa de neutrinos).

Los esfuerzos por detectar neutrinos comenzaron durante el Proyecto Manhattan, cuando Fred Reines en Los Alamos vio en una explosión nuclear una intensa fuente de neutrinos. Su implementación no fue posible por problemas técnicos, básicamente el detector sería vaporizado por la explosión lo que no lo hacía un experimento viable. Reines consideró luego una fuente más pacífica de neutrinos, un reactor nuclear que es una intensa fuente de antineutrinos, iniciando la búsqueda de los fantasmales neutrinos en lo que bautizó como Proyecto Polstergeist.

Reines junto a Clyde Cowan construyeron un detector que consistía en un tanque de agua que contenía cadmio (elemento 48 en la tabla periódica) y un detector de rayos gamma. El principio era que al interaccionar, un antineutrino transformaría un protón en un neutrón emitiendo un positrón (este proceso se llama desintegración beta inverso). Por un lado, el positrón rápidamente se encontraría con un electrón en los átomos de agua por lo que se aniquilarían emitiendo rayos gamma. Por otro lado, el neutrón luego de una fracción de segundo sería capturado por el cadmio, lo que también produce una emisión de rayos gamma. Por lo tanto, Reines pensó, la señal de un antineutrino en su detector sería la detección de emisiones de rayos gamma separados por una fracción de segundo. El detector fue instalado junto a un reactor nuclear y varios metros bajo tierra para protegerlo de la radiación cósmica; así fue como en 1956 detectaron una doble emisión de rayos gamma en la forma de dos señales consecutivas en sus osciloscopios. Por la detección experimental del neutrino (o antineutrino en este caso) Fred Reines recibió el Premio Nobel en 1995. El principio del detector de Cowan y Reines se sigue usando hasta nuestros días en el estudio de antineutrinos provenientes de reactores nucleares como en los experimentos modernos Daya Bay, Double Chooz y RENO.

Moderno experimento Double Chooz en Francia

Neutrinos creados en aceleradores de partículas y en la alta atmósfera por el bombardeo de rayos cósmicos poseen energías más altas que los antineutrinos de reactores y son principalmente neutrinos muónicos, los que como su nombre indica están asociados al muón, el primo pesado del electrón. Muones son fácilmente identificables por su masa y carga eléctrica, por eso existen dos métodos para detectarlos: detectores magnetizados y detectores de Cherenkov.

Los detectores magnetizados consisten en gigantescos y masivos bloques fabricados típicamente de láminas de acero con un poderoso campo magnético. El principio de detección es bastante simple: un neutrino muónico colisiona con un núcleo atómico en el acero produciendo un muón (además de otras partículas), el muón se mueve dentro del detector curvándose debido al campo magnético. La longitud de la curva así como la distancia recorrida por el muón permiten medir su energía y la orientación de la curvatura permite determinar su carga eléctrica. La reconstrucción 3D de una interacción de este tipo puede verse aquí. Estos detectores magnetizados tienen la gran ventaja de poder distinguir un muón de un anti-muón, lo que a su vez permite conocer si el neutrino que produjo la reacción era un neutrino o un antineutrino, muy importante en el estudio de posibles diferencias entre materia y antimateria. Detectores de este tipo son por ejemplo empleados en el experimento MINOS+ en EEUU. En Fermilab se aceleran protones hasta que tienen alta energía y se usan para bombardear un blanco (una barra de grafito) generando partículas llamadas piones, los que rápidamente se desintegran en muones y neutrinos muónicos. Estos neutrinos viajan 735 km bajo tierra desde Fermilab hasta una mina subterránea a más de 700 m de profundidad donde se encuentra el detector MINOS+, el que curiosamente tiene la forma de señal de alto, como indicando que allí los neutrinos deben detenerse. Un detector similar está ahora en construcción en India, donde se contruye el observatorio indio de neutrinos (INO).

Detector del experimento MINOS+

Detector del experimento MINOS+, 486 láminas octagonales de acero forman los 5.400 toneladas del detector.

Los detectores de Cherenkov son particularmente interesantes. Estos detectores usan un medio transparente como agua o hielo. Cuando un neutrino muónico de alta energía interacciona con un átomo del medio produce un muón que se mueve más rápido que la luz en este medio, por lo que a lo largo de su trayectoria se emite un destello de luz llamado radiación de Cherenkov (para entender cómo funciona recomiendo mi artículo anterior La majestuosa radiación de Cherenkov). Este destello se emite como un anillo de luz en la dirección del muón que a su vez es aproximadamente la dirección del neutrino que lo originó, por lo que midiendo el tamaño, la ubicación y la intensidad el anillo de luz es posible reconstruir la dirección en la que el neutrino se movía y su energía. Neutrinos electrónicos son también de gran interés y los detectores de Cherenkov permiten además distinguirlos. Un neutrino electrónico produce un electrón (no un muón), que al ser menos masivo que el muón producen anillos de luz algo difusos, mientras que un neutrino muónico produce un muón que al ser más masivo produce anillos de luz bien definidos. Así es como la huella que se observa en el detector (en forma de luz) permite distinguir diferentes tipos de neutrino de la misma forma que las huellas en la nieve delatan al puma o al pájaro que las produjo. La desventaja de un detector de Cherenkov en comparación a los detectores magnetizados es que neutrinos y antineutrinos producen los mismos efectos y por lo tanto no pueden distiguirse. Existen varios detectores de este tipo como los observatorios de neutrinos solares SNO en Canadá y Borexino en Italia, sin embargo los ejemplos más espectaculares son Super-Kamiokande y IceCube.

Interior del detector Super-Kamiokande

Paredes cubiertas de fotodetectores en el interior de Super-Kamiokande antes de ser llenado con agua

Super-Kamiokande (también llamado Super-K o simplemente SK) está ubicado 1 km bajo una gran montaña en el oeste de Japón. Consiste en un cilindro de 40 metros de diámetro y 40 metros de altura que contiene 50.000 toneladas de agua continuamente purificada y con sus paredes internas completamente cubiertas por detectores de luz (llamados fotodetectores). Super-K es la versión en grande de un experimento anterior llamado simplemente Kamiokande. Cuando un muón o un electrón producidos por la interacción de un neutrino con el agua emite su destello de Cherenkov, el anillo de luz es detectado al llegar a las paredes.

Anillos de luz detectador en las paredes de Super-K. A la izquierda, el anillo bien definido indica que fue producido por un muón; el anillo difuso de la derecha es la huella de un electrón.

Anillos de luz de Cherenkov detectados en las paredes de Super-K. A la izquierda, el anillo bien definido indica que fue producido por un muón; el anillo más difuso de la derecha es la huella de un electrón.

Super-K ha instalado una página que muestra estos anillos de luz en un monitor en tiempo real. Super-K está diseñado para el estudio de neutrinos de alta energía como los producidos por rayos cósmicos en la atmósfera (llamados neutrinos atmosféricos) y neutrinos de baja energía como los emitidos por nuestro Sol (llamados neutrinos solares) y los producidos por explosiones de estrellas (supernovas). En sus casi 20 años en funcionamiento, Super-K ha logrado revolucionarios descubrimientos, en particular que los neutrinos poseen masa, anunciado en 1998. En 2002 Masatoshi Koshiba líder del equipo de Super-K y de su antecesor Kamiokande recibió el Premio Nobel por la detección de neutrinos provenientes del cosmos. En los últimos años Super-K también es usado en experimentos de neutrinos de acelerador como T2K, diseñado para medir importantes parámetros del modelo de neutrinos relevantes en potenciales diferencias entre materia y antimateria.

Detectores de IceCube

Detectores de IceCube y la Torre Eiffel para apreciar su tamaño

IceCube está ubicado en el Polo Sur, donde en vez de agua usa el hielo antártico como medio material para la emisión de radiación de Cherenkov. IceCube es la extensión de un experimento anterior llamado AMANDA y consiste en más de 5.000 fotodetectores distribuidos en un cubo de 1 km por lado a 2.5 km bajo la superficie que terminaron de instalarse en 2010. Al igual que en Super-K, sus fotodetectores están diseñados para medir los destellos de Cherenkov producidos por muones más rápidos que la luz en el hielo. IceCube fue construido para el estudio de neutrinos de alta energía como neutrinos atmosféricos (igual que SK) y principalmente neutrinos ultra-energéticos producidos por eventos astrofísicos. Por esto IceCube es a veces llamado un telescopio de neutrinos, ya que servirá para el estudio de los fenómenos más energéticos del universo usando neutrinos. En sus tres primeros años luego de ser completado IceCube ha observado 37 neutrinos astrofísicos marcando el nacimiento de la astronomía de neutrinos (discutiré detalles de neutrinos astrofísicos en un próximo post).
Otros importantes observatorios de este tipo son ANTARES que usa el mismo principio de IceCube pero reemplazando el hielo antártico por las aguas del Mar Mediterráneo a 2.5 km de profundidad y a 40 km. de la costa francesa de Toulon; y Baikal en la profundidad del lago del mismo nombre en Rusia.

El futuro traerá nuevos detectores de neutrinos, los científicos de IceCube ya proponen una nueva generación de su actual observatorio para abarcar 10 km cúbicos, lo que llaman IceCube-Gen2; de la misma forma Japón pretende construir una versión mayor de Super-K con un experimento llamado Hyper-Kamiokande (sí, de los creadores de Kamiokande y Super-Kamiokande, ahora viene Hyper-Kamiokande). Además ya se encuentra en desarrollo el observatorio KM3NeT que poseerá varios kilómetros cúbicos con fotodetectores en el Mediterráneo.

Volviendo a la pregunta del título ¿Cómo atrapar un neutrino?, la respuesta es que no se puede. Entonces ¿es posible medir el paso o la traza de un neutrino? Tampoco, un neutrino a su paso no deja una huella observable, contrario a partículas con carga eléctrica que dejan estelas a su paso en una cámara de burbujas de la misma forma que un avión deja una estela a su paso en el cielo. La única manera de detectar un neutrino es destruyéndolo al esperar que interaccione con átomos en el detector generando nuevas partículas que sí dejan una huella observable. Esto muestra que técnicamente el nombre “detector de neutrinos” es algo inapropiado ya que no se detectan neutrinos, sólo se detectan los efectos de las partículas producidas por un neutrino, es decir, ¡detectores de neutrinos no detectan neutrinos! Lo que en realidad miden son las trayectorias en un detector magnetizado o los destellos de Cherenkov producidos por partículas con carga eléctrica que se mueven más rápido que la luz en el agua o hielo, las que fueron producidas por un neutrino.

huellas

Imagino lo asombrados que Wolfgang Pauli y Pavel Cherenkov estarían al ver estos enormes experimentos y tecnologías con los que físicos han aprendido a inferir las propiedades de estos pequeños neutros.

Imágenes: IceCube, National Geographic, Double Chooz, Fermilab, U. Tokio.

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No, Homero Simpson no predijo la masa del bosón de Higgs

Hace muchos años, en los inicios de Conexión Causal (cuando incluso tenía otro nombre), escribí un breve artículo sobre un supuesto contraejemplo al Teorema de Fermat mostrado en el episodio “The Wizard of Evergreen Terrace” de Los Simpsons. El supuesto contraejemplo es la seguna fórmula escrita en la pizarra:

SimpsonsBlackboardLa semana pasada comentarios sobre este episodio volvieron a inundar las redes sociales por la primera de las fórmulas en la pizarra, la que muestra una curiosa manera de escribir la masa del bosón de Higgs. Es importante mencionar que este episodio data de 1998, es decir, 14 años antes del descubrimiento del bosón de Higgs.

Según describe el medio inglés The Independent, Simon Singh que es el autor del libro The Simpsons and Their Mathematical Secrets relata cómo al evaluar numéricamente esta fórmula se obtiene un número muy cercano a la masa del bosón de Higgs medida recién en 2012. El número obtenido es 124 GeV, la masa del bosón de Higgs medida en el LHC es 125 GeV, bastante cerca, una coincidencia impresionante. Esto ha dado para muchos artículos y titulares, además de muchos (¡muchos!) tuits. Sin embargo hay un pequeño problema: esta afirmación es incorrecta, sólo basta con evaluar la fórmula para darse cuenta que no funciona; la fórmula entrega 777 GeV y no 124 GeV, como señala Singh según The Independent.

Desconozco por qué tanta gente difundió esto (incluso varios físicos lo publicaron en Twitter) cuando sólo basta una calculadora para comprobar que la fórmula entrega un número más de seis veces más grande que lo anunciado en los medios, el cual hace mucho se sabe que no es posible ya que contradeciría los resultados de otros experimentos. En internet abundan las fotos falsas o imágenes difundidas como reales que son montajes, las que requieren cierto esfuerzo para refutar su veracidad, pero con una fórmula matemática es trivial y cualquiera puede hacerlo. La fórmula en cuestión es

CodeCogsEqndonde h es la constante de Planck (h = 6.63 x 10-34 J s), c es la velocidad de la luz (c = 3 x 108 m/s), y G es la constante gravitacional (G = 6.67 x 10-11 N m2/kg2). Al poner todos los números se obtiene que la supuesta masa del bosón de Higgs es 1.4 x 10-24 kg, que al convertirlos a GeV (para esto hay que dividir el número anterior por 1.78 x 10-27) entrega aproximadamente 777 GeV, y no 124 GeV. Por lo tanto, lamento arruinarlo pero no, Homero Simpson no predijo la masa del bosón de Higgs.

¿De dónde podría provenir esta falsa noticia? Apostaría a que alguien confundió h (la constante de Planck) con \hbar (la constante de Planck reducida), las que difieren por un factor 2\pi, luego al transformar una en la otra también confundió la multiplicación por una división, produciendo un factor 2\pi extra en el denominador de la fórmula, que daría como resultado los 124 GeV que señala Singh según The Independent. Son varios errores matemáticos lo que no hablaría muy bien de quien lo derivó. Sin embargo el regaño mayor lo merecen quienes, con el conocimiento necesario para comprobar el error, difundieron esta noticia sin antes verificar el resultado.

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BICEP2+Planck: no hay evidencia de ondas gravitatorias primordiales (todavía)

QSe han anunciado los tan esperados resultados del estudio conjunto entre la misión del satélite Planck y el telescopio BICEP2 ubicado en el polo sur. El resultado es que se observa un exceso en la región de interés que podrían ser los tan buscados modos B producidos por ondas gravitatorias primordiales, sin embargo la señal es tan pequeña que por ahora no puede ser considerada como una detección.

La historia comienza en marzo 2014, cuando la colaboración BICEP2 en una rueda de prensa anunció el descubrimiento de los llamados modos B que serían consecuencia de ondas gravitatorias en la etapa muy temprana del universo. En su momento expliqué el significado de los términos técnicos por lo que recomiendo leer el artículo Descubrimiento de modos B en la polarización del CMB. Luego de la celebración del descubrimiento considerado histórico en cosmología, algunos investigadores cuestionaron algunas de las estimaciones usadas por BICEP2 para incluir la contaminación de los datos debido al polvo galáctico. Durante meses se esperó que el satélite Planck presentara su estudio independiente del polvo galáctico en varias frecuencias. Recordar que BICEP2 es más preciso que Planck sin embargo sólo puede estudiar la radiación cósmica a una frecuencia fija, en cambio Planck puede estudiar un amplio rango de frecuencias. Me gusta visualizarlo como que BICEP2 es una radio que sólo permite sintonizar tu estación radial favorita, en cambio Planck permite más variedad al poder sintonizar diferentes frecuencias.

La sombra de este polvo galáctico se volvió más oscura cuando en septiembre el equipo de Planck hizo público su estudio en varias frecuencias: encontraron que las estimaciones de BICEP2 fueron bastante optimistas. Ante esta situación ambos equipos optaron por el enfoque más honesto y saludable: unir fuerzas para aclarar si la señal anunciada en marzo por BICEP2 es real, lo que estaría terminado a fines de 2014. Quisiera mencionar que combinar datos de diferentes experimentos es una misión poco trivial, ingenuamente parecería que los datos se mezclan para obtener un promedio, sin embargo este tipo de analisis es muy complejo ya que experimentos diferentes poseen diferentes fuentes de error y por lo tanto deben tratarse cuidadosamente para evitar “ensuciar” los datos. Optimistas esperábamos el análisis combinado BICEP2+Planck en noviembre, sin embargo diciembre era más realista. A fines de noviembre comenzaron a circular rumores de que el resultado estaría el 22 de diciembre, sin embargo consulté con uno de los líderes del estudio que estuvo de visita acá en el Instituto y me dijo que habría que esperar hasta enero de 2015.

Esta mañana como siempre revisé Twitter y mi TL hervía con comentarios y discusiones de Planck y BICEP2. Una vez más, este medio de comunicación me sorprende con noticias científicas así como su detallada discusión por parte de expertos  y expertas en el tema. El esperado análisis combinado fue anunciado esta madrugada a través de una nota de prensa oficial en la web en francés de la misión Planck (curiosamente la nota de prensa fue removida, la nota de prensa oficial aparece en la web de ESA). El análisis combinado de ambos equipos revela que después de apropiadamente remover la contaminación producida por el polvo galáctico, se observa un exceso, es decir, una señal similar a la que producirían ondas gravitatorias primordiales; no obstante, la señal observada es demasiado pequeña como para ser significativa y por lo tanto no podemos llamarle detección o descubrimiento. En términos algo más técnicos, el famoso parámetro r (que puede interpretarse como la intensidad de las ondas gravitatorias primordiales) no ha sido determinado y sólo tenemos un límite superior. En marzo 2013, Planck anunció el límite superior r<0.11; un año más tarde BICEP2 presentó lo que parecía la medición (en vez de un límite superior) de r=0.2. Hoy al combinar los datos de Planck, BICEP2 y Keck (este último es otro telescopio del equipo BICEP2 que permite “sintonizar otras estaciones de radio”) el límite superior es r<0.13.
Por ahora sólo se ha publicado una nota de prensa y todo el mundo espera el paper oficial que debería aparecer en estos días. (Actualización: el paper está disponible en arXiv)

Importante es señalar que este resultado no implica que las ondas gravitatiorias primordiales así como la inflación no existan, sin embargo no han sido descubiertas todavía. Podría ser que el famoso parámetro r sea r=0.07 y por eso no lo hemos observado todavía, por lo que más datos y mejores técnicas podrían revelar las ondas gravitatiorias primordiales en un futuro próximo.

Imagen: HFI Planck

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¿Por qué aterrizamos sobre un cometa?

ilustración del descenso de Philae sobre el cometa 67P (ESA)

Ilustración del descenso de Philae sobre el cometa 67P (ESA)

Hoy hemos vivido un día histórico, la sonda espacial Philae se ha separado de la “nave nodriza” Rosetta y ha descendido sobre el cometa 67P posándose en su superficie. Esta maniobra descabelladamente compleja ha sido realizada con éxito gracias al trabajo conjunto de científicos e ingenieros de diversos países guiados por un espíritu de aventura y las ganas de conocer más acerca de nuestros orígenes.

Ha sido un día emocionante y ha sido un agrado compartirlo a la distancia a través de Twitter con tanta gente. Porque emocionarse con este logro colosal no te hace nerd (o geek, o como sea que le llamen en estos días), te hace humano. Es fácil hacer de uno logros de otras personas, sin embargo el mensaje de colaboración, de trabajo arduo y de confianza en la ciencia (porque ¡funciona!) que transmite un logro como el de hoy nos emociona.

Anoche me fui a dormir después del primer Go/NoGo, el chequeo general donde anunciaron que Rosetta y Philae estaban en la órbita correcta. Esta mañana me levanté temprano para verificar que el último Go/NoGo daba luz verde a Philae para comenzar el descenso. A la hora esperada Rosetta comunicó que Philae se había separado. Rosetta puede controlarse desde Tierra, pero Philae y su descenso fue completamente autónomo y durante 7 horas estuvimos a la espera de noticias. Además, toda señal se mueve a la velocidad de la luz por lo que demora 28 minutos en recorrer los más de 510 millones de kilómetros entre la Tierra y las sondas. Al final, luego de 10 años de planificación, diseño y construcción, además de otros 10 años recorriendo el espacio hasta llegar al cometa, la última media hora se hizo eterna y muchos nos comimos las uñas esperando la confirmación del aterrizaje.

No profundizaré en los detalles de la misión, ya que muchos sitios ya han realizado una gran labor explicando estos detalles, recomiendo visitar las continuas actualizaciones y seguimiento de la misión de Rosetta en el blog de las amigas de Star Tres así como CosmoNoticias. El por qué queremos entender los cometas ha sido también explicado muchas veces, pero quería compartir mi versión.

Cuando alguien nos invita a comer y probamos un plato increíblemente delicioso no podemos dejar de cuestionarnos “¿cuál será la receta?” o “¿cuáles serán los ingredientes?” Con nuestro sistema solar, nuestro planeta y eventualmente el origen de la vida en la Tierra nos pasa igual, nos gustaría saber cuál fue la receta, los ingredientes que permitieron la formación de complejas estructuras, desde planetas y lunas, hasta océanos y vida. Supongamos ahora que aquel delicioso plato no tiene una receta, es decir, no está escrita en ningún lugar, ¿cómo podríamos determinar sus ingredientes? Una posibilidad sería ir a la cocina y buscar el rincón donde están los restos de los ingredientes usados para preparar el plato, los que podrían ayudarnos a armar la receta. Llevando esta idea al origen de nuestro sistema solar, luego de formarse hace unos 4.500 millones de años, los restos de los ingredientes quedaron orbitando en un rincón del sistema solar, más allá del planeta Neptuno. Allí forman un anillo llamado cinturón de Kuiper; incluso más allá de este cinturón hay también una nube de estos escombros llamado nube de Oort. Esos restos son fríos cuerpos similares a bolas de nieve sucias llamados cometas. Es por esto que nos interesan los cometas, son los restos de los ingredientes de este plato delicioso que llamamos sistema solar.

En el pasado la gente creía que los cometas eran mensajeros de los cielos anunciado catástrofes, hoy se especula que podrían haber traído el agua e incluso las moléculas básicas para la vida a nuestro planeta. Es por esto que aterrizamos y estudiamos cometas, porque podrían esconder los ingredientes secretos de la formación de nuestro sistema solar. A principios del siglo XIX se descubrieron en el río Nilo la famosa piedra Rosetta y el obelisco Philae, antiguos restos con inscripciones en griego antiguo, egipcio antiguo y jeroglíficos egipcios, los que permitieron “traducir” los jeroglíficos. Así como la piedra Rosetta y el obelisco Philae nos abrieron una puerta al pasado para comprender antiguas civilizaciones, hoy las sondas espaciales Rosetta y Philae han llegado donde nadie ha llegado antes para abrir una puerta al pasado más remoto de nuestro sistema solar, ese plato delicioso cuya receta queremos comprender.

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