La revista Infection and Immunity ha publicado el 8 de agosto un estudio que relaciona el índice de impacto y el número de artículos retractados mediante un nuevo índice bibliométrico llamado “índice de retracción.” El estudio concluye que las revistas con mayor índice de impacto tienen un índice de retracción mayor. Según los autores del estudio la razón es que el aliciente de publicar en revistas de alto índice de impacto, con una gran repercusión en la carrera académica de los autores, hace que los autores se arriesguen más a la hora de publicar. El riesgo tiene una contrapartida para los autores, te pueden rechazar el artículo, pero también tiene otra para las revistas, muchos de los artículos aceptados acaban siendo retractados. El índice de retracción de una revista en este artículo se define como el número de retracciones entre 2001 y 2010, multiplicado por mil y dividido entre el número de artículos publicados. Los autores han estudiado 150 revistas internacionales y los resultados más relevantes aparecen en la figura que abre esta entrada. El artículo es Ferric C. Fang, Arturo Casadevall, “Retracted Science and the Retraction Index,” Infect. Immun., published online ahead of print on 8 August 2011 [el artículo es de acceso gratuito]. Para los que no estén duchos en los nombres de las revistas de mayor impacto, les recuerdo que NEJM = New England Journal of Medicine, J. Exp. Med. = Journal of Experimental Medicine, EMBO J. = EMBO Journal, J. Immunol. = Journal of Immunology, e IAI = Infection and Immunity; el resto (Science, Cell, Nature, Lancet y PNAS tienen su nombre completo).
Quien alguna vez haya derramado su café en la mesa habrá observado que en el borde de la mancha, una vez se ha evaporado el líquido, aparece un anillo de granitos de café. La causa se publicó en 1997 en Nature, el flujo hacia afuera de las partículas de café suspendidas en el líquido mientras éste se evapora. Hoy se publica en Nature un artículo que demuestra que este efecto se podría evitar si las partículas de café fueran elipsoidales. Supongo que te preguntarás para qué sirve estudiar cómo evitar el borde de las manchas de café. Según los autores, esta investigación básica tendrá aplicaciones tecnológicas en las impresoras por chorro de tinta y para lograr un recubrimiento uniforme de materiales mediante películas delgadas (pinturas, lubricantes y otros recubrimientos). No sé qué opinarás al respecto, pero en mi opinión dos artículos científicos sobre la formación de las manchas de café publicados en la prestigiosa revista Nature es todo un logro de marketing para los investigadores responsables de estos estudios. Nos lo cuenta Jan Vermant, “Fluid mechanics: When shape matters,” Nature 476: 286–287, 18 August 2011, que se hace eco del artículo técnico de Peter J. Yunker, Tim Still, Matthew A. Lohr, A. G. Yodh, “Suppression of the coffee-ring effect by shape-dependent capillary interactions,” Nature 476: 308–311, 18 August 2011. El artículo publicado en Nature en 1997 es Deegan, R. D. et al., “Capillary flow as the cause of ring stains from dried liquid drops,” Nature 389: 827–829, 1997.
El mecanismo que explica la acumulación de los granitos de café en suspensión en el borde de la mancha es el siguiente. El borde del líquido se adhiere a la superficie debido a su rugosidad, lo que provoca que el radio del menisco se mantenga constante mientras el líquido se evapora. Conforme el líquido se evapora, la tensión superficial obliga a que nuevo líquido ocupe su lugar para mantener el radio del menisco constante. Este flujo desde el interior hacia el borde arrastra las partículas en suspensión que se acumulan en el borde de la mancha. El resultado es el típico anillo de granitos de café en el borde de la mancha. Yunker et al. han demostrado en su artículo que si las partículas en suspensión son elipsoidales y se encuentran en la superficie del líquido, se produce un aumento de la viscosidad superficial sobre la partícula debido a que la tensión superficial actúa de forma diferente en los “picos” de la partícula (donde su curvatura es mayor) que en su parte media (donde la curvatura es casi nula). El cambio local en la forma de la interfaz entre el líquido y el aire alrededor de la partícula elipsoidal produce fuerzas capilares cuyo efecto es bastante poderoso y de largo alcance, hasta el punto de que evita el flujo de estas partículas hacia el borde de la mancha. Para descubrirlo, Yunker et al. han observado mediante microscopios conectados a cámaras de vídeo el comportamiento de pequeñas partículas de látex de poliestireno de pocos micrómetros, tanto esféricas como elipsoidales, en suspensiones acuosas con concentraciones entre el 0,01% y el 20% en volumen. Los autores han descubierto que la adición de una pequeña cantidad de elipsoides (apenas un 0,015%) es suficiente para evitar la formación del anillo de partículas en el borde de la mancha. Además, la hipótesis de los autores sobre el efecto de la tensión superficial en la viscosidad ha sido verificada gracias a la adición de surfactantes (tensioactivos) en el líquido que reducen el efecto de la tensión superficial.
Hay un podcast en Nature con una entrevista a Peter J. Yunker, estudiante de doctorado y primer autor del artículo. Según cuenta él es el responsable del descubrimiento casual que condujo al artículo (mientras estudiaba cristales coloidales formados por partículas elipsoidales).
PS: El tema de las manchas de café parece que está de moda; también hay un artículo reciente en PRL. En concreto, Álvaro G. Marín, Hanneke Gelderblom, Detlef Lohse, Jacco H. Snoeijer, “Order-to-Disorder Transition in Ring-Shaped Colloidal Stains,” Phys. Rev. Lett. 107: 085502, August 15, 2011 [el artículo es de acceso gratuito], que nos desglosa Greg Huber, “Rush hour in a drop of coffee,” Physics 4: 65, 2011.
PS (22 ago. 2011): Álvaro G. Marín nos recomienda este vídeo suyo en youtube, con buena música y un texto (en inglés) muy clarificador. Álvaro y los demás lectores de este blog ya sabéis que le tengo un cariño especial a los vídeos de la Gallery of Fluid Motion.
Muchos de los lectores de este blog serán aficionados a la serie de televisión de humor “Big Bang” (The Big Bang Theory). En el primer episodio de la primera temporada Sheldon le muestra a la guapa Penny su pizarra indicándole que la parte de arriba “Solo es mecánica cuántica,” que la parte central presenta “unos toques de teoría de cuerdas aplicadas,” y que la parte de abajo es “solo un chiste, una burla de la aproximación de Born-Oppenheimer.” Para los lectores de este blog que no entiendan lo que significan las palabras de Sheldon, creo que conviene presentar una explicación. No soy experto en fenomenología de la teoría de cuerdas, pero trataré de explicarme lo mejor posible.
Lo primero, el personaje Sheldon Lee Cooper (doctor en física que investiga en teoría de cuerdas) seguramente toma su nombre de pila de Sheldon Lee Glashow, premio Nobel de Física en 1979 (por sus contribuciones a la teoría electrodébil y al modelo estándar de la física de partículas). Glashow es famoso por ser escéptico respecto la teoría de cuerdas; siendo profesor de la Universidad de Harvard trató de expulsar del departamento de física a todos los físicos de cuerdas; como no lo logró, abandonó Harvard y se fue a la Universidad de Boston. Por cierto, la wikipedia pone que su nombre se debe a Sheldon Leonard, un actor y productor de televisión (yo no estoy de acuerdo). En cuanto al apellido es un homenaje a Leon Neil Cooper, premio Nobel de Física en 1972 (por sus contribuciones a la teoría BCS de la superconductividad); esto sí lo pone la wikipedia.
Vayamos al grano, a la pizarra. Cuando Sheldon afirma que la parte de arriba es “solo es mecánica cuántica” se refiere a que se presenta un cálculo convencional en el marco del modelo estándar. En concreto un modo de desintegración del quark top (t) en un quark bottom (b) y bosón vectorial W. En la pizarra aparece t→W+b. Recuerda que se conserva la carga eléctrica (la carga del top es +2/3, la del W es +1 y la del bottom −1/3). Una partícula elemental se puede desintegrar de muchas maneras y se llama tasa de desintegración (branching ratioo BR) de un modo concreto al porcentaje (o probabilidad) de que se desintegre usando dicho canal. En el caso del quark top y el canal de desintegración Wb, lo que aparece en la pizarra es una estimación del valor BR(t→Wb) utilizando los valores de los parámetros de la matriz de Cabibbo-Kobayashi-Maskawa (CKM). Los valores que aparecen en la pizarra son valores de 2007, actualmente Vtd es un poco menor y Vtb un poco mayor. Según la pizarra de Sheldon BR(t→Wb) ≈ 99,82%. El valor actual según el Particle Data Group (pág. 5) es un poco mayor (99 ± 9)% y tiene una incertidumbre experimental mucho más alta de lo que parece afirmar la pizarra (con un error experimental del 9% no tiene sentido incluir dos decimales). En julio de 2011 se ha reducido la incertidumbre a solo un 3,5%, que sigue siendo muy alta comparada con lo que aparece en la pizarra.
Por cierto, qué es la matriz de Cabibbo-Kobayashi-Maskawa (CKM). Los quarks tienen tanto carga de color, modelada por la cromodinámica cuántica (QCD), como carga eléctrica, modelada por la teoría electrodébil (EWT). La mecánica cuántica permite que los estados cuánticos de los quarks para la QCD no sean idénticos a los de la EWT, aunque deben estar relacionados entre sí por una matriz unitaria (que conserve las probabilidades cuánticas). El modelo estándar es muy curioso, pues presenta una mezcla de los estados de los quarks tipo abajo (d por down, s por strange y b por bottom), pero no de los quarks tipo arriba (u por up, c por charm y t por top). Así, el estado observable de un quark abajo |d´> es combinación lineal de los estados |d>, |s> y |b>, es decir, |d´> = Vud |d> +Vus |s> +Vub |b>. Sin embargo, |u´>=|u>, |c´>=|c>, y |t´>=|t>.
El quark top (t) y el bottom (b) pertenecen a la tercera generación de partículas. Nada prohíbe que el quark top se pueda desintegrar en quarks de las otras dos generaciones de partículas, es decir, BR(t→Ws) >0 y BR(t→Wd) >0. Pero estas probabilidades son pequeñas (menores del 3,5% según los experimentos) y que yo sepa estas desintegraciones aún no han sido observadas ni en el Tevatrón ni en el LHC. Tampoco hay ninguna ley física que impida que un quark top (t) se desintegre en quarks de tipo arriba (u o c); como la carga eléctrica del quark t y de los quarks u o c es la misma (+2/3), estas desintegraciones están mediadas por “corrientes neutras,” es decir, por el fotón (γ) o el bosón Z. En concreto serían las desintegraciones t→Zc (desintegración del top en un bosón Z y un quark c), t→Zu (desintegración del top en un bosón Z y un quark u) y las correspondientes con un fotón, t→γc (desintegración del top en un fotón y quark c), y t→γu (idem.). Estas desintegraciones con cambio de “sabor” vía corrientes neutras (F.C.N.C. significa Flavor-Changing Neutral Current) están fuertemente suprimidas por el modelo estándar. La predicción teórica nos ofrece un valor de BR(t→Zc) ≈ BR(t→γc) ≈ 10−11 %, un valor extremadamente pequeño, más allá de lo verificable de forma experimental en el LHC en las próximas décadas.
En la pizarra de Sheldon, tras un “but F.C.N.C. …” aparecen los diagramas de Feynman para las desintegraciones del quark top t→Zc, y t→Zu (izquierda), y t→γc, y t→γu (derecha). Estos diagramas de Feynman son muy famosos y John Ellis los bautizó como “diagramas pingüino” (hemos hablado de estos diagramas en este blog en “Por una apuesta aparece “Poker Face” de Lady Gaga en el título de un artículo en Physical Review D“). Por ahora todo lo que aparece en la pizarra de Sheldon es parte del modelo estándar, ¿dónde aparece la teoría de cuerdas que menciona Sheldon? Contestar a esta pregunta es el motivo de esta entrada. Sigue leyendo y lo sabrás…
La clave esta en el “but F.C.N.C. …” ¿Qué tienen que ver las FCNC con la teoría de cuerdas? La mayoría de los modelos teóricos que predicen física más allá del modelo estándar predicen un reforzamiento de los modos de desintegración FCNC del quark top, entre ellos la fenomenología de la teoría de cuerdas. Casi todo el mundo sabe que la supersimetría es una consecuencia natural de la teoría de cuerdas. La extensión supersimétrica más sencilla del modelo estándar es el modelo mínimo supersimétrico (MSSM); depende de los valores de sus parámetros, pero el MSSM predice valores de BR(t→Zc) ≈ 10−4 %, billones de veces mayores que los predichos por el modelo estándar (ver por ejemplo M.M. Najafabadi, N. Tazik, “Study of the Top Quark FCNC,” ArXiv preprint, 2009). Claro, si el LHC encontrara estas desintegraciones y confirmara la supersimetría, alguien podría afirmar que no se ha confirmado la teoría de cuerdas. Y es cierto, pero también se ha estudiado cómo afectan las dimensiones extra del espaciotiempo a estas desintegraciones y se ha encontrado que las refuerzan en un factor entre 10 y 100 (si el radio de las dimensiones extra se encuentra en la escala de los TeV; ver por ejemplo este artículo). No observar la supersimetría en la escala de los TeV, pero sí observar este efecto podría ser una huella de la teoría de cuerdas independiente de la supersimetría. Quizás por eso los guionistas de la serie “Big Bang” hayan seleccionado este asunto como línea de trabajo de Sheldon.
La parte final de la pizarra de Sheldon muestra la primera columna de la matriz de Cabbibo-Kobayashi-Maskawa (CKM), incluyendo un término de fase δ; si la simetría CP se conserva entonces δ=0; la última línea de la pizarra indica que si el valor de δ no es nulo, entonces se viola la simetría CP. De hecho, se sabe que δ>0; Kobayashi y Maskawa obtuvieron el premio Nobel de Física en 2008 por inferir a partir de este resultado que debía existir una tercera generación de quarks (supuestamente para que esta violación CP explicara la asimetría entre la materia y la antimateria en el universo; hoy en día sabemos que esta violación CP no es suficiente para explicarla y tiene que haber otras fuentes de violación CP aún no descubiertas).
Ahora viene el gran problema para mí, ¿dónde está la gracia del chiste? Sheldon le dice a Penny que la parte de abajo de la pizarra es “solo un chiste, una burla de la aproximación de Born-Oppenheimer.” ¿Qué tiene que ver la aproximación de Born-Oppenheimer” con el ángulo de violación de la simetría CP en la matriz CKM? Buena pregunta. No tengo ni idea. ¿Algún físico lector de este blog me podría echar una mano?
Por cierto, la serie “Big Bang” está asesorada por un físico llamado David Saltzberg (UCLA) que tiene un blog en el que explica la física de la serie “The Big Blog Theory.” El 25 de mayo de 2011 una tal Nira le preguntó por la última línea de la pizarra de Sheldon y David le contestó que la última línea de la pizarra formaba parte de otra pizarra que se eliminó del episodio piloto en el último minuto. Por error no fue borrada dicha línea y no significa nada en la pizarra que se ve en el episodio; David se excusa porque era el episodio piloto de la serie y afirma que dichos errores no han vuelto a suceder. Sin embargo, no aclara dónde está la gracia del chiste (si es que lo hay).
De las palabras de Saltzberg podemos deducir que el chiste tiene que estar en la matriz CKM y su relación con la aproximación de Born-Oppenheimer. Pero en su blog no ha aclarado aún dónde está el chiste. ¿Dónde podría estar? Mi opinión es que el chiste está en que no hay chiste. La aproximación de Born-Oppenheimer cuando se utiliza para aproximar un nucleón (tres quarks y gluones) o un mesón (un par quark-antiquark y gluones) no utiliza para nada la matriz CKM. Así que en mi opinión el chiste está en las palabras de Sheldon y no en la pizarra.
Si algún físico lector de este blog quiere echar una mano y proponer posibles ideas que expliquen el chiste se lo agradeceré (se lo agradeceremos todos).
PS: Como era de esperar uno de los lectores de este blog ha resuelto gran parte del entuerto de la pizarra de Sheldon. Como nos informa Ricardo Co-San en los comentarios existe un episodio piloto que no se emitió en antena (es políticamente incorrecto, comparado con el piloto finalmente emitido), pero se puede descargar por internet (acabo de verlo) que muestra otra pizarra de Sheldon, mucho más densa en cuanto a contenido y que se ve con bastante mala calidad en el vídeo. Abajo os dejo copia de dicha pizarra y una breve explicación.
En rojo aparece la parte de arriba que “solo es mecánica cuántica” según Sheldon. El recuadro rojo con línea más gruesa es el diagrama de Feynman para la interacción entre un electrón y un positrón a través de un fotón (esta interacción da lugar al potencial de Coulomb entre ambos en el límite no relativista); lo que aparece en el recuadro en rojo con línea delgada es el cálculo de la amplitud de dispersión (scattering) para este diagrama de Feynman (el cálculo está incompleto en este recuadro). En el recuadro azul con línea más gruesa aparece la versión en teoría de cuerdas (worldsheet) para una interacción de este tipo de interacción (esto lo único de teoría de cuerdas que yo veo en toda la pizarra). En el recuadro azul con línea delgada, Sheldon afirma que aparecen ”unos toques de teoría de cuerdas,” pero yo no los veo; lo que yo veo es que se continua con el cálculo anterior (parte izquierda del recuadro) y luego se escribe el resultado utilizando las variables de Mandelstam; a mí no me queda nada claro dónde aparece la teoría de cuerdas en esta parte de la pizarra.
Finalmente queda la cuestión del “chiste sobre la aproximación de Born-Oppenheimer” que según señala Sheldon corresponde al recuadro en verde. Obviamente, la aproximación de Born-Oppenheimer, que utiliza como parámetro pequeño el cociente de masas entre el electrón y el núcleo de un átomo, no es aplicable para estudiar la dispersión entre dos electrones, porque su cociente de masas es la unidad; quizás ahí se encuentre la “gracia” del chiste. De todas formas, sigo sin ver muy claro el “humor gráfico” en la pizarra.
Lo dicho antes, si algún físico que sepa más que yo de estas lides puede aclarar algo más la pizarra le animo se lo agradeceré; ver el capítulo piloto es fácil buscando en internet “unaired pilot big bang theory” (la pizarra aparece alrededor del minuto 9:30).
¿Cuál es el trabajo matemático más citado de toda la historia? Con más de 40 000 citas y creciendo, el ”Handbook of Mathematical Functions” editado por Milton Abramowitz (1915-1958) e Irene Stegun (1919-2008), cuya primera edición vio la luz en 1964 (como obra póstuma de Abramowitz) tras una década de trabajo. Un proyecto monumental (1046 páginas) financiado por el National Bureau of Standards (yo tengo la edición de Dover) que compila información esencial sobre las funciones especiales de la física matemática (funciones de Bessel, funciones hipergeométricas y polinomios ortogonales, entre otras). Yo lo he consultado en múltiples ocasiones y también lo he citado en mis artículos. En 2009, fue citado más de 2000 veces en el Web of Science. La cita típica al Handbook es en revistas de física e ingeniería para definir la notación utilizada para las funciones especiales.
El Handbook ya está anticuado en algunos puntos, por ello el National Institute of Standards and Technology (NIST) emprendió en 1997 un proyecto para actualizarlo y modernizarlo. El nuevo libro vio la luz online en mayo de 2010 y es de acceso gratuito en el NIST Digital Library of Mathematical Functions (yo he de confesar que nunca lo he utilizado). El nuevo Handbook tiene muchas ventajas, por ejemplo, cada fórmula tiene un enlace a su demostración (lo que puede ayudar a muchos investigadores). Además, todas las figuras 3D son a todo color (lo que añade una dimensión adicional a las figuras). La versión online también incluye un visor 3D (basado en VRML (Virtual Reality Modeling Language) y en Extensible 3D (X3D), en un futuro se usará WebGL). Más aún, también se incluye software para la evalución numérica de todas las funciones especiales (open-source, como debe ser). Más información en Ronald Boisvert, Charles W. Clark, Daniel Lozier, and Frank Olver, “A Special Functions Handbook for the Digital Age,” Notices of the AMS, August 2011.
Irene Stegun es la madre del Handbook y Gertrude Blanch fue su abuela. El artículo en Notices of the AMS me ha recordado que poca gente conoce a Blanch y la importancia que tuvo en el nacimiento de los primeros ordenadores (ella fue uno de los fundadores de la ACM, por ejemplo) y en el desarrollo de los métodos numéricos. Entre 1938 y 1948 Blanch fue la madre del Proyecto de Tablas Matemáticas del National Bureau of Standards, proyecto que fue el origen último del Handbook. Líder de ”computadores humanos” (los ejércitos de calculistas) también lideró a los primeros analistas numéricos que utilizaron los primeros ordenadores electrónicos. Lo que sigue está basado en tres artículos de David Alan Grier, “Gertrude Blanch of the Mathematical Tables Project,” IEEE Annals of the History of Computing 19: 18-27, 1997; ”The Math Tables Project of the work projects administration: the reluctant start of the computing era,” IEEE Annals of the History of Computing, 20: 33-50, 1998; y “The rise and fall of the committee on mathematical tables and other aids to computation,” IEEE Annals of the History of Computing 23: 38-49, 2001. Gertrude Blanch también aparece en la wikipedia.
Nacida en 1897, siendo una niña de 10 años afirmó que quería convertirse en matemático. Sin embargo, la vida a principios del siglo XX era difícil y no pudo matricularse en la facultad de matemáticas hasta 1928, en la Universidad de Nueva York. En 1932 acabó la carrera con la máxima calificación y desarrolló su tesis doctoral en la Universidad de Cornell en geometría algebraica, que defendió en 1935. Para una mujer, encontrar un trabajo en matemáticas en EE.UU. no era fácil. En 1937 asistía a clases nocturnas de física impartidas por el físico Arnold Lowan, que inició un proyecto para calcular tablas de funciones matemáticas de forma numérica.
En febrero de 1938, tras descubrir que Blanch era doctora en matemáticas, Lowan le convenció para que se uniera al Proyecto de Tablas Matemáticas como director técnico. La misión de Blanch era desarrollar programas (en aquella época se llamaban planes) numéricos para los calculistas, personas que calculaban a mano o que utilizaban calculadoras electromecánicas (las electrónicas todavía no habían sido inventadas). En invierno de 1938 se unió a Blanch y Lowan un joven estudiante graduado en paro, Milton Abramowitz. Ninguno de los tres había trabajo en análisis numérico ni en el cálculo de tablas matemáticas con anterioridad.
El Proyecto de Tablas Matemáticas tenía cuatro unidades de computación independientes. La más famosa era un “ordenador humano” formado por 150 empleados (en 1941 ya eran 450), contratados a partir de las listas de desempleados, que calculaban a mano con lápiz y papel; a finales de los 1930 puede parecer anacrónico el uso de un “ordenador humano” pero el gobierno obligaba a este tipo de proyectos a maximizar la mano de obra contratada (en lugar de adquirir equipamiento). Otra unidad utilizaba una calculadora de sobremesa y una tercera un equipo de tarjetas perforadas de IBM. Finalmente, la última unidad, chequeaba a mano las tablas ya completadas por las otras tres unidades, utilizando algoritmos específicos para tal labor. Blanch como directora técnica era la encargada de desarrollar los métodos numéricos (fórmulas aproximadas) que se utilizaban para obtener las tablas matemáticas. A partir de estos métodos se obtenían los “programas de ordenador” para los calculistas.
En 1939, Hans Bethe encargó la ayuda del Proyecto de Tablas Matemáticas para calcular la temperatura de una estrella. Blanch asumió la responsabilidad en persona y la calculó ella misma. Blanch firmó el artículo de Bethe como primera autora, lo que la convirtió en una experta mundial en computación. Lowan también apareció como coautor del artículo, sin haber hecho nada en absoluto, por lo que Blanch dimitió de su puesto en 1941. Sin ella, el proyecto se vendría abajo. Aceptó volver al Proyecto a condición de que Lowan no volviera a firmar un artículo por la cara. Blanch, como miembro del Proyecto, acabaría publicando unos 30 artículos científicos.
Durante la II Guerra Mundial el equipo de calculistas dirigido por Blanch realizó cientos de cálculos contratados por los militares, incluyendo cálculos para el Proyecto Manhattan. Blanch impartió un curso sobre métodos numéricos entre 1943 y 1945 cuyas notas se consideran uno de los primeros libros de métodos numéricos (“Notes for a Class on Numerical Analysis”). En 1943, Irene Stegun se incorporó al subgrupo dirigido por Abramowitz que años más tarde se encargaría de la preparación del Handbook. Entre 1945 y 1948, el acceso al ordenador ENIAC estaba controlado por el Proyecto de Lowan, que finalizó en 1948. Ese año, el ENIAC ejecutó por primera vez a gran escala el algoritmo del símplex de Dantzig para la programación lineal. Blanch no quiso dirigir este último trabajo. Entre 1948 y 1950 tuvo ciertos escarceos con los métodos de Montecarlo, pero abandonó los métodos numéricos en 1950. Desde 1954 pasó a trabajar para la Fuerza Aérea realizando labores de gestión y de dirección del personal encargado de los equipos de computación que utilizaban ordenadores electrónicos. No volvió a publicar ningún artículo científico ni, que se sepa, a trabajar en métodos numéricos. Aún así, recibió varios premios y reconocimientos como una de las grandes programadoras de la primera generación de ordenadores.
El LHC del CERN va viento en popa y logró su objetivo para todo 2011 en junio. Ya lo ha duplicado y va camino de quintuplicarlo. La supersimetría (SUSY) todavía no ha dado pruebas de su existencia. ¿Qué le pasará a la SUSY si el LHC no la encuentra este año? Nada, absolutamente nada. El modelo mínimo supersimétrico (MSSM) y la supergravedad mínima (mSUGRA) seguirán tan saludables como siempre. La SUSY seguirá resolviendo todos los problemas que sus defensores afirman que resuelve. Por ejemplo, una partícula candidata a la materia oscura en el rango de los 100 GeV. Lo único que pasará es que los squarks y los gluinos (superpartículas asociadas a los quarks y a los gluones) tendrán una masa mayor de 1 TeV, pero los sleptones, charginos y neutralinos podrían seguir teniendo masas por debajo de los 100 GeV. ¿Nada más? Pues sí, nada más, y no lo digo yo, lo afirma un artículo publicado en Physical Review D. Todo esto viene a colación por lo que siempre recuerda Paul D. Grannis (Fermilab) en sus conferencias sobre el legado del Tevatrón: un artículo titulado “400 Physicists Fail to Find Supersymmetry” se publicó en el New York Times alrededor de 1992 (2009, video, 2011). El periodista autor de la noticia fue Malcolm W. Browne, quien se hacía eco de una conferencia celebrada en el Tevatrón del Femilab. Según la noticia, un arsenal de cerebros y tecnólogos trabajando en el Tevatrón (cuyas primeras colisiones fueron en 1987) nos recordaron a todos lo desagradable y difícil que es la ciencia, ya que sus hercúleos esfuerzos en pos de la supersimetría no habían tenido éxito. En 1993 la supersimetría todavía no había sido descubierta. Hoy, ya en 2011, tampoco. Más aún, me temo (aunque quisiera equivocarme) que en 2012 tampoco lo será. Pero en esta entrada lo que quiero recordarte, tanto si eres aficionado a la SUSY como si no, es que la SUSY no fue afectada por el “fracaso” en 1993 del Tevatrón, ni lo será por el “posible fracaso” del LHC en 2012. Por cierto, la noticia que recuerda (mal) Grannis fue “315 Physicists Report Failure In Search for Supersymmetry,” New York Times, January, 1993. Y el artículo técnico en PRD es Philip Bechtle et al., “What if the LHC does not find supersymmetry in the √s=7 TeV run?,” Phys. Rev. D 84: 011701, 19 July 2011 (ArXiv preprint). Este artículo considera la mSUGRA; resultados similares para el MSSM se publicaron en S. Scopel et al., “Impact of the recent results by the CMS and ATLAS collaborations at the CERN Large Hadron Collider on an effective minimal supersymmetric extension of the standard model,” Phys. Rev. D 83: 095016, 23 May 2011 (ArXiv preprint).
Por cierto, el número 315 en el titular del artículo del NYTimes hace referencia al número de autores del artículo F. Abe et al., “Search for squarks and gluinos from ppbar collisions at √s =1.8 TeV,” Phys. Rev. Lett. 69: 3439–3443, 14 Dec. 1992. En un modelo MSSM (extensión supersimétrica del modelo estándar) con un fotino ligero (mγ̃<15 GeV/c2), el Tevatrón excluía con al 90% C.L. la existencia de squarks y gluinos con masas menores de 126 y 141 GeV/c2, respectivamente. En la actualidad (julio 2011) el Tevatrón excluye los squarks y gluinos con una masa inferior a unos 350 GeV/c2. Pero el LHC del CERN sube este límite a cerca de 1 TeV/c2; por ejemplo, ATLAS con 1 /fb de colisiones exluye squarks y gluinos con masas inferiores a 800 y 850 GeV/c2, valor que asciende a 1075 GeV/c2 bajo la hipótesis de que la masa de squarks y gluinos coincida. A finales de 2011 se espera acumular entre 4 y 5 /fb de colisiones protón-protón a 7 TeV c.m. en los experimentos ATLAS y CMS del LHC. Durante 2012 no se sabe aún si se seguirá con colisiones a 7 TeV c.m. o se pasará a 8 TeV c.m.; en el primer caso se acumularían más de 10 /fb a dicha energía.
Muchas de las soluciones de la SUSY a los problemas del modelo estándar se basan en los sleptones (selectrones y sneutrinos) y en los neutralinos (combinaciones del fotino, el zino, los winos y los higgsinos). Para estas partículas el LHC del CERN ofrece límites de exclusión mucho más pobres que para los squarks y gluinos. Basta recordar que para los mejores límites de exclusión para estas partículas, a día de hoy, siguen siendo los que en 2001 se obtuvieron con el LEP2 del CERN, que excluyó los sleptones y charginos con una masa inferior a unos 100 GeV/c2, y el neutralino más ligero, LSP, con una inferior a 45 GeV/c2. Como el Tevatrón y el LHC son colisionadores de hadrones sus límites de exclusión para la masa de estas partículas necesitan acumular un gran número de colisiones para ser competitivos con LEP2.
Ya lo dije y me repito, el LHC es la farola que alumbra la búsqueda de física más allá del modelo estándar. Los físicos teóricos están ajustando todas sus teorías físicas para que muestren señales bajo la luz del LHC. Si el LHC no encuentra la supersimetría bajo estos ajustes, lo único que se descartarán serán estos ajustes. Ni la supersimetría, ni tampoco la teoría de cuerdas o cualquier otra teoría compatible con la supersimetría, sufrirá ningún varapalo. Si es posible dibujar un elefante con solo cuatro números complejos, qué no será posible predecir con los cientos de parámetros libres que ofrece la supersimetría (solo el MSSM tiene unos 120 y es un modelo “mínimo”).
PS: Recomiendo la charla/curso de Matthew Reece (Princeton), “Assessing SUSY After 1 fb^{-1}],” KITP Program: The First Year of the LHC, Auguts 11, 2011. La charla a golpe de pizarra incluye una discusión muy interesante con varios miembros del público sobre la supersimetría y el LHC. Según Reece que la búsqueda directa en el LHC no encuentre la SUSY no es un problema grave; lo grave será cuando los datos cosmológicos (búsquedas indirectas) empiecen a ponerle problemas a la SUSY.
ANITA (ANtarctic Impulsive Transient Antenna) es un experimento que utiliza antenas de radio (200-1200 MHz) colocadas en un globo aerostático para detectar la radiación de Cerenkov emitida por rayos cósmicos y neutrinos de alta energía que inciden sobre la Antártida (el continente antártico). ANITA se eleva a unos 36,5 km de altura en la vertical de un punto colocado en el polo sur magnético, donde las líneas del campo geomagnético son casi verticales (la componente vertical varía entre 30 y 60 μT, y la horizontal entre 0 y 20 μT). Gracias a la polarización de las ondas de radio las antenas pueden detectar neutrinos UHE o de muy alta energía (polarización vertical) y otros rayos cósmicos (polarización horizontal). ANITA-1 y ANITA-2 volaron durante las fiestas navideñas de 2006 y 2008, y ANITA-3 lo hará en 2013. Todavía no se ha detectado ningún neutrino UHE (tampoco lo ha hecho IceCube ni ningún otro detector); el único evento observado se considera compatible con la hipótesis de que era ruido en los detectores. Se observaron 16 rayos cósmicos (sobre un fondo de ruido de 2) cuyo origen se determinó con un error angular de 0,75° × 0,3°. Nos lo ha contado Stephen Hoover, “When a Continent Is Your Detector. Finding Cosmic rays above Antarctica,” APS DPF Annual Meeting, 13 August 2011.
Mucha gente cree que fue imposible que Arquímedes resolviera el problema de la corona de oro del rey Hierón. Si el 30% de la corona era plata en lugar de oro, el nivel de agua en una tinaja se habría elevado menos de un milímetro, lo que parece difícil de medir en su época. Pero Arquímedes podría haber utilizado un “reloj de agua” (una vasija con un agujero en la parte superior cerca del borde) y una pequeña lengüeta que canalice el exceso de agua. Estas vasijas eran muy populares en su época y si el experimento se realiza con cuidado permiten una medida precisa comparada entre la densidad de dos objetos (como un lingote de oro y la corona de oro y plata de Hierón II). La mejor manera de verificar esta idea es hacerlo de forma práctica. Lo ha hecho Amelia Carolina Sparavigna, “The Vitruvius’ Tale of Archimedes and the Golden Crown,” ArXiv, 10 Aug 2011. Y también lo hizo Kuroki Hidetaka, “What did Archimedes find at ”Eureka” Moment?,” in The Genius of Archimedes – 23 Centuries of Influence, edited by S.A. Paipetis and M. Ceccarelli, Springer-Verlag, 2010, quien proclama que el uso de una pequeña lengueta en un reloj de agua permite una medida mucho más precisa de lo que un cálculo teórico permite prever. Por cierto, esta entrada viene a colación por una discusión al respecto de varios colaboradores de Amazings.es, que finalizó con una mención a la entrada de Milhaud, “Arquímedes y el problema de la corona de oro del rey Hierón,” Recuerdos de Pandora, 16 feb. 2011 (que incluso llegó a portada en Menéame). Yo apostillé a la discusión una solución alternativa y me ha alegrado leer a Sparavigna discutiendo la misma solución en ArXiv.
Te recuerdo la historia (copio a Milhaud en Recuerdos de Pandora). “En el siglo III a.C., el rey Hierón II gobernaba Siracusa. Siendo un rey ostentoso, pidió a un orfebre que le crease una hermosa corona de oro, para lo que le dio un lingote de oro puro. Una vez el orfebre hubo terminado, le entregó al rey su deseada corona. Entonces las dudas comenzaron a asaltarle. La corona pesaba lo mismo que un lingote de oro, pero ¿y si el orfebre había sustituido parte del oro de la corona por plata para engañarle? Ante la duda, el rey Hierón hizo llamar a Arquímedes, que vivía en aquel entonces en Siracusa. Un día, mientras tomaba un baño en una tina, Arquímedes se percató de que el agua subía cuando él se sumergía. Si sumergía la corona del rey en agua y medía la cantidad de agua desplazado podría conocer su volumen. Arquímedes salió corriendo desnudo por las calles emocionado por su descubrimiento, y sin parar de gritar ¡Eureka! ¡Eureka! (…)Toda esta historia no aparece en ninguno de los libros de Arquímedes, sino que aparece por primera vez en “De architectura”, un libro de Vitruvio escrito dos siglos después de la muerte de Arquímedes. Esto durante años ha hecho sospechar de la veracidad de los hechos, tomándose generalmente más como una leyenda popular que como un hecho histórico.”
La mayoría de la gente que cree que esta leyenda nunca ocurrió suele realizar el siguiente cálculo [una fuente muy citada]. Una corona de oro de 1 kg tiene un volumen de 51,8 cm³ (la densidad del oro es de 19,3 g/cm³). Si el 30% (300 gramos) del oro fue reemplazado por plata, cuya densidad es de 10,5 g/cm³, entonces el volumen crecería hasta 64,8 cm³. Una diferencia entre los volúmenes de 13 cm³ parece grande, pero si se utiliza una vasija con un diámetro de 20 cm, un lingote de oro de 1 kg subiría el nivel de agua 1,65 mm, pero la corona solo lo haría 2,06 mm. Una diferencia en el nivel del agua de solo 0,41 mm es demasiado pequeña para verla a vista (debido al menisco del agua). Sin embargo, Vitruvio afirmó que Arquímedes midió el exceso de agua que rebosó en la vasija. Controlar la cantidad de agua que rebosa por los bordes de una vasija, por ejemplo, de mármol, es difícil en extremo debido a que la tensión superficial hace que el agua que rebosa se deslice por las paredes de la vasija, como ilustra la imagen de arriba. Por cierto, seguramente el órfebre además de plata utilizó cobre (con una densidad de 8,9 g/cm³) para evitar que el color del oro cambiara mucho, por lo que el volumen desalojado sería algo mayor.
Obviamente, Arquímedes tuvo que utilizar otro método. Sparavigna nos propone que usó un reloj de agua o clépsidra, una vasija con un pequeño agujero cerca de la parte superior, como las de la foto que abre esta entrada. Las clépsidras ya existían en Egipto alrededor del s. XVI antes de Cristo. Para verificar su hipótesis, Sparavigna ha repetido el experimento con vasos de plástico transparentes (más casero imposible) y ha podido medir diferencias de pocos centímetros cúbicos de agua. Según ella, una diferencia de volumen de 10 cm³ podría haber sido medida por Arquímedes sin mayores problemas. Su método es el siguiente. Se tapa el agujero con el dedo, se rellena la vasija con suficiente agua y se introduce el lingote de oro de forma que el agua supere la altura del agujero; se destapa el agujero y se espera a que el agua salga por él hasta alcanzar un equilibrio. Se rellena ligeramente con agua, poco a poco, hasta que solo una gota salga por el agujero. Ahora se tapa el agujero de nuevo, se extrae con cuidado el lingote y se introduce la corona. Se espera a que el agua esté bien reposada y en equilibrio y se destapa el agujero. Si se derrama agua por el agujero es que el volumen de la corona es mayor que el del lingote porque su densidad es menor que la del oro. Conectando el agujero con un tubo capilar se puede medir el volumen de agua derramada. Los experimentos caseros de Sparavigna demuestran que medir 10 cm³ por este procedimiento es perfectamente posible.
A mí me gustan los experimentos de Kuroki Hidetaka. Para realizar una medida más precisa, el japonés propone que Arquímedes utilizó una pequeña lengueta colocada en el agujero de la vasija. Él ha repetido el experimento utilizando una vasija de plástico con una boca rectangular a la que ha añadido una lengüeta de unos pocos milímetros de anchura y unos 20 milímetros de longitud. Gracias a la lengüeta ha podido medir diferencias de volumen entre pares de objetos de solo unos 2 cm³, una precisión mucho mayor que la que se cree que necesitó Arquímedes en su época. Como antes, el líquido en exceso que abandona la vasija guiado por la lengüeta puede ser recogido en un tubo capilar donde las diferencias de volumen corresponden a grandes diferencias en altura. Los experimentos concretos, junto con las tablas de resultados, aparecen en su artículo. Creo que no merece la pena repetirlos aquí.
En resumen, Arquímedes pudo haber realizado el experimento de su Eureka, más o menos como lo describió Vitruvio si hubiera utiliado un reloj de agua con un pequeño canal metálico o una lengueta en el agujero de la vasija. Las habilidades técnicas demostradas por Arquímedes en muchos otros experimentos indican que hubiera sido capaz de realizar la medida que resolvió el problema de la corona de oro de Hierón sin mayores dificultades.
Los Principia Mathematica de Isaac Newton encontraron bastante resistencia en la vieja escuela científica del continente europeo, que no quería aceptar la misteriosa “acción a distancia” de la ley de la gravitación universal. La Marquesa du Châtelet se propuso traducir al francés los Principia de Newton, una ambiciosa empresa para la cual estaba muy bien preparada, gracias a sus excelentes conocimientos de latín y geometría. Con ello esperaba familiarizar a sus compatriotas científicos con la obra del gran inglés. Embarazada a sus 42 años de edad sabía que no podría sobrevivir al parto, por lo que se concentró en la traducción día y noche. Cuentan que no solía dormir más de dos horas al día. En agosto de 1749, la Marquesa dio a luz una niña, contrajo una fiebre puerperal y murió el 10 de septiembre. Ese mismo día, por la mañana, Émilie había terminado la traducción de los Principia. La versión en francés de los Principia fue publicada como obra póstuma en 1759 y es, hasta la fecha, la única traducción aceptada en ese idioma. Sirvió de fuente de inspiración para los físicos y matemáticos franceses de la segunda mitad del siglo XVIII. La edición original está precedida de un prefacio del gran literato francés Voltaire (amante de la marquesa) que empieza así: “Esta traducción, que los más sabios hombres de Francia deberían haber hecho y los demás tienen que estudiar, una mujer la emprendió y la concluyó para asombro y gloria de su país”. Y que termina diciendo: ”Así como debemos maravillarnos de que una mujer haya sido capaz de una empresa que demandaba tantas luces y un trabajo tan obstinado, así debemos lamentar su pérdida prematura.” Más información en Shahen Hacyan, “Émilie de Breteuil, marquesa du Châtelet, científica del siglo de las luces,” Ciencias 6-8, Abril-Junio 2007, y en la wikipedia “Émilie du Châtelet.”
Gabrielle Émilie Le Tonnelier de Breteuil nació el 17 de diciembre de 1706, recibió clases de matemáticas y física, y fue casada por su padre con el Marqués du Châtelet, en 1725. El Marqués pasaba largas temporadas en el frente de batalla, mientras su esposa disfrutaba en la Corte de Versalles. En 1733, mientras la Marquesa du Châtelet tomaba clases de matemáticas con Maupertuis, sabio renombrado y galán de la corte de Versalles, conoció a Voltaire, que tras una estancia de 3 años en Inglaterra había asistido al funeral de Newton. Voltaire, que no entendía de matemáticas, se propuso divulgar los Principia en Francia con la ayuda de sus amigos científicos y en contra de los cartesianos de la vieja guardia. Émilie se llevó a Voltaire al castillo que su esposo poseía en Cirey, en la provincia de Lorena. El Marqués du Châtelet, no tenía inconveniente en compartir su residencia con tan distinguido amigo de su esposa. Allí Voltaire escribió los “Elementos de la filosofía de Newton” con el propósito de divulgar la nueva ciencia en Francia; la obra fue publicada bajo su nombre, pero en el prefacio reconocía que había sido escrita en colaboración con la Marquesa du Châtelet, a quien llamaba Madame Newton-Pompon.
La traducción de Émilie incluye un apéndice, escrito en colaboración con Clairaut, uno de sus tutores científicos, en el que atacaba diversos problemas de física, como la forma de los cuerpos rotantes, el origen de las mareas y la refracción de la luz. La traducción de los Principia de Newton fue clave para la propagación de las ideas de Newton en Francia y en todo el viejo continente. En Francia, la física de Newton fue reescrita en el lenguaje del cálculo diferencial, que culminó en la magistral “Mecánica analítica” de Lagrange y la “Mecánica celeste” de su discípulo Laplace.
Por cierto, la marquesa también escribió obras científicas propias como “Disertación sobre el fuego,” “Institución de Física,” y “Discurso sobre la Felicidad.”
La Comisión Europea creó este año, como proyecto piloto, los programas de doctorado industriales que pretenden unir el mundo académico y el industrial. El programa European Industrial Doctorates, financiado con 20 millones de euros, concederá becas de doctorado a unos 100 investigadores. Los estudiantes interesados realizarán el doctorado compaginando universidad (dos años) e industria (otros dos años). Como es habitual en los programas científicos de la Comisión Europea, la industria y la universidad tienen que pertenecer a países diferentes. Vanessa Debiais-Sainton, coordinadora de la política científica de la Comunidad Europea, cree que el programa será un éxito y se mantendrá en el futuro (en el siguiente programa marco).
¿Qué opinas al respecto? ¿Qué te parece la idea? Ya que los doctores no pueden ser contratados por las universidades y tendrán que acabar trabajando para la industria, lo mejor es que cuanto antes entren en contacto con la industria. Otra cuestión obvia es, ¿se exigirán las mismas publicaciones antes de la defensa de la tesis doctoral que con una tesis doctoral “convencional”? ¿Qué pasará con los datos y otros asuntos confidenciales propios de la empresea? ¿Podrá una patente avalar una tesis doctoral en pie de igualdad a un artículo científico?
Paul Ginsparg nunca soñó en agosto de 1991 que su idea feliz, crear un servidor de preprints por internet de acceso gratuito llamado ArXiv, le llevaría a ser invitado a publicar un artículo en la prestigiosa revista Nature. No hay mejor manera de celebrar el vigésimo aniversario de ArXiv (que se lee como “archive” en inglés, es decir, “arkaiv”). La idea original de Ginsparg era que ArXiv fuera un boletín electrónico para que unos cientos de amigos y colegas que trabajaban en física de altas energías compartieran artículos entre ellos. Para acelerar la diseminación de las nuevas ideas, se compartirían los artículos antes de su publicación, en el formato de los manuscritos, tal como eran enviados a revistas internacionales para su posterior revisión por pares. Ginsparg utilizó su propio ordenador en su despacho en el Laboratorio Nacional de Los Alamos, en Nuevo México, EE.UU. Hoy en día, ArXiv ha cambiado de manera radical la manera en la que se publican artículos en física, astrofísica y matemáticas. Hoy en día, es casi imposible concebir la publicación de artículos científicos sin la existencia de ArXiv. Gracias, Paul. Felicidades. Paul Ginsparg, “ArXiv at 20,” Nature 476: 145–147, 11 August 2011 [ArXiv preprint].
En 1991 el acceso a ArXiv era a través de un lista de correo electrónico, hep-th@xxx.lanl.gov. Ginsparg no sabía lo que era la WWW. Varias años más tarde nació la web http://arxiv.org, basado en un sistema automático de envío y publicación de artículos que evitaba que Ginsparg tuviera que intervenir. Ahora ArXiv contiene unos 700 000 artículos científicos y recibe unos 75 000 nuevos artículos al año. En una semana típica, unos 400 000 mil usuarios distintos descargan alrededor de un millón de artículos. ArXiv no tiene revisión por pares, su coste sería demasiado elevado según Ginsparg. En su lugar se implantó un sistema de “moderadores” externos que de forma gratuita pueden realizar ciertas labores de mantenimiento, como cambiar de área (directorio) un artículo, o incluso rechazar un artículo si se considera “inadecuado” en algún sentido. Este sistema ha sido muy criticado y ha llevado a la aparición de varias alternativas a ArXiv, que no utilizan este sistema, como ViXra (http://vixra.org) creado por Philip Gibbs.
En la actualidad ArXiv está mantenido por la Biblioteca General de la Universidad de Cornell. Por los problemas de la crisis económica, esta universidad no puede pagar los costes ella sola. El sistema es mantenido por una serie de instituciones (la mayoría universidades) que contribuyen a pagar los costos de funcionamiento (http://arxiv.org/help/support).
Yo accedí por primera vez a ArXiv en 1993 y desde entonces he sido usuario fiel. Todos los aficionados a navegar por ArXiv al menos una vez por semana deseamos que ArXiv tenga una larga vida. ¡Feliz cumpleaños, ArXiv!
“Quarked! Adventures in the Subatomic Universe” es la página web interactiva de un proyecto educativo de la Universidad de Kansas dirigido a niños a partir de los 7 años. La física de partículas dirigida a los más pequeños, con videojuegos, vídeos de animación y muchas otras actividades, incluyendo instrucciones para profesores y padres. Más información en la charla de Alice Bean (University of Kansas), además de en Teresa MacDonald, Alice Bean, “Quarked! – Adventures in Particle Physics Education,” The Physics Teacher 47: 38-41, 2009; y T. MacDonald, A. Bean, “Adventures in the Subatomic Universe: An exploratory study of a scientist-museum physics education project,” Public Understanding of Science April 2010, 1-17.
En física de partículas, el “desierto” se refiere al salto de energía entre la escala de los TeV y la escala de las teorías de gran unificación (GUT). En el modelo estándar la única unificación que aparece es la interacción electrodébil, que unifica electromagnetismo e interacción débil (el bosón Z y el fotón son casi indistinguibles a una energía mayor de unos 250 GeV). La pesadilla del “desierto” se hará realidad si el LHC del CERN encuentra el bosón de Higgs, como predice la teoría electrodébil, y nada más, absolutamente nada más. La siguiente unificación obvia, más allá del modelo estándar, la unificación de la cromodinámica cuántica (QCD) y la interacción eletrodébil, quizás mediada por la supersimetría, ocurre a una escala de energías más allá de lo alcanzable por el LHC (y por el siguiente acelerador en diseño, el ILC). Los físicos teóricos están acojonados por el “desierto” porque podría ocurrir que no apareciera nada nuevo en la física teórica durante décadas, durante gran parte del s. XXI. La sed de nueva física de los físicos teóricos les podría está llevando a ver espejismos en los recientes resultados del Tevatrón en el Fermilab. Nos lo recuerda George Redlinger (Brookhaven National Laboratory), “Beyond the Standard Model: Results from the Tevatron and LHC,” DPF 2011, 8 August, 2011.
Por ahora, los experimentos del LHC en el CERN han acumulado pocas colisiones (este pasado fin de semana se han acumulado más de 2 /fb de colisiones en ATLAS y CMS), pero todo indica que confirman al 100% los resultados predichos por el modelo estándar. Se ha buscado nueva física en un gran número de canales y los físicos experimentales no han encontrado ninguna señal que apunte a nada nuevo. ¿Está explorando el LHC el “desierto” del modelo estándar?
Hay que ser optimistas y Redlinger nos recuerda que “Moisés encontró la Tierra Prometida tras vagar por el desierto durante 40 años.” Resulta que 2011 es el 40 aniversario de la supersimetría y el 37 aniversario de la revolución de noviembre (la que encumbró al modelo estándar como la teoría correcta). Quizás la “tierra prometida” de la física más allá del modelo estándar verá la luz cual oasis en el desierto cuando el modelo estándar cumpla sus 40 años de edad.
La sociología de la física es algo de lo que se habla poco en las conferencias de física. Un físico teórico propone ideas, pero no calcula las consecuencias observables de dichas ideas. Esa labor la realiza el físico fenomenólogo, gracias a simuladores tipo Montecarlo, que determina las señales que podrán ser observadas en los experimentos. La búsqueda de estas señales en los experimentos es labor del físico experimental. Muchos físicos teóricos se quejan de que los físicos experimenales no buscan señales de sus teorías, pero es que ellos mismos no se han molestado en determinar qué señales hay que buscar. Muy pocos físicos teóricos se dedican a la fenomenología. Muchos físicos teóricos se quejan de que los físicos experimentales buscan señales genéricas de nueva física en lugar de centrarse en validar sus ideas, sus maravillosas ideas. Hay miles de físicos experimentales trabajando en el LHC del CERN, pero todos ellos tienen una labor concreta que realizar y su obligación es dedicar el 100% de su tiempo a dicha labor. Aunque no le guste a los físicos teóricos, los físicos experimentales no dan abasto. Nos lo ha recordado Konstantin Matchev, “Beyond the Standard Model: theory,” Division of Particles and Fields of the AMS (DPF 2011), August 8, 2011.
El diálogo entre un físico experimental y un físico teórico ha cambiado de algo parecido a lo que se muestra arriba, a algo parecido a lo mostrado abajo.
¿Por qué? Porque el número de modelos teóricos es enorme, comparable al número de físicos teóricos (cada teórico con su teoría) y dicho número es comparable al número de físicos experimentales. Mientras haya un solo físico experimental por cada físico teórico, los físicos teóricos tendrán que cambiar su manera de trabajar. Matchev recomienda a los teóricos que se acerquen a la fenomenología utilizando simuladores por ordenador de las colisiones en los grandes aceleradores y que se dediquen a calcular las señales que validarán su ”bella teoría” en el LHC. Matchev aconseja a los teóricos que aprendan a hacer toda esta labor por ellos mismos: “Theorists, DIY!”
Observación de un "universo burbuja" en datos simulados superpuestos a los datos de WMAP-7.
Las noticias científicas de BBC News eran una fuente fiable de información, pero un día dejaron de serlo. No sé que pasó, pero algo tuvo que pasar. Quizás ahora tienen que buscar el sensacionalismo a ultranza para que alguien les lea. El 3 de agosto podíamos leer: ”Un equipo de científicos ha encontrado una prueba de la existencia de un “universo burbuja” en los datos de WMAP. La idea del multiverso ha recibido un fuerte impulso.” ¡La bomba! Pero la noticia no es cierta. El equipo de científicos no ha encontrado ninguna prueba de la interacción entre universos burbuja en los datos WMAP-7. Han desarrollado unos nuevos algoritmos de análisis para la búsqueda de dichas interacciones en el marco de la teoría de la inflación eterna y han probado dichos algoritmos con los datos de WMAP-7, a la espera de los datos del satélite Planck. No han encontrado nada en absoluto. ¿Por qué entonces el periodista científico afirma que lo han hecho? Ha interpretado mal la noticia publicada por el servicio de noticias de la Universidad de estos científicos. La cuestión es, ¿lo ha hecho con intención, buscando el sensacionalismo, o sin ella, por puro error? Quizás nunca lo sepamos. La noticia original mal interpretada ha sido traducida por Kanijo, “Primer test observacional para el ‘multiverso’,” Ciencia Kanija, 4 ago. 2011 (traducción de esta noticia del University College of London). La noticia errónea es Jason Palmer, “‘Multiverse’ theory suggested by microwave background,” BBC News, 3 August 2011. Yo hace tiempo que ya no leo las BBC News sobre ciencia. Me he enterado de todo esto gracias a Peter Woit, “This Week’s Hype,” Not Even Wrong, Aug. 5, 2011.
El satélite Planck analizará el fondo cósmico de microondas (CMB) con tal precisión que muchos creen que decidirá de forma definitiva si la inflación cósmica ha existido o no, al tiempo que determinará sus propiedades más importantes. Hay muchos modelos para la inflación cósmica, pero el preferido por muchos cosmólogos es la inflación eterna de Vilenkin (o inflación caótica de Linde). En este modelo nuestro universo es una burbuja en un multiverso formado por infinidad de universos burbuja. Hay versiones de este modelo que permiten que estas burbujas interactúen entre sí gracias a la gravedad. En dichas versiones de la teoría sería posible observar trazas de esta interacción en el análisis del fondo cósmico de microondas. Nadie espera que los datos WMAP-7 muestren dichas trazas y habrá que esperar a los datos de Planck sobre el CMB que se publicarán en 2013. Los algoritmos para el análisis de estos datos en busca de señales de la interacción entre universos burbuja ya han sido desarrollados y han sido probados con los datos del satélite WMAP-7. Se confirma lo esperado, no se ha encontrado ninguna señal que apunte a que dicha interacción exista (pero se ha limitado el rango de ciertos parámetros caso de que dicha interacción exista). Más aún, no se ha encontrado ninguna señal de la inflación eterna en los datos de WMAP-7. Aunque el resultado haya sido negativo, los nuevos métodos de análisis se han publicado, como no, en Physical Review Letters (Stephen M. Feeney et al., “First Observational Tests of Eternal Inflation,” Phys. Rev. Lett. 107: 071301, August 8, 2011 [preprint en ArXiv, 9 Dec. 2010]); el análisis más detallado aparece en Physical Review D (Stephen M. Feeney et al., “First observational tests of eternal inflation: Analysis methods and WMAP 7-year results,” Phys. Rev. D 84: 043507, August 8, 2011 [preprint en ArXiv, 16 Dec. 2010]).
El preprint de estos artículos apareció en ArXiv en diciembre de 2010; entonces Sean Carroll invitó a uno de los coautores a escribir una entrada para su blog sobre los resultados, Matthew C. Johnson, “Observing the Multiverse (Guest Post),” Cosmic Variance, Dec. 22, 2010. Por lo que parece la sugerencia de publicar el resultado negativo junto con la descripción del nuevo método fue de uno de los revisores. Pero parece que este énfasis en el resultado negativo impuesto por el revisor no es tenido en cuenta por los periodistas que se hacen eco de estos artículos (Miriam Frankel, “Testing the Multiverse. Does the CMB sky show signatures of other universes?,” FQXi News, August 3, 2011). Una pena.
El experimento CDF del Tevatrón, en el Fermilab, cerca de Chicago, observó una anomalía en las colisiones que producen un bosón W y dos chorros hadrónicos (colisiones W+jj) que corresponde a una resonancia alrededor de 147 GeV. Descubierta con 4,3 /fb de colisiones con una confianza estadística de 3,2 σ, ha sido confirmada con 7,3 /fb de datos con 4,1 σ [artículo en CDF]; la sección eficaz de esta resonancia es de 3,0 ± 0,7 pb. El experimento DZero del Tevatrón, tras analizar 4,3 /fb de datos, no ha observado esta anomalía y descarta que tenga una sección eficaz mayor de 1,9 pb. El análisis de DZero es independiente del de CDF y difiere en ciertos detalles importantes que impiden asegurar que DZero refute a CDF; ambos resultados podrían ser compatibles entre sí. Sin embargo, una discrepancia a 4 σ entre estos dos experimentos es excesiva.
El LHC del CERN aún no ha recogido suficientes datos para aportar nada útil al respecto (un análisis preliminar de ATLAS ha descartado la anomalía, pero el resultado aún ofrece poca confianza estadística]. Si la anomalía W+jj corresponde a nueva física, se cree que antes de final de año lo sabremos. Si no lo es, la anomalía es debida a algo muy sutil en el análisis de las colisiones de fondo en CDF; ahora mismo es difícil imaginar qué puede ser. ¿Qué diferencias hay entre el análisis de CDF y DZero? Te recomiendo la charla de Can Kilic (Rutgers & KITP), “W+jj: Facts and Fiction,” KITP The First Year of the LHC , 8 June 2011 [VIDEO], anterior a la publicación de los datos de DZero, y la de Adam Martin (Fermilab & KITP), “W+jets at the Tevatron,” KITP The First Year of the LHC , 8 June 2011 [VIDEO], que explica las diferencias a golpe de pizarra. Ambas charlas muestran que las diferencias entre ambos análisis son grandes y que para los físicos de CDF era de esperar que DZero no observara nada. Lograr un análisis común de ambos experimentos que permita compararlos de forma fiel requerirá varios años. A corto plazo, serán los experimentos del LHC los que tendrán la última palabra a finales de este año.
La figura que abre esta entrada ilustrando la anomalía Wjj de CDF tiene cierta trampa. La curva azul (aproximación gaussiana) entre 120 y 160 GeV dirige nuestra vista y nos engaña de la misma forma que una ilusión visual. Si le restamos los eventos W+jj observados a los eventos de fondo (curva roja), el resultado que se obtiene muestra que el problema/anomalía se observa en todo el intervalo de 28 a 300 GeV (ver la figura de arriba). Visto desde esta otra manera la explicación de la anomalía mediante una nueva partícula se desvanece. ¿Podría ser explicada la anomalía dentro del modelo estándar? Según Zack Sullivan y Arjun Menon la solución a la anomalía podría ser una contaminación de los datos debido a los eventos Wjjj (producidos en desintegraciones en un quark top y otro quark, es decir, la desintegración en un único top o “single top“). Según estos autores un exceso de desintegraciones con un solo quark top explica la anomalía si se separa la contribución de los eventos Wjj y Wjjj. Nos lo cuenta Zack Sullivan (Illinois Institute of Technology), “A standard model explanation of the CDF dijet excess in Wjj,” DFP, August 9, 2011; el artículo técnico es Zack Sullivan y Arjun Menon, “Standard model explanation of a CDF dijet excess in Wjj,” Phys. Rev. D 83: 091504, 2011.
Los físicos que han realizado el análisis de la anomalía Wjj de CDF no están de acuerdo con esta interpretación de la anomalía dentro del modelo estándar. Sus análisis indican que la separación de los eventos Wjj y Wjjj no es suficiente para eliminar la anomalía. Prefieren que corresponda a nueva física. Hay muchas explicaciones posibles para la anomalía Wjj que implican nueva física y algunas tienen implicaciones para el problema de la materia oscura, como nos cuenta Matthew R Buckley, “Dark Forces at the Tevatron,” TevPa2011, August 5, 2011. Buckley apuesta por una nuevo bosón vectorial Z’ (Z prima) que introduce una nueva simetría U(1) en el modelo estándar y que se acopla con preferencia a los quarks con respecto a los leptones (por eso se le llama Z’ leptofóbico); este nuevo bosón Z’ se produciría asociado a bosones W. Si este nuevo bosón Z’ estuviera asociado a una partícula, un escalar singlete en el modelo estándar, se tendría un candidato ideal para la materia oscura. Además, el problema de estabilidad del modelo estándar también podría estar resuelto.
En resumen, la anomalía Wjj dará que hablar hasta las conferencias de invierno, a finales de este año e inicios del próximo. Para entonces los experimentos del LHC habrán acumulado colisiones suficientes para decidir de forma definitiva si la anomalía realmente existe o no. Hasta entonces, los físicos teóricos tienen la oportunidad de realizar sus propuestas y publicarlas sin que ningún revisor se atreva a rechazarlas.
Se ha hablado tanto del tema que quizás pueda resultar aburrido para mucha gente, pero el artículo de A. Falkowski et al., “If no Higgs then what?,” ArXiv, Aug 4, 2011 [CERN-PH-TH/2011-185], es una buena excusa para volver a retomar este tema. Lo primero es lo primero, en mi opinión personal, el bosón de Higgs existe y será encontrado en el LHC del CERN en el rango de masas entre 115 y 145 GeV/c²; hay demasiadas pruebas que apuntan a su existencia (test de precisión del modelo estándar) y no hay ninguna razón para dudar de ella (aparte de la opinión de algunos físicos teóricos). Más aún, yo apuesto a que tendrá una masa del orden de 120 GeV/c².
El nuevo artículo de Falkowski et al. se inicia afirmando que “si el bosón de Higgs (predicho por el modelo estándar) no existe, entonces el modelo estándar estará fuertemente acoplado en la escala de los TeV.” ¿Qué significa esto? ¿Es un problema? Aquí es donde entran las opiniones. Hay dos opciones posibles. La primera es que la Naturaleza sea maliciosa para los físicos. En dicho caso, si el bosón de Higgs no existe, el modelo estándar deberá ser estudiado en la escala de los TeV mediante métodos no perturbativos. Esto no es para tirarse de los pelos, por ejemplo, la QCD (cromodinámica cuántica) en la escala de los GeV requiere dichos métodos, basta recordar que nadie es capaz de calcular la masa del protón sin usar supercomputadores. ¿Dónde está el problema entonces? Hoy en día desconocemos como hacerlo y si el LHC del CERN no encuentra absolutamente nada, ni siquiera el bosón de Higgs, los físicos teóricos estarán bastante entretenidos durante muchos años tratando de desarrollar estos nuevos métodos matemáticos no perturbativos a la espera de un acelerador de mayor energía que el LHC (que puede tardar décadas en ver la luz). Sobre esta opción poco más se puede decir, lo importante es que no hay que olvidarla.
La segunda opción es más interesante desde el punto de vista del LHC. Si la Naturaleza es sutil, pero no perversa, el modelo estándar podrá ser estudiado mediante técnicas perturbativas en la escala de los TeV. La Naturaleza facilitará la vida a todos los físicos, tanto teóricos como experimentales, permitiendo que las técnicas matemáticas “torpes” utilizadas por los físicos durante los últimos 50 años sigan siendo útiles durante las próximas décadas. ¡Amén! ¡Que así sea! En dicho caso, si no existe el bosón de Higgs, el modelo estándar se suicidará a sí mismo, pues es bien conocido que se vuelve inestable en la escala de los TeV sin un bosón de Higgs adecuado o si no existe ninguna nueva ley física que lo impida (como una nueva partícula que le proteja de sí mismo). La carta de suicidio ya ha sido escrita. Su única salvación es que haya nueva física (nuevas leyes físicas o nuevas partículas) en el rango de energías entre 0,1 y 2 TeV. El LHC del CERN ha sido diseñado para explorar en detalle estas energías (con colisiones a 14 TeV c.m. lo máximo que se pueden explorar, y solo en algunos canales de búsqueda, son unos 5 TeV). Si la Naturaleza es sutil, pero no perversa, y si el bosón de Higgs no existe, el LHC descubrirá algo que estabilice el modelo estándar en la escala de los TeV.
Hay muchas posibilidades, algunas podrían ser muy fáciles de descubrir en el LHC y otras serán muy sutiles y requerirán un análisis lento y pesado durante muchos años. Pero al final, como algo tiene que haber, algo será encontrado, si la Naturaleza no es maliciosa. ¿Conocéis el chiste del borracho que perdió las llaves y se puso a buscarlas debajo de una farola? El LHC es la farola para los físicos a la hora de buscar física más allá del modelo estándar. Todos los físicos teóricos están tratando de estirar sus teorías físicas favoritas para que, en parte, queden iluminadas por la farola del LHC. Por lo tanto, propuestas teóricas las hay por doquier.
¿Puede producir agujeros negros un colisionador de hadrones? Sí, por supuesto, si las colisiones tuvieran una energía en la escala de Planck (billones de veces por encima de las alcanzable en el LHC). Pero en el LHC es imposible, sus colisiones tienen una energía billones de veces inferior. Bueno, imposible suena muy fuerte… nunca digas nunca jamás. Se puede estirar la teoría para buscarlos en la farola del LHC. Si hay dimensiones extra gigantescas (en la escala de los milímetros) y la energía en la que las teorías de cuerdas es aplicable se baja a la escala de los TeV (desacoplando la escala de energía de las cuerdas de su escala de energía natural, la escala de Planck), entonces sí podrían observarse. Por ello hay que buscarlos. De hecho, buscarlos es muy fácil. Ya han sido buscados y no han sido encontrados (con energías por debajo de los 2 TeV).
Para proteger al modelo estándar de su propio suicidio, si no existe el bosón de Higgs, tiene que existir algo nuevo aún no descubierto. ¿Tiene que ser muy complicado o revolucionario? No, ni mucho menos. Ya hay infinidad de propuestas. Algunas tan sencillas como la existencia de un único nuevo bosón vectorial Z’ (Z prima), es decir, añadir al modelo estándar una nueva simetría U(1), una nueva interacción similar a las corrientes débiles neutras (un nuevo electromagnetismo con “fotones muy pesados”). Si esta simetría/partícula tiene las propiedades adecuadas, es suficiente para estabilizar el modelo estándar en la escala de los TeV. Pero una solución tan sencilla tiene el problema de que retrasaría el suicidio, el problema de la estabilidad del modelo estándar pasaría a la escala de los 10 TeV ; tendría que haber algo más a dicha escala. Aún así, esta solución tan sencilla serviría para los próximos 20 años de física de partículas. Si solo podemos usar bosones vectoriales, para estabilizar el modelo estándar hasta la escala de energías de Planck (donde empezará a dominar la gravedad, no considerada aún por el modelo estándar), se necesitaría una escalera de nuevos bosones vectoriales. Pero no hay nada en contra de esta posibilidad, salvo el gusto de los físicos.
Hay muchas otras opciones. Por ejemplo, podría existir una cuarta generación de partículas elementales cuyos mesones (pares quark-antiquark) podrían hacer fácilmente el papel del bosón de Higgs en la ruptura de la simetría electrodébil y en la estabilización del modelo estándar. Estos mesones tendrían que tener una masa entre 1 y 3 TeV. A los que no les gusta una cuarta generación de partículas, porque las estimaciones astrofísicas y cosmológicas de la masa de los neutrinos apuntan a que no hay más que tres neutrinos, aunque WMAP 7 no descarta un neutrino adicional, les gustará saber que bastaría que existiera una nueva partícula tipo fermión (una especie de quark pero con una nueva carga) que junto con su antipartícula formara partículas parecidas a los mesones (bosones escalares neutros). No sería una cuarta generación en toda regla. Bastaría una sola partícula con las propiedades adecuadas.
Y así sucesivamente. Si hay soluciones sencillas a los problemas del modelo estándar en la escala de los TeV añadiendo una sola partícula o una sola interacción nueva (muy similar a las ya existentes), os podéis imaginar que si abrimos la veda y permitimos dos nuevas partículas, o cuatro, o las que sean, las posibilidades crecen ad infinitum. Opciones como la supersimetría, que duplica todo lo conocido y añade una nueva pareja (superpartícula) a toda partícula conocida son soluciones, no hay que olvidarlo, que implican cambios en todas las escalas de energías desde los TeV hasta la escala de Planck. En mi opinión, está solución es similar a matar moscas a cañonazos. Los defensores de la supersimetría me dirán que me olvido de un detalle importante, el más importante, la belleza matemática intrínseca de la supersimetría. ¿Qué es más bello un cristal de hielo o una gota de agua? ¿Qué es más bello un dibujo de Escher visto a través de un cristal de hielo o a través de una gota de agua? Ya se sabe que en cuestión de gustos no hay nada escrito.
Solo el experimento, solo el LHC del CERN, puede determinar qué es lo que hay que añadir al modelo estándar en la escala de los TeV para estabilizarlo. No hay que olvidar que el objetivo principal del LHC en el CERN es estudiar la dinámica de la ruptura de la simetría electrodébil, la razón por la cual a alta energía (por encima de unos 250 GeV) el electromagnetismo y la interacción débil están unificados en una teoría común, la interacción electrodébil; o lo que es lo mismo, la razón por la cual la teoría electrodébil a baja energía se presenta con dos caras muy distintas, cual Jano mitológico. Tanto el LEP del CERN como el Tevatrón del Fermilab han sido incapaces de estudiar este fenómeno y ahora es el turno del LHC. Todo indica que, si no existe el bosón de Higgs, tiene que existir algo y será encontrado por el LHC. Pero no hay que olvidar la primera opción, la Naturaleza podría ser perversa y maliciosa, podría ocurrir que nos engañemos a nosotros mismos en nuestra supina ignorancia y en realidad el modelo estándar es estable en la escala de los TeV sin ningún aditivo adicional. Lo que ocurre es que por ahora nuestras cortas miras matemáticas (perturbativas) nos impiden verlo.
Hay un detalle que no quiero dejar en el tintero. La farola del LHC tiene luz coloreada y hay colores que no se distinguen bien con dicha luz. Hay nueva física que podría estar muy oculta en las colisiones del LHC y que sería difícil de encontrar en extremo. El LHC ha sido diseñado para estudiar en detalle la escala de energías de la unificación electrodébil, pero hay detalles muy sutiles que pueden pasar desapercibidos. La mayoría de los físicos confía en que estos detalles no serán importantes, pero podrían serlo. Todas las posibilidades están abiertas ahora mismo. El LHC tras dos años de éxitos es todavía un “niño” y le queda más de un lustro para alcanzar su madurez. Todos los físicos esperamos sorpresas, grandes sorpresas.
Pero tengo que repetirlo, no me puedo contener. En mi opinión y en la opinión de la mayoría de los físicos, el bosón de Higgs existe y será encontrado por el LHC del CERN donde todo el mundo espera que esté, alrededor de los 120 GeV (como predicen los tests de precisión del modelo estándar). Todos los físicos esperamos sorpresas más allá de confirmar la existencia del Higgs. Pero todo depende de si la Naturaleza está de buenas y quiere ofrecernos algo más allá del modelo estándar, lo que creemos conocer, aunque ignoremos sus detalles. El LHC sería todo un éxito si solo se dedica a caracterizar estos detalles. No hay que olvidarlo.
Para acabar, quisiera recordar que John Ellis, el archifamoso físico de partículas, repite muchas que el bosón de Higgs puede que no exista. John, en 1976, fue uno de los primeros en calcular los modos de desintegración del bosón de Higgs y las probabilidades de que fuera detectado en los experimentos. Su famoso artículo acababa con una frase tajante: que no se molesten los físicos experimentales en diseñar experimentos para buscar el bosón de Higgs porque no lo encontrarán, su búsqueda está más allá de las energías alcanzables en los experimentos. Lo decía a mediados de los 1970, cuando ni siquiera se había descubierto la tercera generación de partículas elementales, o los bosones W y Z. Alrededor de 1985, tras el descubrimiento de estos bosones vectoriales, la esperanza de encontrar el Higgs recayó en LEP, pues se pensaba que su masa tendría que ser similar a la de estos bosones. El Tevatrón encontraría el quark top y el neutrino tau, pero nadie pensaba que podría encontrar el Higgs. LEP 2 exploró masas para el Higgs hasta 144,4 GeV sin encontrarlo, pero dejando muy claro que es imposible que el Higgs tenga una masa menor de 110 GeV. En la pasada década el Tevatrón Run II, renovado y con el descubrimiento del quark top a sus espaldas, emprendió una búsqueda del Higgs que le ha llevado a estar a punto de descubrirlo (no es imposible pero es casi imposible que lo logre). Ahora el turno es del LHC en el CERN, que encontrará el Higgs fuera de toda duda razonable tras el análisis de las colisiones de 2012. Ahora es el momento en el que John Ellis puede sembrar la duda sobre el Higgs en todas y cada una de las charlas a las que le invitan, que no son pocas. John ya no podrá hacerlo a finales de 2012.
Ellis es para los físicos, lo más parecido a lo que Erdös fue para los matemáticos, y ya hay gente que calcula su número de Ellis a la par que su número de Erdös. Ellis acaba casi todas sus charlas con esta diapositiva (y explicando quién era Margaret Thatcher para los más jóvenes, que ya se sabe que los físicos saben poco de política).
Fuente de esta última imagen: John Ellis, “The infamous boson: from obscure curiosity to Holy Grail,” Higgs Hunting 2011, 28 July 2011 [PPT,VIDEO].
El 95% de la masa de las galaxias y de los cúmulos galácticos es materia oscura. No se sabe lo que es, pero podrían ser partículas tipo WIMP con una masa de unos 100 GeV. Las mejores estimaciones de su posible tasa de aniquilación indican que las primeras estrellas del universo, que nacieron en los halos de materia oscura, debían tener una gran cantidad de materia oscura en su interior. El combustible de las primeras estrellas podría haber sido la aniquilación de esta materia oscura. Estas primeras estrellas se denominan estrellas oscuras. Si existieron agujeros negros primordiales, podrían haber sido atraídos hacia el centro de estas estrellas, dando lugar a la aparición de los primeros agujeros negros astrofísicos, que a su vez darían lugar a los superagujeros negros que se encuentran en el centro de las galaxias de materia ordinaria que observamos hoy en día. Estas ideas, que pueden parecer descabelladas, fueron propuestas por D. Spolyar, K. Freese, P. Gondolo, “Dark matter and the first stars: a new phase of stellar evolution,” Phys. Rev. Lett. 100: 051101, 2008 [ArXiv preprint], y Cosimo Bambi, Douglas Spolyar, Alexander D. Dolgov, Katherine Freese, Marta Volonteri, “Implications of primordial black holes on the first stars and the origin of the super–massive black holes,” Mon. Not. Roy. Astron. Soc. 399: 1347-1356, 2009 [ArXiv preprint].
Las WIMPs (Weakly-Interacting Massive Particles) son uno de los candidatos más prometedores para la materia oscura. Si las WIMPs son partículas de Majorana (iguales a sus antipartículas) podrían autoaniquilarse con una sección transversal de 3 × 10−26 cm3/s, valor compatible con la abundancia de materia oscura fría observada en la actualidad. Si estas WIMPs, de alguna manera, llegaron al núcleo de las primeras estrellas, el resultado de su aniquilación podrían haber cambiado bastante las propiedades de estas estrellas. ¿Cómo podrían haber llegado hasta allí? Hay dos mecanismos razonables que ilustra en forma de esquema la figura que abre esta entrada (fuente en ArXiv). Por un lado la contracción gravitatoria de una nube de materia primordial que contendrían tanto materia bariónica como materia oscura. Por otro lado, la dispersión de las WIMPs con los núcleos de la materia bariónica de la estrella, les haría perder energía cinética y acabar atrapadas por la gravedad de la estrella. Por tanto, las estrellas oscuras tendrían materia oscura solo en su núcleo. El efecto de esta materia oscura es importante, pues sería una fuente adicional de calor (energía) para sostener la estrella contra la gravedad que permitiría que la masa de la estrella pudiera crecer mucho más que en su ausencia. Aunque los cálculos son difíciles, se estima que podrían haber nacido estrellas oscuras supermasivas con una masa de varios millones de veces la del Sol. Para muchos investigadores estos cálculos son aún muy especulativos.
La observación de estas estrellas oscuras primordiales es imposible, salvo que hubieran podido alcanzar masas enormes. Los estudios teóricos afirman que podrían haber crecido hasta alcanzar masas de 10 millones de veces la masa del Sol (el límite superior depende de detalles del modelo). Estas superestrellas oscuras podrían ser observadas mediante el Telescopio Espacial James Webb (JWST) si su masa está entre 10 mil y 10 millones de veces la del Sol y su corrimiento al rojo está entre z=10 y z=15. Las observaciones con el telescopio Hubble y los grandes telescopios terrestres solo alcanzan a verlas hasta z=10 y como no las han encontrado aún, descartan su existencia con un corrimiento al rojo de hasta z = 10 (y masas mayores de 10 mil veces la del Sol). Si existieron estas estrellas oscuras, tuvieron que tener una vida muy corta que finalizó antes de alcanzar z=10. Estrellas oscuras con menor masa (incluso del orden de 1000 veces la del Sol) no pueden ser descartadas por los telescopios actuales ni por el futuro JWST. Nos lo contaron Erik Zackrisson et al., “Observational constraints on supermassive dark stars,” MNRAS 407: L74, 2010 [ArXiv preprint].
Hay otra vía para la observación de estrellas oscuras, o al menos de la presencia de materia oscura en el centro de las estrellas convencionales. El telescopio Fermi de rayos X, e incluso PAMELA o HESS, podrían observar los rayos X producidos por la aniquilación de la materia oscura en el núcleo de una estrella. Los flujos de rayos gamma extragalácticos de fondo se multiplicarían por uno o incluso dos órdenes de magnitud de existir las estrellas oscuras, según los modelos numéricos (el valor exacto del incremento depende del modelo y de la masa de la partícula de materia oscura considerada). Como no ha sido observada dicha amplificación, los resultados experimentales de Fermi/LAT descartan la presencia de las estrellas oscuras en la actualidad e imponen límites muy restrictivos a su posible presencia entre las primeras estrellas en la época oscura del universo. Todo apunta a la imposibilidad de la formación de estrellas oscuras en el universo temprano. Nos lo contaron Qiang Yuan, Bin Yue, Bing Zhang, Xuelei Chen, “Constraint on dark matter annihilation with dark star formation using Fermi extragalactic diffuse gamma-ray background data,” JCAP 04: 020, 2011 (ArXiv preprint), y Pearl Sandick, Juerg Diemand, Katherine Freese, Douglas Spolyar, “Black Holes in our Galactic Halo: Compatibility with FGST and PAMELA Data and Constraints on the First Stars,” JCAP 1101: 018, 2011 (ArXiv preprint). Ver también Douglas Spolyar, “Fermi on DM Spikes,” TeV Particle Astrophysis 2011 [por cierto, de este presentación he sacado la idea de la figura que abre esta entrada].
Astrofísicos portugueses han propuesto una tercera vía para detectar la existencia de estrellas oscuras, el cambio en la luminosidad esperada para los cúmulos estelares debido a la presencia de estrellas oscuras. Más aún, la proponen como explicación de la llamada “paradoja de la juventud,” la presencia de estrellas más jóvenes de lo esperado en el centro de la Vía Láctea (la fuerza de marea del agujero negro central no debería permitir su presencia). Las explicaciones existentes para esta paradoja dicen que estas estrellas se formaron en un cúmulo estelar masivo fuera del centro galáctico para luego llegar, ya formadas, donde están actualmente. Los astrofísicos portugueses proponen que la edad de los cúmulos estelares envueltos en grandes cantidades de materia oscura estaría subestimada debido a la presencia de las estrellas oscuras. Esta reciente propuesta teórica todavía no ha sido estudiada de forma experimental. Para los interesados en los detalles el artículo técnico es Jordi Casanellas, Ilídio Lopes, “Signatures of dark matter burning in nuclear star clusters,” ApJ 733: L51, 2011 (ArXiv preprint).
En resumen, las estrellas oscuras, tanto si solo existieron en la edad oscura del universo, como si aún siguen existiendo, son uno de los objetos astrofísicos más interesantes salidos de la mente de los astrofísicos teóricos. Hay un simulador de código abierto de la formación y evolución de las estrellas oscuras llamado DarkStars que permite que cualquiera experimente con las propiedades de estos fascinantes objetos (más información en Pat Scott, Joakim Edsjö, Malcolm Fairbairn, “The DarkStars code: a publicly available dark stellar evolution package,” ArXiv, 16 Apr 2009).
Philip Gibbs ya es famoso en la blogosfera por su combinación no oficial para los límites de exclusión del bosón de Higgs utilizando los datos del Tevatrón (CDF+DZer0), que acertó bastante bien, y del LHC en el CERN (ATLAS+CMS). La figura de arriba muestra su nueva combinación (7 de agosto de 2011). La combinación oficial se publicará a finales de agosto en el congreso Lepton Photon 11 (XXV International Symposium on Lepton Photon Interactions at High Energies), en Mumbai, India (del 22 al 27 de agosto). Todo apunta a que Gibbs se acercará bastante al resultado definitivo, por lo que esta combinación ya está siendo utilizada por muchos blogueros (y también algunos físicos de partículas profesionales) para comentar las propiedades de lo que se espera que sea la combinación definitiva.
Como es obvio, ha habido críticas. Bill Murray ser refirió a estas figuras de Gibbs como “un sinsentido sin ninguna base científica” (el propio Gibbs reconoce que quizás tenga razón). Sin embargo, el archifamoso John Ellis utiliza en sus presentaciones la “combinación del bloguero” afirmando que aunque sea basura, mientras sea lo único disponible, el lo usará. Y Ellis tiene mucho peso en la física de partículas.
La nueva figura la ha obtenido Gibbs tras rehacer sus cálculos estadísticos, que presentaban un pequeño sesgo en su figura de 28 de julio. Nos cuenta cómo lo ha hecho en “Better Higgs Combinations,” viXra log, August 6th, 2011. Merece la pena leer su entrada. Como puedes ver, la línea continua negra está por encima de 1 en el intervalo entre 108 y 147 GeV, con lo que se descarta un bosón de Higgs con una masa fuera de dicho intervalo (por la parte alta se descarta un Higgs de hasta 600 GeV). El resultado definitivo será similar a éste, sin lugar a dudas, porque ya se sabe que la estadística es así, promedia las cosas y un análisis no riguroso permite obtener una buena estimación. En cuanto a los excesos (donde la línea negra continua está por encima de la línea amarilla que marca los 2 sigma), casi seguro que son debidos a errores sistemáticos. Extraer conclusiones de estos excesos no tienen mucho sentido (todavía).
Por cierto, Philip Gibbs es el creador de vixra.org, la alternativa de arXiv.org para quienes no pueden publicar allí debido al sistema de respaldo (endorsement system). Para incrementar la visibilidad de su servidor de preprints sin restricciones, creó su blog viXra log y gracias a su gran trabajo en él se ha vuelto bastante famoso En resumen, un gran trabajo, Philip, todos los aficionados a la física de partículas lo agradecemos.
Hay muchas estimaciones teóricas para la masa del bosón de Higgs [1], aunque el modelo estándar, por sí solo, no predice ningún valor concreto [2]. Hay muchas y siguen apareciendo nuevas; entre las estimaciones más recientes (que no aparecen en [1]) me ha gustado la de Kazuyoshi Kitazawa [3,4,5]: 120,611 ± 0,022 GeV/c². Su idea es utilizar el comportamiento asintótico de las soluciones de la ecuación de Klein-Gordon no lineal para el bosón de Higgs del modelo estándar.
El teorema de Derrick afirma que las soluciones exactas localizadas de esta ecuación (solitones) no son estables en tres dimensiones; por lo tanto, el bosón de Higgs no puede ser un partícula de tipo solitón y no tiene sentido tratar de buscar las soluciones exactas de esta ecuación. Las partículas elementales descritas por el campo de Higgs (es decir, las soluciones que corresponden al bosón de Higgs) tienen que corresponder a soluciones lineales alrededor del valor del vacío (el potencial del campo de Higgs tiene dos valores para el vacío (vev), cero, que es inestable), y un valor finito alrededor de 246 GeV). Un análisis del comportamiento de las soluciones del campo de Higgs alrededor del vacío del campo, algo muy sencillo para un matemático, permite obtener una curva para la masa del bosón de Higgs en función de un ángulo.
La curva tiene un valor máximo alrededor de dos veces la masa del bosón W y un valor mínimo de 120,6 GeV/c². ¿Qué valor tiene la masa del Higgs? Según Kitazawa el valor más razonable es dicho valor mínimo. ¿Qué argumentos físicos ofrece Kitazawa para preferir dicha elección? La verdad, ninguno. Pero no me dirás que no es razonable en una curva que tiene un mínimo tomar dicho mínimo como valor razonable. Además, mira la fórmula recuadrada en rojo que abre esta entrada. Sí, por favor, mírala. ¿No te parece bella? Las masas de los bosones W y Z aparecen de forma tan simétrica que Kitazawa opina que esta fórmula (la que corresponde al valor mínimo de la curva) tiene que ser correcta.
Hay un punto importante que Kitazawa no estudia en su artículo [1]. ¿Cómo le afectan las correcciones cuánticas a su fórmula para la masa del Higgs? Estas correcciones podrían cambiar bastante la curva para la masa del Higgs y su mínimo podría bajar o subir, o incluso podrían aparecer otros mínimos. El segundo artículo de Kitazawa [2] es también interesante. Si su modelo clásico para calcular la masa del Higgs es correcto, entonces será capaz de predecir la masa del quark top a partir de la masa de los demás quarks y de los bosones W y Z. El resultado es la siguiente fórmula.
¡Chapeau! Una curiosa coincidencia, ya que el valor que se obtiene es una estimación muy buena, para ser clásica sin correcciones cuánticas, para la masa del quark top. Esta fórmula me recuerda a la de Koide, que predice la masa del leptón tau a partir de las masas del electrón y del muón. La fórmula de Koide es considerada como accidental por la mayoría de los físicos teóricos de partículas elementales (es decir, pura numerología).
En resumen, Kitazawa ha hecho un buen trabajo, pues todo apunta (test de precisión del modelo estándar y límites experimentales) que el bosón de Higgs tiene una masa alrededor de 120 GeV, poco más arriba, poco más abajo. Así que, permitiendo un error de dos o tres GeV, la fórmula de Kitazawa acertará casi con toda seguridad. ¡Enhorabuena, Dr. Kitazawa!
Lo confieso, soy un sentimental. Se me ponen los vellos de punta y se me saltan las lágrimas cuando leo historias como “Los tres superhéroes de Chernóbyl,” La pizarra de Yuri, 11 de abril de 2010. La divulgación científica de izquierdas en España (“rojilla” como le gusta decir a Yuri) es la divulgación de La Pizarra de Yuri. La verdad, me encanta, me encanta leer a Yuri cuando le da su toque de izquierdas a las entradas de su blog.
Entradas imprescindibles como “El pasado era una mierda,” 7 de marzo de 2010, o “Viruela: cuando la mano del Hombre fue más poderosa que el puño de Dios,” 24 de junio de 2010, son las que compendia en su libro, “El libro de la Pizarra de Yuri,” Silente, 2011 (a la venta en librerías por 20€ y en internet más gastos de envío). ”Una recopilación y selección de artículos del blog, con una edición cuidada, que puede venir muy bien –por ejemplo– para un regalo, para leer serenamente este verano.” Solo texto, sin ilustraciones en color, el libro te permite disfrutar de lo mejor de Yuri en estado puro, en esencia.
Muchos blogueros tienen en mente publicar algún día un libro con una selección de las mejores entradas de su blog. Sin embargo, pocos escriben las entradas en el blog de una forma tan cuidada y tan trabajada como Yuri. Pocos lo tienen tan fácil a la hora de convertir su blog en un libro. Yuri lo prometió hace tiempo y lo ha cumplido. Y no será el último libro… ya ha prometido una segunda parte.
Me he leído el libro en tres días, a ratos muertos, y aunque ya conocía muchas de las entradas (pero no todas), las he vuelto a disfrutar. Me ha gustado el formato libro. El libro te permite concentrarte en el texto, en el flujo de las ideas, algo que me resulta difícil cuando leo un blog. En mi caso, trato de leer cuanto antes el meollo de la cuestión para pasar cuanto antes a otra entrada, a otro blog, a donde me lleven los enlaces. El libro rehuye las imágenes, los colores, el grafismo, y te permite entretejer las ideas siguiendo el hilo de la historia. Me ha gustado leer a Yuri en formato libro.
Por supuesto, no todo lo que reluce es oro. Hay varias entradas que no me han gustado (yo hubiera seleccionado otras en su lugar). Pero a cada maestro su librillo.
Nacida en 1897, siendo una niña de 10 años afirmó que quería convertirse en matemático. Sin embargo, la vida a principios del siglo XX era difícil y no pudo matricularse en la facultad de matemáticas hasta 1928, en la Universidad de Nueva York. En 1932 acabó la carrera con la máxima calificación y desarrolló su tesis doctoral en la Universidad de Cornell en geometría algebraica, que defendió en 1935. Para una mujer, encontrar un trabajo en matemáticas en EE.UU. no era fácil. En 1937 asistía a clases nocturnas de física impartidas por el físico Arnold Lowan, que inició un proyecto para calcular tablas de funciones matemáticas de forma numérica.
Paul Ginsparg nunca soñó en agosto de 1991 que su idea feliz, crear un servidor de preprints por internet de acceso gratuito llamado ArXiv, le llevaría a ser invitado a publicar un artículo en la prestigiosa revista Nature. No hay mejor manera de celebrar el vigésimo aniversario de ArXiv (que se lee como “archive” en inglés, es decir, “arkaiv”). La idea original de Ginsparg era que ArXiv fuera un boletín electrónico para que unos cientos de amigos y colegas que trabajaban en física de altas energías compartieran artículos entre ellos. Para acelerar la diseminación de las nuevas ideas, se compartirían los artículos antes de su publicación, en el formato de los manuscritos, tal como eran enviados a revistas internacionales para su posterior revisión por pares. Ginsparg utilizó su propio ordenador en su despacho en el Laboratorio Nacional de Los Alamos, en Nuevo México, EE.UU. Hoy en día, ArXiv ha cambiado de manera radical la manera en la que se publican artículos en física, astrofísica y matemáticas. Hoy en día, es casi imposible concebir la publicación de artículos científicos sin la existencia de ArXiv. Gracias, Paul. Felicidades. Paul Ginsparg, “ArXiv at 20,” 
Lo confieso, soy un sentimental. Se me ponen los vellos de punta y se me saltan las lágrimas cuando leo historias como “
