Atención, pregunta: ¿Tiene España que incentivar a sus científicos para que publiquen en Science y Nature?

Evolución del número de artículos enviados a Science para 30 países de la OCDE.

Los estadounidenses son muy suyos y a la hora de publicar su revista es Science. Por eso no entienden por qué solo el 27,6% de los artículos publicados en Science en 2007 sean de autores estadounidenses, cuando en 1995 lo era el 34,2% de los artículos. ¿Por qué publican ahora menos en Science que hace dos décadas? Hay dos respuestas posibles. Por un lado, la caída del rendimiento relativo de EE.UU. respecto al resto del mundo. Y por otro lado, los incentivos aprobados por muchos países para que sus investigadores publiquen en revistas como Science y Nature. Nos lo cuentan Chiara Franzoni, Giuseppe Scellato, Paula Stephan, “Science Policy: Changing Incentives to Publish,” Science 333: 702-703, 5 August 2011.

Los incentivos han funcionado en EE.UU. y Canadá durante mucho tiempo como parte de la promoción y permanencia en su puesto del profesorado. El artículo resume un estudio del efecto de los incentivos a nivel  nacional en los 30 países responsables del 99% de los artículos publicados en Science (ver la figura que abre esta entrada). El estudio concluye que los incentivos para incrementar el número de artículos enviados a revistas de alto índice de impacto funcionan. Más aún, lo que mejor funciona son los incentivos dinerarios. A mayor índice de impacto de la revista en la que publicas, mayor dinero recibes. Este tipo de incentivos se han implantado en países como Corea, China y Turquía con gran éxito.

El artículo menciona que en España, el mayor incentivo ha sido la creación de la ANECA y los sistemas de habilitación (ya extinto) y acreditación (aún vigente hasta que el próximo gobierno decida si lo cambiará). En Alemania, se reformó el sistema para que las universidades liguen los salarios al rendimiento de la investigación. Quizás el próximo gobierno español, del mismo corte que el de Merkel, quiera seguir sus pasos en este sentido. Lo que el estudio publicado en Science demuestra es que este tipo de incentivos funcionan.

La técnica del burro y la zanahoria parece que funciona. Aunque el burro nunca llegará a ser un caballo andaluz o un pura sangre español.

Las medidas cuánticas débiles y las probabilidades cuánticas negativas

Todo el mundo sabe que es imposible medir u observar un sistema cuántico sin perturbar su estado. Pero poca gente sabe que esto es falso, como demostraron Yakir Aharonov y Lev Vaidman, al descubrir las medidas cuánticas “débiles” hace 23 años. Tras una controversia inicial, hoy en día son muy utilizadas en los experimentos de laboratorio y pronto tendrán aplicaciones prácticas comerciales en metrología de ultraprecisión. Las medidas débiles han permitido cosas que parecían imposibles, como reconstruir la función de onda de una partícula u observar la trayectoria promedio de los fotones en un experimento de doble rendija. La medida “débil” no es tan mediática como el telestransporte cuántico, pero su poder es espeluznante. El protocolo de medición débil cumple con todas las reglas de la mecánica cuántica y ha sido verificado en los experimentos, sin embargo, su interpretación aún causa escalofríos a algunos físicos, ya que involucra probabilidades negativas. Aharonov y Vaidman opinan que el problema es tratar de explicar o interpretar las medidas débiles, en lugar de ponerse a calcular sin más. Como decía David Mermin, “Cállate y ponte a calcular” (“Shut up and calculate!”) [*]. Nos lo cuenta Adrian Cho, “Furtive Approach Rolls Back the Limits of Quantum Uncertainty,” News Focus, Science 333: 690-693, 5 August 2011. Hace tiempo que no me hacía eco de un artículo de Cho, pero como ya sabéis soy un gran admirador de su forma de divulgar.

Imagina que quieres medir el espín de un átomo de plata. El espín es un vector y podemos medir su proyección en cualquier dirección (ángulo). La componente vertical del espín se puede medir enviando un flujo de átomos (uno a uno) a través de un campo magnético vertical y contando los átomos que inciden en una pantalla lejana (experimento de Stern-Gerlach). Un campo magnético intenso realiza una observación o medida cuántica del espín y proyecta el espín en la dirección vertical, separando los átomos con espín hacia arriba de los que tienen espín hacia abajo.  Los átomos con espín hacia arriba incidirán en la parte alta de la pantalla y los que tengan espín hacia abajo en la parte baja de la pantalla. En general el espín de un átomo no apunta en la dirección vertical; si se preparan todos los átomos para que su espín apunte en cierta dirección, la proyección de esta dirección en la dirección vertical determinará la probabilidad de observar un átomo con espín hacia arriba y con espín hacia abajo. La intensidad relativa de los dos puntos que se observarán en la pantalla dependerá del ángulo entre la dirección del espín de los átomos respecto a la dirección vertical; en el lenguaje de la mecánica cuántica estos ángulos determinan las probabilidades de cada estado del espín. La intensidad del campo magnético es importante, ya que si el campo es débil, no se realiza la proyección del espín en la dirección vertical y los haces de átomos con espín hacia arriba y hacia abajo no se separan; con un campo magnético débil es como si no se hubiera realizado la observación o medida cuántica. El espín de los átomos no se perturba y permanece en un estado indefinido, con su dirección de espín original.

En 1988, Lev Vaidman y Yakir Aharonov, ambos de la Universidad de Tel Aviv en Israel, y David Albert, ahora en la Universidad de Columbia, descubrieron que un campo magnético débil vertical no equivale a la ausencia de una medida cuántica, sino que corresponde a un tipo especial de medida cuántica, que se bautizó como medida débil. Imagina que el haz de átomos original ha sido preparado con un espín en dirección horizontal que apunta hacia la izquierda. Un campo magnético horizontal fuerte haría que todos los átomos se desviaran hacia la izquierda (ninguno hacia la derecha). Sin embargo, si se utiliza primero un campo magnético vertical débil, los átomos no se separan en dirección vertical, pero al pasar por el campo magnético fuerte en dirección horizontal se observa que parte de los átomos se desvían hacia la derecha. Originalmente todos los átomos tenían espín hacia la izquierda y ninguno hacia la derecha, pero la medida débil del imán vertical ha permitido que algunos átomos tengan espín hacia la derecha. El imán débil no ha separado totalmente los espines en la dirección vertical (no se ha producido el colapso de la función de onda) pero ha permitido medir espines a la derecha donde inicialmente no los había. Parece mucho ruido y pocas nueces. Parece como si una medida débil diera la misma información que una medida convencional, pero no es así. La intensidad observada en la pantalla depende de la relación matemática entre las dos componentes horizontales del espín. Por ejemplo, si el haz original tiene un pequeño ángulo respecto a la horizontal, podemos saber si este ángulo es positivo o negativo gracias a la medida débil, algo imposible con una medida convencional. La medida débil no solo mide la amplitud de probabilidades sino también la fase de la función de onda. 

¿Para qué puede servir las medidas cuánticas débiles? La aplicación práctica más importante es la medida ultraprecisa de ángulos. En 2009 se llegó a medir la desviación de un espejo que reflejaba fotones con un ángulo de 400 femtoradianes. ¿Cuán pequeño es este ángulo? Si se enviara un láser a la Luna que se desviara 400 femtoradianes se habría movido en la Luna el ancho de un cabello humano. Medidas tan precisas tendrán grandes aplicaciones en la industria. Pero para los físicos las medidas cuánticas prometen resolver algunas de las paradojas aparentes de la teoría cuántica.

¿Tiene una posición una partícula antes de que su posición sea medida? En 1992, Lucien Hardy de la Universidad de Durham en el Reino Unido ideó un “experimento mental” para poder resolver esta cuestión. Imagina que disparas electrones, uno a uno, a través de un interferómetro, un dispositivo que divide la trayectoria de las partículas entrantes en dos caminos divergentes que más tarde se hacen converger antes de incidir en dos detectores. Al elegir de forma adecuada las longitudes de las trayectorias de los electrones por el interferómetro se puede lograr que los haces de electrones interfieran de forma destructiva y que todos sean detectados en uno de los detectores (sea el detector brillante) y ninguno en el otro (sea el detector oscuro). Se puede hacer lo mismo con un interferómetro para positrones, las antipartículas del electrón. Si se colocan ambos interferómetros para que en cierto punto las trayectorias de los electrones y de los positrones coincidan antes de las medidas, resulta que la mecánica cuántica predice que algunos electrones (y algunos positrones) serán detectados en el detector oscuro. Más aún, un ajuste adecuado permite observar simultáneamente un positrón y un electrón cada uno en su detector oscuro. Esto parece paradójico. Si la materia se aniquila al interaccionar con la antimateria, cómo es posible detectar el positón y el electrón en los detectores oscuros sin que se hubieran aniquilado al interaccionar. Más aún, la coincidencia del positrón y el electrón en el detector oscuro permite determinar la trayectoria exacta que han seguido estas partículas.  

En 2002, Aharonov y sus colegas resolvieron la paradoja utilizando medidas débiles. Si el electrón es detectado en el detector oscuro, entonces hay un 100% de probabilidades de que tomó la trayectoria que le llevaba a colisionar con el positrón y del 100% de que el positrón no tomó la trayectoria de colisión, con lo que ambos no coincidieron y se aniquilaron. Lo mismo pasa para el positrón. Ahora bien, si ambos detectores oscuros se encendieron de forma simultánea resulta que la suma de ambas probabilidades da el 200%. ¿Paradójico? Según Aharonov y sus colegas la solución es que hay una probabilidad del -100% de que ambas partículas sigan las trayectorias que no les llevan a concidir y aniquilarse. De esta forma se recupera el 200-100 = 100%. El análisis resuelve la paradoja pero requiere aceptar las probabilidades negativas. En 2009, se realizó este experimento con fotones y se confirmó el resultado (en sendas publicaciones en Physical Review Letters y New Journal of Physics).

Las probabilidades negativas son parte de la realidad cuántica, porque las mediciones débiles lo son, y permiten medir cosas que parecían imposibles. Por ejemplo, en el experimento de la doble rendija con fotones el patrón de interferencia indica que cada fotón pasa por las dos rendijas y no tiene trayectoria bien definida. Sin embargo, gracias a las medidas débiles se puede reconstruir la trayectoria “promedio” de los fotones una vez atravesada la pantalla con las dos rendijas. Este experimento ha sido realizado por Aephraim Steinberg, de la Universidad de Toronto, Canadá, y sus colegas (Science, junio 2011). Su idea fue alterar la polarización de los fotones en función del ángulo en el que salen de cada rendija. La polarización permite determinar el momento promedio de los fotones al golpear cada punto en la pantalla. Gracias a esta información se pudo reconstruir las trayectorias promedio de los fotones sin violar la mecánica cuántica, sin desmentir que cada fotón individual pasa por las dos rendijas. Más aún, Jeff Lundeen, físico canadiense, y sus colegas lograron reconstruir la función de onda de un fotón gracias a medida débiles (Nature, junio 2011; en este blog). Muchos libros de texto dicen que es imposible hacerlo, que solo se puede reconstruir su módulo, no su fase. Quizás sea el momento de ir cambiando los libros de texto.

La medida cuántica débil debería ser parte íntegra de los libros de texto. Ya no se puede enseñar la mecánica cuántica a la antigua usanza. Palabras lapidarias de Adrian Cho.

 

[*] Esta frase ha sido atribuida a Richard Feynman, pero todo indica que nunca la llegó a pronunciar. De hecho, se cuenta que un estudiante le preguntó a Feynman por la interpretación de Copenhague y que éste le contestó “Cállate y ponte a calcular” (“Shut up and calculate!”). Como es obvio es imposible afirmar que Feynman no pronunciara dicha frase en alguna ocasión durante su vida, pero no hay pruebas de ello, ni pruebas que avalen la historia del estudiante. Buscando en Google aparecen miles de resultados que asocian la frase a Feynman.  Como se indica en Wikiquote, esta frase la escribió David Mermin en su artículo “What’s Wrong with this Pillow?,” Reference Frame, Physics Today April 1989, pp. 9-11. En ningún momento dijo que Feynman la hubiera afirmado, pero desde entonces se corrió el rumor de que la frase había sido pronunciada por Feynman (también algunos la achacan a Dirac). Mermin no sabe por qué se atribuyó a Feynman, como nos cuenta en su artículo “Could Feynman Have Said This?,” Physics Today May 2004, p. 10 [HTML]. Mermin achaca la propagación del rumor al efecto Mateo: una frase así la tuvo que pronunciar Feynman, ¿quién conoce a Mermin?

Francis en Amazings.es: Un proyecto fin de carrera permite descubrir flujos de agua salada en Marte

“Se acaba de publicar un artículo de la NASA en Science que afirma que posiblemente hay flujos de agua salada en la superficie de Marte. Una gran sorpresa gracias a la reconstrucción 3D (estereográfica) de la superficie marciana realizada por un estudiante como proyecto fin de carrera a partir de las imágenes de alta resolución de la cámara HiRISE (High-Resolution Imaging Science Experiment) a bordo del satélite MRO (Mars Reconnaissance Orbiter) que orbita Marte desde 2005; cada píxel de esta cámara corresponde a 30 centímetros cuadrados. El director del proyecto fin de carrera, Alfred McEwen, no se creía lo que veía en las imágenes 3D, unas marcas alargadas en las imágenes de las laderas marcianas que cambiaban de brillo y parecía que crecían durante la estación cálida y retrocedían en la estación más fría. McEwen cree que se está observando el flujo estacional de agua salada en Marte.” (…)  Seguir leyendo en Amazings.es.

Por cierto,  el artículo técnico es Alfred S. McEwen et al., “Seasonal Flows on Warm Martian Slopes,” Science 333: 740-743, 5 August 2011 (Información suplementaria). Vídeo GIF animado.

La búsqueda de la materia oscura gracias a PAMELA

PAMELA (Payload for Antimatter Matter Exploration and Light Nuclei Astrophysics) es un satélite que  lleva 5 años orbitando la Tierra y recopilando datos sobre la antimateria (positrones (antielectrones) y antiprotones). Su objetivo primordial es identificar si esta antimateria tiene su origen en la desintegración (aniquilación) de la materia oscura del universo. También pretende estudiar las fuentes de antihelio (restos de antimateria primordial), ciertos rayos cósmicos pesados (núcleos ligeros y sus isótopos), la física solar, la modulación solar de los rayos cósmicos, así como la magnetosfera terrestre. PAMELA es capaz de detectar antiprotones con energías en el rango de 80 MeV a 180 GeV, positrones entre 100 MeV y 300 GeV, electrones hasta 600 GeV, protones hasta 1 TeV, núcleos ligeros (He/Be/C) hasta 200 GeV/n, y calorímetros para detectar fotones debidos a la desintegración electrón-positrón de hasta 2 TeV. PAMELA es ideal para identificar fuentes que producen múltiples tipos de rayos cósmicos. Se espera que PAMELA finalice su misión a finales de 2011 (mucho más allá de los 3 años para los que fue diseñada la misión). Tomando datos desde el 11 de julio de 2006, lleva unos 1700 días en los que ha acumulado 26 TBytes. Nos lo cuentan Mirko Boezio (INFN Trieste, Italia), On behalf of the PAMELA collaboration, “Cosmic-Ray Measurements with the PAMELA Space-Borne Experiment,” 7th  TeVPA, Stockholm, August 1st, 2011, y Emiliano Mocchiutti (INFN - Trieste), On behalf of the PAMELA collaboration, “PAMELA: Electrons and Positron Spectra Measurement in the Cosmic Rays,” 7th  TeVPA, Stockholm, August 1st, 2011.

PAMELA es famosa por haber observado un exceso de positrones en los rayos cósmicos, pero no de antiprotones (se han observado unos diez mil positrones, pero el exceso se observa en los de energía mayor de 20 GeV, solo unos 200). Hay explicaciones astrofísicas para dicho exceso: la presencia de púlsares jóvenes cercanos. Sin embargo, el único que ha sido observado es Geminga (PSR J0633+17), un púlsar invisible en ondas de radio identificado en el espectro visible como una estrella azul muy tenue de magnitud +25,5. Como no se conoce ningún otro púlsar de estas características, la explicación astrofísica ha sido puesto en duda por ciertos científicos que prefieren interpretar que la materia oscura es responsable de este exceso de positrones.

La hipótesis de que el exceso de positrones observado por PAMELA es debido a la desintegración de partículas de materia oscura encuentra el problema de que no ha sido observado ningún exceso de antiprotones. Por ejemplo, una partícula de materia oscura tipo WIMP con una masa de 150 GeV, que se desintegra de forma preferente en un par de bosones W, como podría ser un wino supersimétrico, explica muy bien el exceso de positrones, pero tiene el grave problema de la ausencia de antiprotones. Para que una partícula de este tipo explique ambos resultados se requiere que se masa sea del orden de 10 TeV, mucho más allá de lo razonable para explicar la materia oscura del universo.

Por supuesto, hay maneras de explicar las observaciones de PAMELA utilizando candidatos a materia oscura adecuados. Por ejemplo, una partícula WIMP con una masa 1 TeV que se desintegre preferentemente en pares de muones y/o electrones, como muestra la figura de arriba, podría explicar los resultados de forma estupenda. La desintegración tendría que estar mediada por una partícula intermedia. De manera similar se pueden proponer otras opciones, pero todas tienen algo de “antinatural,” lo que hace que los resultados de PAMELA sean paradójicos para mucha gente.

En mi opinión, no soy experto, la explicación que me parece más razonable es la explicación astrofísica. No soy el único, aunque los límites actuales aún son insuficientes para confirmar esta hipótesis; ver por ejemplo la charla de Jesús Zavala Franco (CITA National Fellow, University of Waterloo, Canada), “The cosmic X-ray and gamma-ray background from dark matter annihilation,” 7th  TeVPA, Stockholm, August, 2011 [ArXiv paper, Phys. Rev. D paper].

Habrá que esperar los primeros resultados de AMS-02 (Alpha Magnetic Spectrometer) instalado en la Estación Espacial Internacional (ISS) por el transbordador espacial Endeavour (misión STS-134). AMS-02 explora regiones de energía mucho más allá de las asequibles para PAMELA, lo que permitirá extender la región de energías en lsa que se ha observado el exceso de positrones. Más información en la charla de Stefan Schael (RWTH Aachen University), “Status of the AMS-02 Experiment on the ISS,”  7th  TeVPA, Stockholm, August 1st, 2011.

Un nuevo método para detectar agujeros negros en colisión utilizando el satélite Chandra de rayos X

La galaxia SDSS J171544.05 600.835,7 ha sido observada por el satélite Chandra de Rayos-X revelando detalles que apuntan a la colisión de dos superagujeros negros en su interior. El número de eventos (rayos X con energía en el rango 0,5 a 8 keV) observados es muy pequeño, pero suficiente para obtener una imagen suavizada (mediante un filtro gaussiano) que muestra lo que parecen ser los núcleos activos (AGN) de dos galaxias en colisión . La imagen óptica del SDSS (Sloan Digital Sky Survey) de esta galaxia no tiene resolución suficiente para separar ambas galaxias y a simple vista no parece que se trate de una colisión galáctica de dos AGN. De hecho, uno de los autores del estudio, Brian Gerke (BNL) afirma que no se puede asegurar al 100% de que se trate de dos agujeros negros en colisión, pero es la hipótesis más razonable. El equipo de investigación está estudiando todo el catálogo SDSS mediante un nuevo método de análisis que busca señales de agujeros negros en colisión; parece ser que ya han encontrado nuevos candidatos en dicho catálogo, pero que aún no han sido estudiados por Chandra. El estudio de agujeros negros en colisión mutua a punto de fusionarse permitirá verificar las leyes termodinámicas de los agujeros negros de Bekenstein y Hawking. Mientras no se detecten por primera vez las ondas gravitatorias (la señal más característica de este tipo de colisiones), las señales de rayos X de Chandra son una de las pocas opciones disponibles. El artículo técnico es Julia M. Comerford, David Pooley, Brian F. Gerke, Greg M. Madejski, “Chandra Observations of a 1.9 kpc Separation Double X-ray Source in a Candidate Dual AGN Galaxy at z=0.16,” ArXiv, 3 Jun 2011 (DOI en ApJL). Me he enterado gracias a Lori Ann White, “KIPAC Researchers Track Binary Black Holes,” SLAC News Center, August 2, 2011.

Problemas criogénicos en el experimento CMS del LHC en el CERN, oficialmente ya resueltos

La inyección de haces estables más duradera en el LHC del CERN se logró ayer, fill #2000, estable durante 21:32 horas, aunque con problemas criogénicos en el experimento CMS. Con una luminosidad instantánea de 2 nb/s, ATLAS, el otro gran experimento del LHC, logró grabar en disco 90,4 /pb de colisiones. La noticia en el CERN sobre el fill #2000 aclara que CMS tuvo problemas en el sistema de refrigeración por agua que fueron resueltos sobre las 19:30 horas, por lo que no pudo tomar datos entre las 11:45 y las 02:30. Por ello, aunque el punto de colisión de CMS recibió unos 52,8 /pb de colisiones (como indica la figura que abre esta entrada), solo se pudo acumular en disco unos 25 /pb, algo es algo. Que yo sepa, oficialmente los problemas de CMS están resueltos. En las dos inyecciones siguientes, #2001 y #2002, ambas cortas, CMS no ha presentado nuevos problemas. Habrá que estar al tanto para futuras inyecciones largas, pues una figura como la que abre esta entrada (pero sin los problemas de CMS) debe ser el objetivo a lograr para el día ideal de colisiones en el LHC del CERN durante 2011. Lograr más de 100 /pb cada 24 horas en ATLAS y CMS es el objetivo a conseguir. Yo no tengo dudas que será conseguido pronto. Noticias diarias sobre el LHC. Philip Gibbs, “LHC delivers over 100/pb in 24 hours,” viXra log, también se hace eco del exitoso fill #2000 para ATLAS.

El secreto de la superconductividad a alta temperatura en cupratos

No, yo no atesoro el secreto. Lo siento. Nadie conoce aún el secreto de la superconductividad de alta temperatura en cupratos (compuestos de óxido de cobre), descubierta hace 25 años. Sin embargo, dos artículos recientes, uno en Nature y otro en Science, apuntan a que el secreto está en explicar el diagrama de fase electrónica genérico para los cupratos mostrado en la figura de arriba. Los jóvenes que sueñen con desvelar este secreto deben aprenderse bien este diagrama de fase y todos sus detalles. Paul Michael Grant afirma en Nature que todo apunta a que el secreto se oculta en este diagrama de fase genérico que ha costado 25 años reconstruir. ¿Qué relación hay entre el estado superconductor y el punto crítico cuántico (g^* en la figura)? ¿Cómo es posible que el estado superconductor pueda aparecer tanto en un aislante de Mott como en un metal? ¿Se descubrirá pronto la respuesta? Nos lo cuenta Paul Michael Grant, “High–temperature superconductivity: The great quantum conundrum,” Nature 476: 37–39, 04 August 2011; que se hace eco de los artículos de K. Jin et al., “Link between spin fluctuations and electron pairing in copper oxide superconductors,” Nature 476: 73–75, 04 August 2011, y Rui-Hua He et al., “From a Single-Band Metal to a High-Temperature Superconductor via Two Thermal Phase Transitions,” Science 331: 1579-1583, 25 March 2011; el primero de ellos estudia el diagrama de fase electrónica para los cupratos dopados con átomos tipo p (aceptores de electrones o dadores de huecos) y el segundo el de los dopados con átomos tipo n (dadores de electrones). En opinión de Grant, la coincidencia entre los diagramas de fase electrónica de los cupratos en ambos casos oculta la clave para entender la superconductividad de alta temperatura.

Quizás quieras una explicación de la figura, no soy experto en física del estado sólido, pero trataré de aclararla un poco. La figura muestra lo que se cree que es el diagrama de fase electrónica genérico de un cuprato (superconductor basado en óxido de cobre); estos materiales cuando no son superconductores se comportan como perovskitas. El diagrama de fase electrónica es parecido a un diagrama de fase convencional que representa los diferentes estados de un material. El diagrama de fase convencional tiene en el eje vertical la presión y en el horizontal la temperatura; presenta puntos triples (en los que coexisten los estados sólido, líquido y gaseoso) y puntos críticos (clásicos) en los que las propiedades que separan dos fases se diluyen (en el caso del agua, la curva que separa las fases de vapor y de líquido se detiene en un punto crítico más allá del cual el agua se comporta como un fluido supercrítico que tiene propiedades tanto de los líquidos como de los gases).

En el diagrama de fase electrónica, el eje vertical muestra la temperatura (T) y el horizontal la densidad de carga eléctrica local (g), cuyo origen es el dopado del material (también puede ser la presión a la que está sometido). Según la teoría de bandas para explicar la conductividad de los sólidos, los cupratos deberían ser siempre metales, pero no lo son, también pueden ser aislantes antiferromagnéticos de Mott, en los que los cationes (átomos) metálicos adyacentes tienen espines opuestos. La superconductividad de alta temperatura se descubrió al dopar estos materiales con un metal tipo p, que introduce huecos en su estructura de bandas, destruyendo el orden antiferromagnético y creando dos estados de conducción, uno normal y otro superconductor. También ocurre cuando se dopan con un metal tipo n, que introduce electrones en lugar de huecos.

Retornando a la figura. Los estados que se observan en este diagrama genérico para un cuprato son, de izquierda a derecha y alta temperatura: un aislante antiferromagnético tipo Mott (azul claro); un estado (morado) en el que los portadores de mueven (conducen) pero “recuerdan” su origen antiferromagnético (aislante), por lo que en lugar de un salto (gap) entre las bandas de conducción y valencia aparece un “pseudosalto” (pseudogap); finalmente, un estado metálico conductor (rosa), que pasa de tener una dependencia de la resistencia eléctrica (R) proporcional a la temperatura, a una dependencia proporcional a la temperatura al cuadrado. A temperatura nula, en el cero absoluto, de izquierda a derecha, conforme g crece, el material pasa de ser aislante a ser conductor al atravesar un punto crítico cuántico (g^*). El régimen superconductor (verde) contiene al punto crítico cuántico y tiene frontera con todas las fases elecrónicas del material. Explicar cómo es esto posible permitirá desvelar el secreto de la superconductividad de alta temperatura. 

Según Grant, el secreto se encuentra oculto en la ecuación de Schrödinger para un sistema de muchos cuerpos (electrones y núcleos) en interacción, incluyendo el efecto del espín. La ecuación central de la “teoría de todo,” la teoría que describe toda la química, todo la física, toda la biología y todo lo que nos rodea. A partir de esta ecuación emergen la vida, el clima, los teléfonos móviles y la superconductividad de alta temperatura. El problema es que nadie puede resolver esta ecuación para un gran número de partículas (un número comparable al número de Avogadro).

Phil W. Anderson, Premio Nobel de Física 1977, el físico más creativo de toda la historia según el estudio bibliométrico del español José M. Soler [DOI], “el descubrimiento de la superconductividad de alta temperatura en un aislante antiferromagnético fue un afortunado accidente.” La fortuna también tendrá que estar de parte de quien descubra el secreto del diagrama de fase electrónica genérico de los cupratos.

La opinión de Michelson sobre el experimento de Michelson-Morley

Mucha gente no lo sabe, pero Michelson no aceptó hasta 1927 la explicación de la teoría de la relatividad para el resultado negativo de su experimento que buscaba pruebas del éter (experimento de Michelson-Morley de 1887). El éter era el medio a través del cual se creía que se propagaba la luz a finales del siglo XIX. Michelson y Morley idearon un experimento para medir el desplazamiento de la Tierra con respecto a ese medio. Michelson fue el primer norteamericano que recibió un premio Nobel de Física, en 1907; Morley nunca recibió el Nobel. Michelson se sintió muy frustrado con el resultado de su experimento, era tal su apego a la teoría del éter que se negó a aceptar la realidad que tenía ante sus ojos y aún más cuando ésta se basaba solo en lo que él había obtenido. No se dio por vencido y trató de demostrar que el éter sufría un arrastre diferencial debido a la altitud, pero de nuevo el resultado fue negativo. Michelson se resistía a ver más allá y decía: “debe admitirse entonces que estos experimentos no son concluyentes para justificar la hipótesis del éter arrastrado por la Tierra en su movimiento. Pero, ¿cómo se pueden explicar los resultados negativos?”.

La resistencia de Michelson se fue debilitando poco a poco. Primero se aferró a la hipótesis de Lorentz y Fitzgerald, en la que el resultado del experimento suponía una contracción en el material del que estaba hecho el brazo del interferómetro, pero se dio cuenta de que esa explicación era artificial y poco creíble, por lo que finalmente, en 1927, aceptó la explicación dada por la teoría de la relatividad. Pero no fue una aceptación total y sin reservas, ya que esa teoría “destruía” lo que se negaba a dejar: “el éter.” La inconformidad de Michelson se aprecia en sus declaraciones: “es de esperar que la teoría pueda ser reconciliada con la existencia de un medio, efectuando una modificación a la teoría o, más probablemente, por la atribución de propiedades necesarias al éter”.

Una vez aceptada la relación entre su experimento y la teoría de Einstein, como muchos científicos de la época, creyó que su experimento había sido la clave para su desarrollo, pero no en el sentido que le atribuía la mayoría, sino como la base de las transformaciones de Lorentz sobre las que descansa la teoría de Einstein. Cuando Einstein dijo que para él no había sido importante su experimento, Michelson defendió el papel que desempeñó en esa revolución científica, quería un reconocimiento en aquello que en un principio calificó de “fracaso”, deseaba un lugar en la historia. Ciertamente, la mayoría de los científicos y experimentalistas ya le habían otorgado dicho reconocimiento, pero el que pedía llegó en 1931, cuando Einstein alabó su trabajo y lo consideró fundamental para su teoría.

Extractos de Marta Martín del Rey, Ángel Martín del Rey, “La influencia del experimento de Michelson y Morley en la teoría de la relatividad,” Ciencia, UNAM, 94, 2009.

También en este blog: “¿Conocía Einstein el experimento de Michelson-Morley en 1905 y le influyó en su teoría?,” 14 agosto 2009; “Nuevo experimento Michelson-Morley limita las variaciones de la velocidad de la luz en 17 órdenes de magnitud,” 14 febrero 2010; “Por qué costó 23 años que se aceptara la teoría del electromagnetismo de Maxwell,” 15 agosto 2008; y “Einstein y el fracaso escolar (o sobre la tesis de Einstein),” 17 julio 2008.

Una luna de la Luna creó la accidentada orografía de su cara oculta

La cara oculta de la Luna presenta una orografía muy accidentada, con altas montañas y profundos valles, comparada con la cara visible. Además, la corteza lunar es más gruesa en dicha cara que en la visible. Simulaciones numéricas por ordenador sugieren que esta diferencia es debida a que la Luna estuvo acompañada por una pequeña luna propia, que se creó junto con ella cuando ambas se formaron por el impacto de un cuerpo del tamaño del planeta Marte que colisionó con la Tierra. Más tarde, el impacto de esta pequeña luna contra la cara oculta de nuestra Luna provocó la elevación del terreno en ciertas regiones y el hundimiento en otras, un curioso efecto debido a la combinación de las fuerzas del impacto y de las propiedades de los materiales que formaban la Luna. Los códigos numéricos muestran un resultado muy similar al observado por las imágenes de satélites, como el altímetro láser LOLA (Lunar Orbiter Laser Altimeter) instalado en el satélite LRO (Lunar Reconnaissance Orbiter) de la NASA. La figura que abre esta entrada muestra una proyección cilíndrica de la topografía lunar obtenida por el LOLA; los colores indican alturas en kilómetros; el centro de la figura corresponde a la cara oculta y los lados (izquierdo y derecha) a la cara visible. Nos lo ha contado Maria T. Zuber, “Planetary science: Making mountains out of a moon,” Nature 476: 36–37, 04 August 2011, haciéndose eco del artículo técnico de M. Jutzi, E. Asphaug, “Forming the lunar farside highlands by accretion of a companion moon,” Nature 476: 69–72, 04 August 2011.

Los cálculos por ordenador de Jutzi y Asphaug indican que la luna compañera de nuestra Luna tenía un diámetro de alrededor de un tercio de su radio actual. Además, su composición debía ser similar, por lo que se habría solidificado antes que ella. La velocidad de su impacto en nuestra luna sería menor que la velocidad del sonido y el volumen de la corteza lunar excavado debe haber sido mucho menor que su volumen. Tras un impacto de este tipo, el material excavado es expulsado a gran distancia del punto de impacto; además, las rocas se funden lo que produce un engrosamiento de la corteza lunar, que conduce a la accidentada topografía que se observa en la cara oculta de la Luna. Jutzi y Asphaug también afirman que la colisión habría redistribuido el magma en la cara visible de la Luna, provocando una topografía más suave y con menos accidentes topográficos. en consonancia con la distribución de los elementos productores de calor observado 8 por la nave espacial Lunar Prospector.

El artículo quizás no sea la respuesta definitiva, ya que el origen de la orografía de la cara oculta de la Luna es un tema sobre el que se ha especulado mucho desde las primeras medidas que se obtuvieron de su orografía. Con tantas hipótesis en liza es difícil decidir si esta última será la definitiva (aunque se publique en Nature). Habrá que esperar a nuevas simulaciones más detalladas y que comparen diferentes hipótesis entre sí.

Por cierto, las simulaciones de Jutzi y Asphaug han utilizado la técnica SPH, smoothed particle hydrodynamics, muy similar a las que utiliza la empresa española Next Limit en su programa Real Flow, que ganó un Óscar técnico en 2010; el software de esta empresa fue responsable del chocolate en “Charlie y la fábrica de chocolate”, la lava en el ”El señor de los anillos” y el agua de “Poseidón.” Aunque por supuesto, el código de Jutzi y Asphaug es otro, especializado en la simulación de materiales geofísicos, que su publicó en Computer Physics Communications en 1995.

PS (4 agosto 2011): CORRECCIÓN IMPORTANTE: El artículo técnico ha estudiado la colisión de una “luna pequeña” contra nuestra Luna, pero no aclara si se trata de una “luna de la Luna” o si se trata de una “luna de la Tierra;” esta segunda opción es más razonable según la teoría de la formación de la Luna por colisión de la Tierra con un planeta del tamaño de Marte. El artículo de Shigeru Ida, Robin M. Canup, Glen R. Stewart, “Lunar accretion from an impact-generated disk,” Nature 389: 353-357, 25 September 1997, donde se presentaban simulaciones por ordenador del proceso de formación de la Luna indicaba que también se formaban otros satélites de la Tierra de tamaño sublunar (en la figura de abajo son los cuadraditos pequeños, los satélites lunares son los cuadrados grandes). Además, dicho artículo observaba que estos satélites de la Tierra formados a partir del disco de materia que se formó con la colisión Tierra-planeta, lo hacen a una distancia menor que la distancia actual de la Luna y sufren un proceso de migración (de hecho, la Luna se está alejando de la Tierra). El artículo técnico no dice nada al respecto, pero me atrevo a conjeturar que es posible que la “luna pequeña” colisionara con la Luna porque sufrió este proceso de migración más rápido que la propia Luna.

Humor para matemáticos: 34 maneras de atrapar un león

La cazería de leones es más fácil para los matemáticos que para los cazadores profesionales. En 1938, H. Pétard inició la veda con 16 maneras de atrapar un león (copia ε>0). Otto Morphy las amplió en 1968 (copi ε>0) y John Barrington en 1976 (copia ε>0). Desde entonces han surgido muchas otras variantes, incluso técnicas informáticas, que recopila el libro de Ralph P. Boas Jr. “Lion Hunting and Other Mathematical Pursuits: A Collection of Mathematics, Verse, and Stories,” AMS, 1996. Aunque pueda parecer paradójico, en estos trabajos la cacería del león se realiza en el desierto, en lugar de en la sabana (quizá Pétard ingnoraba la diferencia e impuso la costumbre).

En español puedes leer la traducción de Radmila Bulajich y José A. Gómez que tradujeron en 1983 para la revista mexicana Ciencias el artículo de Barrington de 1976. ¿No conoces estas traducciones? Te recomiendo leer “Cómo atrapar un león (I),” Ciencias, UNAM, enero/marzo 1983, y “Cómo atrapar un león (2a. y última parte),” Ciencias, UNAM, abril/junio 1983. Para abrir boca, tres métodos extraídos de entre los treinta y cuatro.

Método de la cirugía de Kervaire y Milnor. “El león es una 3-variedad orientable con frontera y usando cirugía lo podemos hacer contráctil.”

Método del espacio recubridor. “Recubrimos el león por un espacio recubridor simplemente conexo. Dado que éste no tiene agujeros, el león está atrapado.”

Método de Bourbaki. “La captura de un león es un caso particular de un problema mucho más general. Formulemos este problema y encontremos condiciones necesarias y suficientes para su solución. La captura de un león es ahora un corolario trivial de la teoría general.”

Pregunta para informáticos: ¿Está la Naturaleza “orientada a objetos”? ¿Somos pensadores “orientados a objetos”?

Guy Barrand (Univ. Paris-Sud, Orsay, Francia) en “Is nature OO?,” ArXiv, 29 Jul. 2011, nos propone una ontología orientada a objetos para explicar qué significa “observar” en mecánica cuántica y física relativista. El problema de la medida en mecánica cuántica ha dado para muchas excursiones metafísicas, pero la introducción de la orientación a objetos me ha llamado la atención. Según el autor, la clave para entender la microfísica es reconocer que nuestra manera de pensar es, de forma natural, fuertemente orientada a objetos (OO), somos “pensadores OO” y desde tal enfoque debemos resolver el problema de la interpretación de la mecánica cuántica. ¡Ahí va eso!

Un transportador de ángulos en la tumba de un arquitecto egipcio

No sé lo que dirán los egiptólogos, pero este objeto encontrado en la tumba del arquitecto egipcio Kha, supervisor del poblado Deir el-Medina, fundado por Tutmosis I, faraón de la dinastía XVIII, tiene toda la pinta de ser un transportador de ángulos (protractor) para medir el ángulo de planos inclinados. El objeto está expuesto en el museo egipcio de Turín. Este objeto presenta una doble simetría, hexadecaédrica en el interior (16 lóbulos y 32 líneas radiales) y octadecaédrica en el exterior (una línea poligonal quebrada con 18 esquinas y 36 lados). Como 360/36=10º y 360/32=11,25 º, y se sabe que los egipcios eran capaces de operar con fracciones, este transportador de ángulos, junto a una plomada, permitiría medir ángulos tan pequeños como 1,25º, lo que no está nada mal. La propuesta no es mía sino de Amelia Carolina Sparavigna, “The architect Kha’s protractor,” ArXiv, 25 Jul 2011, y “A possible use of the Kha’s protractor,” ArXiv, 28 Jul 2011.

Conoce en persona a Francis en “Amazings Bilbao 2011″ (23-24 de septiembre)

“Os invitamos a “Amazings Bilbao 2011″, un evento de ciencia abierto a todos. Amazings Bilbao 2011 es un evento divulgativo de la ciencia a gran escala, gratuito y abierto a todo el público.” Uno de los atractivos del evento es que “desvirtualizará” a los blogueros más importantes de España en divulgación científica (ya que casi todos son colaboradores de Amazings.es). Amazings Bilbao 2011 se celebrará durante los días 23 y 24 de septiembre, en los que desfilarán por el impresionante escenario del Paraninfo de la UPV, junto al Guggenheim en Bilbao, más de 70 colaboradores de Amazings para realizar charlas científicas entretenidas, interesantes y, por supuesto, divertidas (muy al estilo de las TED Talks, pero de solo 10 minutos). También habrá muchas otras actividades  alternativas como exposiciones fotográficas, monólogos de humor, cineforum y hasta la actuación de un mago. Yo impartiré una charla sobre el bosón de Higgs y su búsqueda en el LHC del CERN. El programa completo de Amazings Bilbao 2011 será publicado esta semana en Amazings.es.

PS: Ya está publicado “Amazings Bilbao 2011 – Programa completo.” Os copio un trocito.

(…) Sábado 24 de septiembre

10:00 – Manuel Hermán (Ciencia Kanija) – Mecánica cuántica en 10 minutos

10:10 – Gaussianos – Paradojas matemáticas (10 minutos)

10:20 – Francis R. Villatoro – La búsqueda del bosón de Higgs (10 minutos)

10:30 – Mesa de Ciencia en estado puro, modera Miguel Artime (Maikelnai)
Participan: Ciencia Kanija, Gaussianos, Francis R. Villatoro

11:00 – Descanso para tomar café (…)

Además contamos con varias sala alternativas dónde los colaboradores amazings podrán ampliar las ideas de sus charlas, organizarán debates, puestas en común y mesas redondas y además responderán preguntas de los asistentes. (…)

Atención, pregunta: Sabrías distinguir la música de Amadeus Mozart de la de Antonio Salieri

La película “Amadeus” (1984) le ha hecho un flaco favor a la música de Antonio Salieri; mucha gente cree que era un músico mediocre, comparado con el genio de Amadeus Mozart. Pero lo cierto es que muy pocas personas son capaces de distinguir entre la música de Salieri y la de Mozart (salvo en los pasajes más famosos de este último). Mikhail Simkin nos plantea como reto distinguir el autor de 10 extractos musicales de 1 minuto de obras de Mozart y Salieri. Si aceptas el reto, aquí tienes el test Mozart contra Salieri. Yo he sacado un 50% de aciertos, pero confieso que ha sido más por casualidad que por conocimiento, ya que he tenido serias dudas en algunas de las respuestas. Puedes indicar tu puntuación en los comentarios, si te apetece. Simkin publica un resumen de las estadísticas en su artículo “Scientific comparison of Mozart and Salieri,” ArXiv, 24 Jul 2011.

Simkin resume los resultados para las primeras 11 207 personas que han realizado el test de forma correcta: han escuchado todas las obras y han realizado el test sin mirar las soluciones. El resultado es que la puntuación media ha sido de un 61% de aciertos (menos de 300 han logrado el 100%). Según el estudio de Simkin, la mayoría de los que han logrado mejor puntuación lo han hecho porque reconocieron de memoria las obras de Mozart y dedujeron que las que no reconocían tenían que ser de Salieri, pero no porque notaran que la calidad de Salieri fuera inferior a la de Mozart (Simkin se apoya en los comentarios dejados por los participantes).

En opinión de Simkin, Mozart no era mucho mejor músico que Salieri en su época. Por ejemplo, si ordenamos por el número de ejecuciones de sus óperas los músicos de la época de Mozart resulta el siguiente orden: Paisiello, Salieri, Martín y Soler, Cimarosa, Guglielmi, Sarti, Mozart, Gretry, Dittersdorf y Gluck (tabla 4 del artículo de Simkin). Un día de 1786 se ejecutaron dos óperas en el palacio del emperador José II, una de Salieri y otra de Mozart. ”Prima la musica, poi le parole” de Salieri fue todo un éxito; “Der Schauspieldirektor“ de Mozart fue un completo fracaso. El musicólogo John Platoff afirma que “hoy en día las óperas de los músicos rivales de Mozart no las escucha nadie; si así fuera, mucha gente comprendería que lo que llaman estilo “mozartiano” en realidad era el estilo operístico general de aquel periodo” ["Mozart and his Rivals: Opera in Vienna in Mozart's Time," Current Musicology 51: 105-111, 1993].

¿Te atreves con  el test Mozart contra Salieri? Por cierto, si tras oír estos pasajes de Salieri cambia tu opinión respecto a este músico, también lo puedes indicar en los comentarios, si te apetece.