Hace un par de años introducimos los Quizzes. Preguntas más o menos sencillas sobre física para que pudierais comprobar vuestros conocimientos sobre el tema. Para hacerlo más ágil ahora están en formato de App para iPhone. Desde el pasado viernes 22, aa aplicación está disponible en el apple store (gratis). Al descargarla, accederéis a 10 Quizzes con diferentes niveles de dificultad. Iré añadiendo más Quiz y anunciándolo en twitter. La aplicación también os notificará si hay alguno disponible aun no descargado.

Si tenéis comentarios sobre la aplicación o los Quizzes los podéis dejar aquí o en el Apple Store. Intentaré mejorarla y añadir nuevas funciones. Ya tengo una nueva versión que incluye una “sopa de físicos” que estoy terminando de desarrollar. Nuevas ideas y comentarios son bienvenidos,  es mi primera aplicación para móviles, así que aun estoy aprendiendo…

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La mayor contribución de Fred Hoyle a la ciencia fue la nucleosíntesis estelar. Demostró que todos los elementos pesados, del Carbono hasta el Uranio, se produjeron dentro de estrellas hace millones de años a partir de la combustión del Hidrógeno. Estos elementos pesados no son otra cosa que los restos de supernovas. Como dijo Carl Sagan, “somos polvo de estrellas”. El descubrimiento le valió el premio Nobel a Willy Fowler en 1983, el colaborador de Hoyle, pero no a este. Fowler compartió el premio con  Subrahmanyan Chandrasekhar, que destacó por sus estudios de la evolución estelar. Parece que fue el carácter controvertido de Hoyle el que lo privó del premio, y que le dio parte de la fama por la que ahora se le recuerda.

Volviendo al tema del Big Bang, Hoyle era un acérrimo defensor del modelo del estado estacionario. Hoyle no concebía que el espacio en el universo se estuviera quedando cada vez más vacío debido a la expansión. Según su teoría, el universo creaba continuamente materia, creando nuevas galaxias de forma que compensaba la dilución causada por la expansión. Esta idea parece un tanto descabellada ahora, pero como decía Hoyle, tampoco se sabía de donde surgía la materia en los modelos alternativos. La mayor diferencia era que en un escenario (modelo del Big Bang) se producía toda de una vez mientras que en su modelo ocurría de forma gradual. Por un tiempo convivieron ambas teorías siendo Hoyle el máximo exponente del modelo estacionario y George Gamow el de la teoría del Big Bang.

En esa época (1949) fue cuando invitaron a Hoyle a un programa de la radio (BBC) a hablar sobre cosmología. A un punto, mientras comparaba su teoría con la teoría opuesta hizo el comentario que daría nombre a esta última :

“[…] Llegamos a la cuestión de aplicar tests observacionales a las teorías anteriores. Estas teorías se basan en la hipótesis que toda la materia del universo fue creada en un gran *Big Bang* en un momento particular del pasado remoto. Resulta que en un aspecto u otro todas estas teorías están en contradicción con las observaciones. […]”

Esto marcó el origen del término “Big Bang”. El nombre se empezó a utilizar desde entonces y la teoría de Gamow terminó llamándose “teoría del Big Bang”, gracias a Hoyle. Durante los años que siguieron Hoyle siguió argumentando a favor de su teoría.  Como buenas teorías, ambas hacían predicciones que se podían comprobar y algunas predicciones eran excluyentes. En particular, predecían un comportamiento distinto para las partes del universo más alejadas de nosotros. Para las galaxias a millones de años luz de distancia. En un universo en continua evolución (el modelo Big Bang) las zonas más alejadas  corresponden con el universo cuando era joven, con estructura distinta al actual. En el modelo estacionario las partes alejadas no serían diferentes del espacio cercano (mismo tipo de composición y densidad de materia).

Martin Ryle (radio astrónomo británico) fue quien realizó las mediciones para ver que teoría era correcta. Para hacer esto tenía que estudiar partes del universo más alejado y compararlas con el más cercano. El problema fundamental era que se necesita saber la distancia de las fuentes de radiación (en el espectro de las ondas de radio), cosa nada fácil de calcular. Ryle hizo la suposición más simple y lógica, las fuentes de radiación más débiles estaban más lejos. Lo que observó es que las fuentes débiles eran más numerosas que las fuertes. Esto es, la densidad a millones de años luz era mayor que la del universo cercano, en contradicción con el modelo estacionario. Este fue el principio del fin del modelo de Hoyle. Para añadir mayor dramatismo, parece que Ryle hizo el anuncio de su descubrimiento de una forma bastante teatral. Invitó a la prensa y a Hoyle (sin que él supiera que iba a decir Ryle) a acudir a la sala de conferencias donde hacia públicos sus resultados.

El descubrimiento de los quasars en el centro de galaxias activas (1963), cementó por completo la teoría de Hoyle. Estos objetos se podían observar en el visible con lo que era posible calcular su distancia con precisión con la ley de Hubble. Pero aunque al final las observaciones probaron que Hoyle estaba equivocado eso no quita que fuera un gran científico. Seguramente mereció el Nobel por su aportación a la nucleosíntesis. Además en realidad en gran parte sus estudios también ayudaron a afianzar la teoría del Big Bang, aunque esta teoría nunca le gustara.

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El resultado ha sido publicado en Nature (o ArXiv donde se envió ya en julio). La simetría materia-antimateria (o mejor dicho la simetría CPT) predice el mismo comportamiento físico para materia que para antimateria, pero hasta el momento nunca se había medido la interacción entre dos antinucleos. Se ha conseguido formar antimateria (núcleos de anti-Helio en el mismo STAR o átomos de anti-Hidrogeno en ALPHA por ejemplo), pero no se había medido su interacción. Los antiprotones son los antinucleos más simples y son las antipartículas de los protones, misma masa que los protones pero carga opuesta. Este nuevo estudio ha visto que la interacción antiprotón-antiprotón es consistente con la medida para protón-protón.

El experimento RHIC choca iones de oro a una energía de 200 GeV. Las colisiones rompen estos núcleos de oro formando nuevas partículas productos de la colisión entre ellas antiprotones. Como los núcleos de oro son muy pesados, la densidad de las partículas que se crea es muy alta de forma que se pueden crear antiprotones muy cerca unos. De esta forma se puede medir su interacción.

La fuerza fuerte es la fuerza que mantiene unidos los protones y neutrones en los núcleos. Esta interacción es atractiva a distancias de alrededor de 1 femtómetro (10-15 metros), se vuelve débil a distancias mayores y  es repulsiva a distancias menores. La fuerza fuerte, como su nombre indica es la más fuerte de las interacciones siendo unas 100 veces más fuerte que la electromagnética. Es pues posible que dos antiprotones (misma carga) se atraigan, que es lo que se ha observado y ocurre con los protones. Sin entrar en detalles la gráfica abajo muestra una función de correlación para protón-protón y para antiprotón-antiprotón. Esta función depende de la interacción fuerte. Vemos comparándolas que ambas son iguales (la última gráfica es la división de las otras dos).
Entender el comportamiento de la antimateria nos ayudará a entender porque vemos más materia que antimateria en el universo. Debería haber una ligera diferencia que hizo que la materia formara el universo y la antimateria haya desaparecido. Este mismo estudio se podrá realizar usando los datos de iones pesados que se tomarán durante las próximas semanas en el CERN. Seguramente tendremos noticias desde los experimentos del CERN de estudios de este tipo.

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En la entrada anterior hablamos de la existencia y algunas de las propiedades conocidas de la materia oscura. Varios experimentos persiguen las partículas (WIMP) que formarían la materia oscura. El LHC podría llegar más allá e incluso producirlas en las colisiones. Pero ¿podemos detectar algo que es más huidizo que los esquivos neutrinos o el perseguido bosón de Higgs? En realidad, no. La detección de estas partículas no es posible en un detector de partículas como ATLAS o CMS. Su interacción sería tan débil que escaparían del detector sin dejar el mínimo rastro. Pero si estáis familiarizados con la física de partículas, esto no os debería parecer nuevo. Lo mismo ocurre con los neutrinos producidos en las colisiones. En detectores como ATLAS o CMS, los neutrinos no se detectan, atraviesan el detector sin inmutarse. Lo que si que se consigue es inferir su presencia. ¿Cómo se sabe cuando se ha producido un neutrino (o materia oscura) en una colisión? Para ello debemos hablar de las leyes de conservación.

El pilar fundamental de la física son las leyes de conservación, la carga y la energía, son las más conocidas. Pero hay otra al mismo nivel, la conservación del momento o cantidad de movimiento (p), en su forma clásica es equivalente a masa por velocidad. En realidad energía y momento están ligadas en lo que se conoce como cuadrimomento (E/c, p) que es la cantidad conservada. La conservación del momento es lo que hace que el cañón retroceda al lanzar el proyectil. El conjunto cañón más proyectil inicialmente está parado, si el proyectil sale en una dirección el cañón tiene que “salir” en la opuesta, aunque al pesar menos su velocidad de retroceso será menor que la del proyectil.

En una colisión en LHC tenemos dos protones que se mueven en la misma dirección (dirección del haz) y sentidos opuestos. Del resultado del choque aparecerán nuevas partículas, pero estás tendrán que conservar la energía y el momento de los protones iniciales. Las partículas que se produzcan podrán tener un dirección cualquiera, pero el resultado total de sus energías y momentos tiene que igualar la de los protones iniciales. Esto nos dice que la suma de los momentos en el plano transverso (plano perpendicular a los protones, ver figura abajo) tiene que ser cero, ya que estos no tenían inicialmente. Esta es una cualidad muy importante de las colisiones en física de partículas en aceleradores.
Pero, ¿cómo nos ayuda esto en la búsqueda de materia oscura? Cuando se crean neutrinos o materia oscura atravesarán el detector sin ser detectados, cuando hagamos la suma de los momentos obtendremos que nos faltará momento transverso. La suma del momento en el plano transverso no se compensará. Cuando esto ocurre sabemos que se ha creado una partícula “invisible”. En realidad, esto también ocurre cuando tenemos errores de medida en los detectores (no medimos de forma exacta el valor del momento de las partículas) pero en nuestro caso estamos buscando gran cantidad de momento transverso faltante. Sabiendo esto estamos un paso más cerca de detectar la materia oscura.

Hemos hablado de neutrinos y materia oscura en el mismo plano. Si se comportan igual, ¿es posible distinguirlos? La buena noticia es que la producción de neutrinos está predicha de forma precisa por el Modelo Estándar. Así que usando cálculos y simulaciones podemos encontrar cuanto del momento transverso faltante está producido por los neutrinos y cuanto no lo está. Ya tenemos una forma de “observar” si se ha creado materia oscura. Pero no podemos buscar en todas las colisiones rastro de materia oscura. Lo más eficiente es buscar en colisiones donde es más probable y fácil de detectar. Seleccionaremos colisiones donde veamos solo una partícula en el detector (con gran momento en plano transverso) como resultado de la colisión. Sabemos que necesariamente debería haberse creado al menos otra para compensar el momento transverso. La partícula óptima para esta búsqueda, debido a su alta tasa de producción, es el quark. Los quarks se detectan como una cascada de productos procedentes de su desintegración a esto se lo conoce como jet.  Si tenemos un jet producido de forma individual en una colisión se lo conoce como mono-jet. En la imagen abajo podemos ver una colision en CMS con un mono-jet. El jet  procedente del quark está en la parte izquierda siendo la flecha de la parte derecha la indicación de que faltaría momento transverso, el momento transverso faltante que buscamos.

Si estudiamos todas las colisiones en las que solo vemos como resultado un jet y restamos las esperadas (por presencia de neutrinos o ineficiencias en el detector) obtendremos la materia oscura. Nuevas partículas candidatas a materia oscura para ser correctos. Por el momento la búsqueda no ha dado lugar a indicios de materia oscura y lo que se obtiene de los análisis son limites a la tasa de producción e interacción de esta con la materia ordinaria. Abajo podemos ver los resultados del experimento CMS comparados con la búsqueda directa en detectores dedicados como CoGeNT, CDMS, LUX, … Los análisis en LHC son complementarios a las búsquedas directas, siendo más competitivos cuando menor es la masa del WIMP. Con la nueva energía de LHC se espera que los resultados mejoren sustancialmente en la zona de media de masas.

Pero el estudio de nuevas partículas tipo WIMP no terminará cuando se tenga prueba de su existencia. Lo más interesante será descubrir dentro de que teoría se engloba la nueva partícula: teoría con dimensiones extra, super-simetría, …  Solo el estudio de las características de la partícula y su producción (¿se producen solo en pares?) nos dará información para descartar o encumbrar las teorías más allá del Modelo Estándar.

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El universo que nos rodea está formado por átomos, fotones y neutrinos en grandes cantidades (materia ordinaria). Pero si sumamos toda esta materia, esta constituye tan solo el 5% de la energía total (ver gráfico abajo). Sabemos que otro 27% es materia oscura (no hablaremos de la energía oscura de la que desconocemos aun más). Qué forma la materia oscura lo desconocemos.

El nombre de materia oscura viene de su débil, o nula, interacción electromagnética. Es decir, no absorbe, refleja o emite luz. Se sabe además que es estable, de otro modo, se habría desintegrado ya en otras partículas en los miles de años del universo. Pero como es energía hay una interacción que si que posee, la gravitatoria. De hecho, son los efectos gravitatorios de la materia oscura sobre la materia ordinaria han hecho posible su detección. Observaciones de supernovas, rotación de galaxias, lentes gravitacionales hicieron evidente su existencia y necesidad para conseguir un universo y galaxias como las que conocemos. Como ejemplo ilustrativo, la simulación de la colaboración illustris nos muestra los efectos de la materia oscura sobre la formación de galaxias, la diferencia entre los dos modelos, con y sin materia oscura, es impresionante. El universo tal y como lo conocemos no existiría sin la materia oscura.

En los inicios se pensó que esta materia estaría formada por objetos llamados MACHOs (objetos compactos muy masivos). Con el tiempo, las simulaciones y mediciones han hecho que se apartará esta teoría en favor de los WIMP (Weakly Interacting Massive Particle). Como en la mayoría de los casos los acrónimos se eligen casi antes que su equivalencia en palabras. Aplicado a personas WIMP en inglés equivale a flojo, debilucho en contraposición a MACHO. Los WIMP serían nuevas partículas con interacción muy débil pero con masa, de forma que gran cantidad de estas conseguirían explicar los efectos de la materia oscura. El valor de la masa que se baraja para estas partículas va desde pocos GeV (del orden de la masa del protón) hasta más de 10.000 GeV (orden de la energía en centro de masas del LHC).

Encontramos candidatos a materia oscura en teorías con dimensiones extra o super-simetría, algunos incluso más exóticos como los axiones. Todas estas teorías predicen partículas que no podrían decaer a otras partículas y que por lo tanto serían estables. Experimentos como LUX, COGENT o CDMS buscan activamente la interacción de estas partículas con la materia ordinaria. Los experimentos de búsqueda directa se construyen típicamente en lugares subterráneos (minas) para evitar falsos positivos producidos por la radiación cósmica o de origen humano. Ninguno de los detectores ha conseguido detectar hasta el momento nuevas partículas que puedan corresponder con la materia oscura. Pero también en el LHC se pueden buscar estas nuevas partículas. En la próxima entrada veremos como se hace.

Los vídeos que siguen son un buen resumen gráfico sobre qué es la materia oscura :

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