El juego de las diferencias. Compara estas dos figuras publicadas el 13 de marzo y el 19 de noviembre de 2009 por las colaboraciones CDF y DZERO del Fermilab con lo más reciente sobre los límites de exclusión de la masa del bosón de Higgs. La nueva tiene más luminosidad, 5.4 comparado con 4.2. La región de exclusión de masas entre 160 y 170 GeV se ha reducido, ahora sólo entre 163 y 166, ambas al 95% de límite de confianza. ¿Cómo es posible que el límite de exclusión se haya reducido? Los nuevos resultados nos indican que la evidencia para dicha exclusión era debida a una fluctuación aleatoria en los datos que ha sido “corregida” tras 6 meses de nuevas colisiones. Esto pasa a veces. Un intervalo de confianza del 95% deja libre un 5% para que pasen cosas como ésta. Nos lo cuentan en muchos foros, como no, Tommaso Dorigo, “New Tevatron Higgs Limits Got Worse, But The 115 GeV Excess Is Growing!,” Quantum Diaries Survivor, November 19th 2009, y Peter Woit, “Higgs Escapes Part of Exclusion Region,” Not Even Wrong, November 19th, 2009.

Por supuesto, los interesados en las fuentes originales y en los detalles técnicos pueden recurrir al informe original de marzo, The TEVNPH Working Group for the CDF and DZERO Collaborations, “Combined CDF and DZERO Upper Limits on Standard Model Higgs-Boson Production with up to 4.2 fb^-1 of Data,” March 13, 2009, y al nuevo informe, The TEVNPH Working Group for the CDF and DZERO Collaborations, “Combined CDF and D0 Upper Limits on Standard Model Higgs-Boson Production with 2.1 – 5.4 fb^-1 of Data,” November 19, 2009.

Sigamos jugando al juego de las diferencias. Compara estas dos figuras publicadas el 13 de marzo y el 19 de noviembre con los intervalos de máxima verosimilitud para la hipótesis de la observación de un bosón de Higgs en los datos del Tevatrón (Run II). Observa atentamente la curva negra continua en la figura de la derecha alrededor de 115 GeV y hasta 140 GeV. La línea se encuentra en la zona amarilla (desviaciones de 2 sigma) y por debajo de la línea roja, lo que se esperaría para eventos debidos a la suma del fondo (background, B) y de la señal de un Higgs del Modelo Estándar (S). No es una evidencia grande, pero indica que hay más eventos tipo Higgs de los esperados en la señal de fondo en dicho rango. Casi 2 sigma para un Higgs con una masa de 115 GeV y más de 1.5 para uno entre 135 y 140 GeV. Esto son buenas noticias, ya que mejora la evidencia de un Higgs poco masivo observada en el LEP2, que fue sólo de 1.7 sigma para una masa de unos 115 GeV. Ahora el Tevatrón nos ofrece una evidencia más fuerte en la misma región de masas.

Buenas noticias, sin lugar a dudas. Espero que te hayas divertido jugando al juego de las diferencias. Nuevos resultados se publicarán de nuevo, espero, en marzo de 2009. Habrá que estar al tanto…

Hoy, a las 10:00 de la mañana, se ha publicado la foto de la alegría para los colaboradores del detector CMS del LHC del CERN. Ayer por la noche un haz de protones (de baja energía) recorrió más de 500 veces el túnel completo del LHC, luego se inyectó un segundo haz que también dió múltiples vueltas al túnel. Ambos haces pasaron por los experimentos CMS y ALICE. Hoy a las 2:05, los detectores (calorímetros y cámaras de muones) de CMS detectaron trazas de las partículas que recorrieron el túnel mediante una detección de tipo bloqueo de haz (splash event). Todo un éxito. Los protones han recorrido el acelerador completo, todo funciona correctamente. Las primeras colisiones (de baja energía) se esperan para la próxima semana. Los interesados en conocer todos los detalles desde el punto de vista del detector  CMS deben recurrir a “CMS e-commentary for 2009 LHC Beams.” Felicidades, Darin Acosta, un gran trabajo de periodismo desde dentro que todos te agradecemos.

Información en tiempo real sobre lo que está ocurriendo con los haces y detectores en la CMS-TV.

Por cierto, las copas de champán se espera que corran por el LHC el lunes.

Las enanas blancas ultramasivas, las que tienen una masa superior a 1.1 veces la masa del Sol (M⊙) son uno de los objetos astrofísicos más buscados ya que su cercanía al límite de Chandrasekhar sugiere que son candidatos a una próxima explosión como supernova de tipo Ia. Ver tal explosión en directo es el sueño de muchos astrofísicos ya que permitirá verificar experimentalmente las teorías sobre estabilidad estelar. El satélite Newton y su misión multiespejo de rayos X (XMM) observaron una de masa > 1.2 M⊙ en la binaria de rayos X llamada RX J0648.0–4418, descubrimiento que se publicó en S. Mereghetti et al., “An Ultramassive, Fast-Spinning White Dwarf in a Peculiar Binary System,” Science 325: 1222-1223, 4 September 2009. Esta estrella está acretando materia de su compañera, rica en helio, y es posible que explote como supernova Ia próximamente. Más aún, cuando se acaba de publicar que, gracias a un eclipse de rayos X se ha mejorado la estimación de su masa a 1.28+/-0.05 M⊙ como nos indican los propios autores del descubrimiento S.Mereghetti et al., “The discovery of a massive white dwarf in the peculiar binary system HD 49798/RX J0648.0-4418,” ArXiv, 19 Nov 2009.

No se trata de la enana blanca ultramasiva más masiva, ya que, hasta donde yo sé, el récord lo ostenta LHS 4033 para la que los métodos de paralaje estiman una masa entre 1.310-1.330 M⊙, mientras que los métodos de espectroscopía la dotan de una masa algo mayor entre 1.318-1.335 M⊙, como nos presentaron Conard C. Dahn et al., “Analysis of a Very Massive DA White Dwarf via the Trigonometric Parallax and Spectroscopic Methods,” The Astrophysical Journal 605: 400-404, 2004. Los interesados en este tipo de enanas blancas disfrutarán del artículo de S. Vennes, A. Kawka, “On the empirical evidence for the existence of ultramassive white dwarfs,” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 389: 1367-1374, 12 Aug 2008.

La búsqueda de este tipo de enanas blancas ultramasivas llevará, en mi opinión, a que podamos observar prácticamente en directo una explosión de supernova Ia en la próxima década. Será espectacular comprobar si los modelos teóricos no sólo predicen con exactitud las curvas de luminosidad tras la explosión sino también si predicen correctamente los momentos previos a que se alcance el límite de Chandrasekhar (cuyo valor exacto depende de ciertos detalles de la composición de la estrella que se trate).

Parece ayer, pero fue hace casi más de un año y medio. Hay una explicación térmica a la anomalía de las sondas Pioneer, una disipación térmica asimétrica debido a la geometría de la propia sonda. Podéis recordarlo en ”El sistema solar como un gran laboratorio para la gravedad (o ideas sobre la anomalía de las sondas Pioneer),” 28 Enero 2008 y en ”Descubrimientos recientes sobre la anomalía de las sondas Pioneer (Earth flyby anomaly en 5 sondas espaciales),” 5 Marzo 2008. Sin embargo, antes del verano nos hicimos eco de un artículo que descartaba esta solución en ”Los últimos datos sobre la anomalía de las sondas Pioneer apuntan a la materia oscura y a nueva física más allá del Modelo Estándar,” 3 Julio 2009. Un nuevo artículo reabre la posibilidad de una explicación térmica a la anomalía de las sonda Pioneer (y de otras sondas), en concreto, de los alemanes Benny Rievers, Claus Lämmerzahl, Meike List, Stefanie Bremer, Hansjörg Dittus, “New powerful thermal modelling for high-precision gravity missions with application to Pioneer 10/11,” New Journal of Physics 11: 113032, November 2009. 

Os recuerdo a los despistados. Las medidas por efecto Doppler de la aceleración de las sondas Pioneer 10 y 11 durante 25 años muestran una deceleración que no se puede explicar con la ley de la gravedad de Newton (o Einstein) aplicada a la trayectoria de estas sondas si se consideran todos los planetas del Sistema Solar. Varios grupos de investigadores han confirmado dicha anomalía independientemente. La hipótesis más conservadora es que el calor que genera el sistema de propulsión de la sonda se disipa (radia) de forma asimétrica debido a la propia geometría de la sonda, de tal manera que se produce una fuerza (aceleración) efectiva. El análisis mediante elementos finitos de esta fuerza es complicado y ha sido emprendido por varios autores. El nuevo artículo no resuelve el asunto definitivamente, pero introduce un algoritmo de trazado de rayos para la resolución del problema del cálculo de la radiación térmica emitida por una sonda a partir de su geometría y afirma que para las sondas Pioneer 10 y 11 se obtiene una fuerza efectiva finita no despreciable. Los autores utilizan una geometría simplificada para estas sondas e indican que en un futuro utilizarán una geometría más detallada para resolver definitivamente la cuestión. Habrá que estar al tanto.

Parece sorprendente, un disco protoplanetario compartido por dos estrellas en un sistema binario visualizado directamente en el infrarrojo cercano gracias al telescopio Subaru en Hawaii. Las observaciones han sido interpretadas gracias a simulaciones numéricas como mostrando brazos espirales en dicho disco. El equipo liderado por el japonés Satoshi Mayama observó este sistema binario el 3 de julio de 2006 con la óptica adaptativa del sistema coronagráfico (Coronagraphic Imager with Adaptive Optics, CIAO) del telescopio Subaru (de 8,2 metros). Este sistema utiliza un máscara para ocultar la luz de las estrellas y permite visualizar discos y planetas alrededor de estrellas. Quizás algún día se observará un sistema planetario compartido por dos dos estrellas. El artículo técnico es Satoshi Mayama et al., “Direct Imaging of Bridged Twin Protoplanetary Disks in a Young Multiple Star,” Science Express, Published Online November 19, 2009. Se han hecho eco de este artículo muchos foros, como James Dacey “Binary systems share stardust,” Physics World, Nov 19, 2009.

La mayoría de las estrellas nacen en compañía, formando parte de sistemas binarios (con 2, 3 o más estrellas en interacción gravitatoria). Así lo observamos en nuestra galaxia y lo corroboran las simulaciones numéricas del nacimiento de estrellas. Las simulaciones numéricas también muestran la formación de discos protoplanetarios. Sin embargo, hasta ahora, no se había observado directamente ninguno de estos discos en un sistema binario. La nueva observación de un disco protoplanetario en un sistema binario en la constelación de Ofiuco (Ophiuchus) revela que los estudios numéricos sobre la formación de sistemas binarios en los que aparecían discos protoplanetarios no estaban equivocados.

Nadie lo sabe. El impacto de la sonda LCROSS ha levantado una nube de polvo en la que se ha detectado agua. Ha saltado la noticia en toda la prensa, pero la cuestión del título, ¿cuánta agua hay?, no es fácil de contestar. Richard A. Kerr nos cuenta hoy en Science que realmente no se sabe. Algunos investigadores creen que hay más agua que en el desierto del Sahara, pero no saben realmente cuanta más. Quizás un 1% en volumen en los primeros 3 metros de profundidad. Valores entre el 0.1% y el 10% también son compatibles con lo observado en el impacto. Sólo análisis futuros teniendo en cuenta la orografía detallada de la región del impacto permitirán reducir la incertidumbre en este valor. ¿Suficiente agua para sustentar a una base permanente en la Luna? Realmente la respuesta no importa. Mantener una base permanente a 40 grados sobre el cero absoluto requiere resolver problemas más importantes que el del agua. Nos lo cuenta Richard A. Kerr, “Yes, There’s Ice on the Moon—But How Much, and What Use Is It?,”Science 326: 1046, 20 November 2009.

El grafeno es una capa monoatómica de carbono. La rugosidad de esta capa plana de átomos depende del substrato sobre el que se coloque. Ciertas propiedades electrónicas y químicas del grafeno depende de la presencia de estas rugosidades (ondulaciones). Un estudio publicado en Nature ha demostrado que la deposición de grafeno sobre una superficie de mica produce unas rugosidades mucho más pequeñas que su deposición sobre óxido de silicio (SiO2). Para ello han utilizado un microscopio de fuerza atómica (AFM) de alta resolución. Más aún, sobre mica las rugosidades son menores de 25 picómetros. Teóricamente es imposible lograr un grafeno más plano, es decir, sobre mica se suprimen todas las posibles rugosidades. Este tipo de grafeno ultraplano permitirá estudiar en detalle el impacto de las rugosidades sobre las propiedades físicas del grafeno. Las figuras que abren esta entrada muestran el histograma de alturas de las rugosidades observadas con el microscopio de fuerza atómica, así como las superficies correspondientes. Figuras que se aclaran a sí mismas. Los interesados en más detalles pueden recurrir al artículo técnico de Chun Hung Lui, Li Liu, Kin Fai Mak, George W. Flynn, Tony F. Heinz, “Ultraflat graphene,” Nature 462: 339-341, 19 November 2009. Muchos foros se han hecho eco de este interesante artículo, como John Matson, “Ultrathin, Now Ultraflat: Ripple-Free Graphene May Hold Key to Material’s Mysteries,” Scientific American, November 18, 2009.

Fabricar un diodo tipo PN con un solo nanotubo de carbono es algo que requiere mucha habilidad técnica y muchos años de experiencia. Aún así, merece la pena. Dicho dispositivo, fabricado por primera vez en 2005, se comporta como un diodo casi ideal y ahora se ha descubierto que emite luz por electroluminiscencia cuando se le aplica una corriente de nanoamperios con una disipación de potencia muy baja, lo que augura un gran número de aplicaciones el día en que sea fácil fabricar este tipo de dispositivos. Basta recordar que los LED ya los tenemos hasta en los semáforos.

El nuevo diodo LED y una explicación de su funcionamiento aparecen en el artículo técnico de Thomas Mueller, Megumi Kinoshita, Mathias Steiner, Vasili Perebeinos, Ageeth A. Bol, Damon B. Farmer & Phaedon Avouris, “Efficient narrow-band light emission from a single carbon nanotube p–n diode,” Nature Nanotechnology, Published online 15 November 2009.

La figura de arriba (a) muestra el esquema físico del nuevo LED de nanotubos de carbono. La parte (b) muestra las características eléctricas de este diodo, casi ideales. Se comporta como un diodo rectificador cuando la tensión VGS1 = -8 V y VGS2 = +8 V (línea roja). Para una polarización en inversa se comporta como un resistencia tipo P, cuando VGS1 = VGS2 = -8 V (línea verde a trazos). La parte (c) de la figura muestra la estructura en bandas del diodo de un nanotubo cuando VDS > 0. Los electrones y los huecos son inyectados en la región de recombinación donde se produce el efecto de radiación luminosa que caracteriza su comportamiento como LED. Por ahora, este diodo emite sólo en el infrarrojo cuando el dispositivo se opera como diodo (VGS1 = -8 V, VGS2 = +8 V). Por supuesto, no se observa emisión alguna cuando opera como resistencia no lineal (VGS1 = -8 V, VGS2 = -8 V).

El espectro de electroluminiscencia del diodo de nanotube se muestra en la figura de la derecha para diferentes valores de la corriente puerta-drenador (IDS) medida en nA (nanoamperios). Para obtener esta figura se ha aplicado VGS1 = -9 V y VGS2 = +9 V. Para corrientes altas (unos 230 nA) el espectro se aproxima a una curva gaussiana y para corrientes bajas a la suma de varias gaussianas. El pico de emisión más fuerte, marcado con X, es debido a la emisión de los excitones en el dispositivo. El pico más débil, marcado con LX, de menor energía, se cree que es debido a una emisión de excitones localizados, aunque se explicación teórica es menos clara.

En resumen, un diodo fabricado con un sólo nanotubo puede emitir luz por electroluminiscencia cuando se le aplica una corriente muy débil (del orden de los nanoamperios), lo que permite reducir la disipación de potencia en los diodos LED en un factor de hasta 1000. El nuevo diodo LED es una fuente de luz que podrá ser utilizada para fabricar nuevos láseres fríos que podrán tener importantes aplicaciones prácticas cuando se domine la fabricación en serie de este tipo de dispositivos.

Los artículos de revisión (review) de un tópico en Nature son siempre interesantes y merecen nuestra atención. En el número de hoy encontramos Drake Deming, Sara Seager, “Light and shadow from distant worlds,” Nature, 462: 301-306, 19 November 2009. El artículo nos resume el estado actual de conocimientos sobre estos exoplanetas y nos indica las perspectivas de encontrar planetas como la Tierra en las búsquedas actualmente en curso, las planeadas para la próxima década e incluso las que se estudian para la siguiente. Un poco de realidad junto a un poco de futurología. El doctor Deming es bastante aficionado a dichos lares, p.ej. “Exoplanets: Where Will We Be by 2020?,” Centauri Dreams, November 19, 2007. Para los que no tengan acceso al artículo en Nature os recomiendo la página web de Sara Seager en el MIT “Research: Exoplanets.”

La figura (arriba, izquierda) es la más representativa de las propiedades de los explonanetas y muestra la distribución de su masa en función del semieje mayor de su órbita para todos los descubiertos hasta septiembre de 2009. Se indica la técnica utilizada para su detección, la línea continua es el límite superior de la masa que clasifica un cuerpo como planeta y la línea a trazos inferior marca el límite de sensibilidad para la posible detección de planetas mediante el método de la velocidad radial. Las regiones vacías entre ambas curvas se cree que son debidas a las limitaciones técnicas de la tecnología de observación actual y que están ocupadas por exoplanetas aún por descubrir. En rojo están los planetas del sistema solar, Mercurio (M), Venus (V), Tierra (E), Marte (Ma), Júpiter (J), Saturno (S), Urano (U) y Neptuno (N).

La otra figura (arriba, derecha) muestra la relación entre masa y radio para los planetas descubiertos por el método del tránsito, que permite estimar el diámetro gracias a la fotometría de alta precisión tanto del planeta como de la estrella. Las curvas son modelos teóricos. Sorprende que haya exoplanetas gigantes con un radio mayor del predicho teóricamente a partir de su masa. Algún proceso físico debe generar energía en el interior de estos planetas y provocar el inflado de su radio. Tres ejemplos de planetas en los que seguro este proceso ha actuado aparecen como rombos rojos en la figura. Muchos de los marcados con rombos negros podrían ser también resultado de este tipo de procesos. Muchos de estos planetas presentan órbitas casi circulares. Muchas preguntas están todavía sin contestar en relación a las propiedades de estos planetas.

Sin entra en más detalles, os resumo. Se han descubierto más de 370 exoplanetas (planetas que orbitan estrellas distintas del Sol), muchos de ellos gracias a su tránsito (paso por delante de la estrella desde el punto de vista de la Tierra). Estos tránsitos permiten medir la masa y el radio de la órbita del planeta, así como identificar compuestos químicos en sus atmósferas (si son gigantes gaseosos). Desde el primer descubrimiento de un planeta (gigante gaseoso) orbitando una estrella de tipo solar, 51 Peg (M. Mayor y D.A. Queloz, Nature 1995) se ha avanzado mucho, pero todavía la detección de planetas similares a la Tierra y colocados en la región de habitabilidad de su estrella está fuera de nuestro alcance. Todo el mundo espera que la misión Kepler pueda cubrir dicho vacío.

Hirsch se ha hecho famoso gracias a su índice-h para medir el impacto de las publicaciones de un investigador o un grupo de ellos. Un índice de H indica que H artículos han recibido al menos H citas. Hirsch ha introducido varias variantes de su índice, la última es el índice (hbarra). Este índice vale N si el autor tiene N artículos que tienen al menos tantas citas como el índice del resto de sus coautores. El índice siempre es menor o igual que el índice , aunque muchas veces es muy parecido. Hirsch afirma que el nuevo índice tiene en cuenta el efecto del prestigio de los coautores en el número de citas recibidas. Yo no lo veo nada claro y en mi opinión este nuevo índice aporta poco a las más de 20 variantes del índice que se han propuesto en la literatura. Para los interesados, el artículo técnico es J. E. Hirsch, “An index to quantify an individual’s scientific research output that takes into account the effect of multiple coauthorship,” ArXiv, 17 Nov 2009.

Es curioso que el propio Hirsch tenga todavía imaginación para proponer una nueva variante de su índice que no ha sido considerada en el pasado. El nuevo índice satisface y para un autor sin coautores , aunque podría darse dicha igualdad incluso cuando hay coautores. Los artículos que se cuentan al calcular el índice de un autor, se llama núcleo de sus publicaciones. El núcleo de un autor no puede decrecer, un artículo en él lo estará siempre. Sin embargo, el núcleo de dos coautores puede ser disjunto, es decir, un artículo cuyas citas lo colocan en el núcleo de un autor y para él cuenta para su índice , para otro coautor puede que no esté en su núcleo y no le cuente para el suyo. Con el índice eso no puede ocurrir. Un artículo está en el núcleo de todos sus coautores. Por supuesto, el núcleo de un autor cambia con el tiempo y un artículo puede entrar y salir conforme pasa el tiempo, aunque la gran mayoría de artículos permanecerán en él por siempre.

La gran ventaja del índice es lo fácil que es calcularlo. Basta ordenar los artículos por número de citas y el índice se ve. Sin embargo, el índice es mucho más difícil de calcular ya que requiere considerar a todos los coautores y sus publicaciones. Nadie usará un índice tan complicado como el . Por ello, Hirsch nos propone redefinirlo de forma “inconsistente.” Un autor tiene un índice  igual a M si M de sus artículos tienen un número de citas mayor o igual que M y dichos artículos pertenecen a los núcleo de sus coautores. Este nuevo índice es ligeramente menor que el índice correcto (consistente). El cálculo de este índice (versión inconsistente) require dos pasos, por un lado cribar el núcleo del autor y por otro añadir artículos que no se encontraban en él. Este procedimiento es fácil (aunque puede ser largo) de aplicar utilizando el ISI Web of Science, pero Hirsch en su artículo nos detalla todos los pasos.

Pongamos un ejemplo de cálculo del índice . Consideremos un autor A con un índice de 20 (tiene 20 artículos con al menos 20 citas). El artículo número 20 tiene 21 citas y tiene un único autor. El artículo 19 tiene 25 citas y tiene un coautor joven, con índice de 5. Ambos artículos pertenecen el núcleo de A. Los artículos 18, 17 y 16 tienen 28, 30 y 35 citas, resp., y tienen entre los coautores a los investigadores senior B, C y D con índices 45, 55 y 40. El artículo 15 tiene 43 citas y entre los coautores está D. Los artículos 18, 17 y 16 no pertenecen al núcleo de A, pero el 15 sí. Por tanto, el índice de A es como poco 17. ¿Por qué? Porque hay artículos que no están en el núcleo de A que también han de ser considerados. El artículo 21 podría tener 19 citas y un único autor. Dicho artículo no contaba para el índice pero sí cuenta para el (pues supera a 17). Si el artículo 22 tiene 18 citas pero tiene a B como coautor y el artículo 23 tiene 17 citas, ninguno de los dos cuenta para el núcleo y el autor A tiene un índice de 18.

Hirsch considera que su nuevo índice permite una comparación más democrática entre autores con índice similar. Hirsch recomienda utilizar dicho índice para comparar investigadores noveles (junior) con objeto de descontar el efecto de sus coautors senior. Más aún, para obtener un buen valor del índice conviene no tener como coautores a personas con índices muy altos, ya que dichos artículos no nos contarán. Por ello, Hirsch cree que el uso de este índice puede favorecer que se reduzca el número de coautores (senior) de “relleno” en los artículos (que favorecen sin embargo al  índice ). Yo, la verdad, no lo veo tan claro. No sé lo que opinareis vosotros al respecto.