Dibujo20180530 marginalized posterior mass radius binary components arxiv 1805 11581

La colaboración LIGO-Virgo analizó la onda gravitacional GW170817, producida por la fusión de dos estrellas de neutrones, de la forma más aséptica posible. Se publica ahora un nuevo análisis que asume que ambas estrellas de neutrones están descritas por la misma ecuación de estado y que sus espines (momentos angulares) están en el rango típico de las estrellas de neutrones en nuestra galaxia. Así se logra mejorar la estimación para sus radios a R1 = 10.8 +2.0 −1.7 km, y R2 = 10.7 +2.1 −1.5 km, al 90% CL (si la ecuación de estado de las estrellas de neutrones permitiera alcanzar masas de hasta 1.97 M☉ (masas solares), entonces se obtendría R1 = R2 = 11.9 ± 1.4 km al 90% CL). Además se presenta un nueva estimación de su ecuación de estado (relación p(ρ) entre la presión y la densidad).

También se publica una estimación de todos los parámetros del sistema binario gracias al análisis de la señal GW170817 desde una frecuencia de 23 Hz, en lugar de los 30 Hz usados en el análisis inicial, hasta 2048 Hz. Se ha recalibrado la señal observada por Virgo, se ha usado un estimación mejorada de la distancia a la galaxia NGC 4993 (en concreto z = 0.0099), y se han usando modelos teóricos más sofisticados para el perfil de la onda (TaylorF2, SEOBNRT, PhenomDNRT y PhenomPNRT). Gracias a todo ello se estima que las masas de las componentes están entre 1.00 y 1.89 M☉ si su espín puede ser arbitrario, pero solo entre 1.16 y 1.60 M☉ (con una masa total de 2.73 +0.04 −0.01 M☉) si su espín es típico. También se ha estimado el espín de ambas componentes y los resultados apuntan es que es un valor bajo (aunque tienen mucha incertidumbre).

Los nuevos resultados no cambian las conclusiones que ya se conocían, pero nos indican que un análisis más profundo de la señal observada permite afinar en la estimación de sus parámetros. Los artículos son The LIGO Scientific Collaboration, the Virgo Collaboration, “Properties of the binary neutron star merger GW170817,” arXiv:1805.11579 [gr-qc], y “GW170817: Measurements of neutron star radii and equation of state,” arXiv:1805.11581 [gr-qc].

[PS 31 May 2018] Recomiendo también el reciente artículo Tuhin Malik, N. Alam, …, S. K. Patra, “GW170817: constraining the nuclear matter equation of state from the neutron star tidal deformability,” arXiv:1805.11963 [nucl-th], que estima el radio de una estrella de neutrones canónica de 1.4 M⊙ entre 11.82 ⩽ R ⩽ 13.72 km. [/PS]

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Dibujo20180529 xmass dark matter limits arxiv 1801 10096

La colaboración DAMA/LIBRA acaba de publicar sus resultados para la fase 2, tras seis años de toma de datos. Observan a 9.5 sigmas una modulación anual en la región de energía entre 1 y 6 keV. Un resultado muy polémico que exige un análisis independiente (pero sus miembros no quieren liberar de forma pública sus datos en bruto). Tras casi tres años de toma de datos, el detector XMASS-I descarta la modulación anual DAMA/LIBRA. Su análisis también es independiente del modelo y como muchos otros experimentos deja lugar a pocas dudas.

Por supuesto, desde la colaboración DAMA/LIBRA hacen oídos sordos a las críticas, e incluso protagonizan enconadas discusiones a gritos en algunas conferencias científicas. ¿Por qué se niegan a un análisis independiente de sus datos en bruto? ¿Qué temen que se descubra en ellos? Su esperanza está en la observación de la modulación en detectores que usan el mismo material (NaI) como el español ANAIS-112 (que inició su toma de datos en agosto de 2017 y podría publicar sus primeros resultados a finales de 2018, o principios de 2019) y SABRE (que hasta donde me consta aún sigue en construcción). Hoy mismo se afirmaba en Twitter a la ligera que “aunque los medidores de xenón no detecten la señal me da un poco igual”, pero no debería ser así (la ciencia no funciona así). Y se apostillaba “es importante un doble check con el mismo material”. Cierto, tiempo al tiempo.

Si te interesan estos temas te recomiendo leer XMASS Collaboration, “Direct dark matter search by annual modulation with 2.7 years of XMASS-I data,” Phys. Rev. D. 97: 102006 (21 May 2018), doi: 10.1103/PhysRevD.97.102006, arXiv:1801.10096 [astro-ph.CO], y “El detector de materia oscura XMASS-I no observa la modulación anual DAMA/LIBRA”, LCMF, 30 Nov 2015. Por supuesto, también el otro punto de vista en R. Bernabei, P. Belli, …, Z.P. Ye, “First model independent results from DAMA/LIBRA-phase2,” arXiv:1805.10486 [hep-ex] (26 May 2018), y “La oscilación anual DAMA/LIBRA alcanza las 12,9 sigmas”, LCMF, 03 Abr 2018.

Los últimos resultados de ANAIS (Annual modulation with NaI(Tl) Scintillators) en J Amare, S Cebrian, …, J A Villar, “The ANAIS-112 experiment at the Canfranc Underground Laboratory,” arXiv:1710.03837 [physics.ins-det], y “ANAIS y la modulación anual por la materia oscura”, LCMF, 16 Dic 2015. Lo último publicado sobre SABRE (Sodium Iodide with Active Background Rejection Experiment) es Phillip Urquijo, “The Southern Hemisphere Hunt for Dark Matter at the Stawell Underground Physics Laboratory,” arXiv:1605.03299 [physics.ins-det], y Francis Froborg, “SABRE: WIMP modulation detection in the northern and southern hemisphere,” arXiv:1601.05307 [physics.ins-det].

Dibujo20180529 Bounds generic thermal WIMP windowarxiv 1805 10305

Las partículas WIMP (Weakly Interacting Massive Particles) son los candidatos más firmes a la materia oscura desde hace 30 años. Su búsqueda directa ha sido infructuosa, pero todavía queda una amplia ventana no explorada para las partículas WIMP térmicas. Rebecca K. Leane (MIT, EE UU) y varios colegas estiman dicha ventana mediante un límite independiente del modelo para la sección eficaz de aniquilación de las WIMP. En concreto, para aniquilaciones de tipo 2+2 (es decir, χ + χ → SM + SM, siendo SM una partícula observable del modelo estándar) estiman la ventana WIMP térmica para masas entre 20 GeV/c² y 100 TeV/c². El resultado es que todavía faltan muchos lustros para que dicha ventana sea explorada de forma exhaustiva.

El artículo es Rebecca K. Leane, Tracy R. Slatyer, …, Kenny C. Y. Ng, “GeV-Scale Thermal WIMPs: Not Even Slightly Dead,” arXiv:1805.10305 [hep-ph].

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Dibujo20180502 hubble constant versus matter content marginalized constraints arxiv 1803 04470

El doctorando español José Luis Bernal (Univ. Barcelona, España) y el famoso cosmólogo John A. Peacock (Univ. Edimburgo, Reino Unido) han desarrollado una nueva técnica bayesiana para estimar los errores sistemáticos en la medida de parámetros experimentales llamada BACCUS (BAyesian Conservative Constraints and Unknown Systematics). Para ilustrar su uso la han aplicado a las medidas de la constante de Hubble. Combinando con la nueva técnica las medidas de la escalera cósmica de distancias con las medidas basadas en el fondo cósmico de microondas se observa que la tensión desaparece. Por tanto, el problema de la constante de Hubble podría tener su origen en errores sistemáticos no considerados en los análisis.

Por supuesto, hay que ser muy cautos con esta posible solución al problema. Los errores sistemáticos en un experimento o una observación son de dos tipos según la estadística bayesiana. Los de tipo 1 afectan a las probabilidades a priori, pero no a posteriori; los de tipo 2 afectan a las probabilidades a posteriori, pero no a priori. Todo el mundo estima los primeros, pero olvida de los segundos, pues requieren comparar diferentes experimentos u observaciones. El método BACCUS parece sugerir que los errores sistemáticos de tipo 2 son el origen de la tensión en las medidas de la constante de Hubble. Solo un análisis preciso de su origen puede dilucidar con rigor la cuestión.

Todavía es pronto para afirmar que se ha resuelto el problema. Pero parece claro que es recomendable que los cosmólogos usen métodos estadísticos bayesianos más rigurosos. Quizás en un futuro no muy lejano se use de forma estándar el método BACCUS. El nuevo artículo José Luis Bernal, John A. Peacock, “Conservative cosmology: combining data with allowance for unknown systematics,” arXiv:1803.04470 [astro-ph.CO]. Más información divulgativa en Ramin Skibba, “A Radically Conservative Solution for Cosmology’s Biggest Mystery,” Quanta Magazine, 01 May 2018.

Por supuesto, la solución del problema podrían ser errores sistemáticos de tipo 1 aún no considerados. En esta línea recomiendo el artículo de Adam G. Riess, Stefano Casertano, …, Richard I. Anderson, “Milky Way Cepheid Standards for Measuring Cosmic Distances and Application to Gaia DR2: Implications for the Hubble Constant,” arXiv:1804.10655 [astro-ph.CO]. Habrá que estar al tanto sobre cómo afectan las 350 nuevas cefeidas descubiertas gracias al catálogo Gaia DR2 (G. Clementini, V. Ripepi, …, M. Riello, “Gaia Data Release 2: Specific characterisation and validation of all-sky Cepheids and RR Lyrae stars,” arXiv:1805.02079 [astro-ph.SR]).

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Dibujo20180517 radial pressure distribution in the proton nature 41586_2018_60

El protón está formado por tres quarks de valencia confinados entre una infinidad de gluones y pares quark-antiquark virtuales. Usando electrones de alta energía que se internan en el protón y colisionan con los quarks mediante dispersión de Compton se ha medido la distribución radial de la presión a la que están sometidos los quarks dentro del protón. Se publica en Nature que la presión media alrededor del centro (en una esfera de radio menor de 0,6 femtómetros) alcanza los 1035 pascales, como un orden de magnitud superior a la que se alcanza en el centro de una estrella de neutrones, cuyo máximo se estima en unos 1034 Pa (*).

El artículo es V. D. Burkert, L. Elouadrhiri, F. X. Girod, “The pressure distribution inside the proton,” Nature 557: 396–399 (16 May 2018), doi: 10.1038/s41586-018-0060-z. Los datos usados son de CLAS Collaboration, “Cross Sections for the Exclusive Photon Electroproduction on the Proton and Generalized Parton Distributions,” Phys. Rev. Lett. 115: 212003 (17 Nov 2015), doi: 10.1103/PhysRevLett.115.212003, arXiv:1504.02009 [hep-ex] (ver también el último CLAS Collaboration Meeting, 6-9 Mar 2018). La estimación de la presión en el interior de una estrella de neutrones es de Feryal Özel, Paulo Freire, “Masses, Radii, and the Equation of State of Neutron Stars,” Annual Review of Astronomy and Astrophysics 54: 401-440 (Sep 2016), doi: 10.1146/annurev-astro-081915-023322, arXiv:1603.02698 [astro-ph.HE].

(*) Gracias a un comentario de Pelau he cambiado esta frase. No sabemos cuál es la presión máxima en el interior de una estrella de neutrones. El valor que cito (también citado por otros medios, como aclara Pelau) es una estimación grosera basada en la figura 7 del artículo de Özel yFreire que presenta la estimación para 19 modelos teóricos.

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Dibujo20180125 riemann zeta function

Uno de los resultados matemáticos más relevantes del año 2018 ha sido la demostración de la conjetura de Newman por el genial matemático Terence Tao y su colega Brad Rodgers (LCMF, 25 Ene 2018). Esta conjetura afirma que la constante de De Bruijn–Newman es no negativa (Λ≥0); la famosa conjetura de Riemann equivale a que sea nula (Λ=0). El proyecto matemático colaborativo Polymath15 nació el 24 de enero con el objetivo de reducir la cota superior conocida entonces para esta constante (Λ < 0.50). Tras cuatro meses de trabajo de muchos matemáticos, el pasado 4 de mayo, se redujo a Λ ≤ 0.22. Y el proyecto continúa (wiki con el estado actual).

Nadie espera que Polymath15 alcance Λ=0, pero resulta apasionante observar cómo funciona la mente colectiva de un gran grupo de matemáticos gracias a un proyecto Polymath. La demostración de la conjetura de Riemann es un problema demasiado difícil para un proyecto de este tipo; aún así, parece factible reducir todo lo posible la cota superior la constante de De Bruijn–Newman hasta alcanzar alguna barrera estructural que impida seguir avanzando. Dicha barrera puede ser el germen de futuros ataques por otros vías más convencionales.

Esta entrada participa en el Carnaval de Matemáticas, que en su septuagésima séptima edición, la 9.1, está organizado por Rafael Martínez González a través de su blog El mundo de Rafalillo. Puedes participar publicando una entrada entre los días 21 y 28 de mayo, ambos días inclusive. Recuerda anunciarla a través de Twitter con un enlace a tu entrada y la etiqueta #CarnaMat91, haciendo mención a las cuentas @Rafalillo86 y @CarnaMat.

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Dibujo20151021 Shinichi mochizuki mathematician llustration by Paddy Mills for nature com

El matemático japonés Shinichi Mochizuki publicó en agosto de 2012 una posible demostración de la conjetura abc. Más de 500 páginas que se apoyan sobre más de 1000 páginas en trabajos previos. En 2018 todavía no sabemos si dicha demostración es correcta. El matemático David Hansen, Universidad de Columbia, experto en teoría de números, rumorea en su blog que dos matemáticos muy prestigiosos han encontrado un error en la demostración de Mochizuki. Según Hansen, el artículo con los detalles está siendo escrito en estos momentos y será publicado en los próximos meses. ¿Podrá Mochizuki solventar este error si se confirma el rumor?

Quizás recuerdes lo que pasó con la demostración de Andrew Wiles del último teorema de Fermat. Publicada en junio de 1993, se encontró un error en septiembre de 1993. Tras un año de trabajo, en colaboración con su colega y exdoctorando Richard Taylor, se logró solventar el error (según Wiles en “el momento más importante de su trayectoria científica”). La demostración correcta se publicó en 1995; en su forma final se redujo a solo 129 páginas. Está considerada uno de los hitos de la teoría de números en el siglo XX y ha sido calificada como la demostración del siglo. La técnica de demostración de Wiles ya es una herramienta matemática que todo experto en teoría de números debe dominar.

No sabemos si pasará lo mismo con Mochizuki, caso de que se confirme el rumor. Tampoco sabemos si podrá resolver el problema por sí mismo, o si tendrá que recurrir a su propio Taylor (quizás su primer doctorando Yuichiro Hoshi, el más reciente Yu Yang, o su colega Go Yamashita). Lo único que sabemos con seguridad es que en los próximos meses habrá nuevas noticias sobre la conjetura abc.

Esta entrada participa en el Carnaval de Matemáticas, que en su septuagésima séptima edición, la 9.1, está organizado por Rafael Martínez González a través de su blog El mundo de Rafalillo. Puedes participar publicando una entrada entre los días 21 y 28 de mayo, ambos días inclusive. Recuerda anunciarla a través de Twitter con un enlace a tu entrada y la etiqueta #CarnaMat91, haciendo mención a las cuentas @Rafalillo86 y @CarnaMat.

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Dibujo20180525 twisted bilayer graphene moire pattern

Hasta ahora, la gran sorpresa científica del año 2018 ha sido que el grafeno bicapa con ángulo mágico es superconductor [LCMF, 05 Mar 2018]. La superconductividad emerge de un estado aislante de tipo Mott, al que se retorna tras la aplicación de un campo magnético. Físicos del MIT han propuesto un modelo de Hubbard local con dos orbitales para explicar las correlaciones electrónicas que originan del estado Mott en la estructura de moiré del grafeno bicapa. Chema Pizarro, María José Calderón y Leni Bascones, del Instituto de Ciencia de Materiales de Madrid (CSIC), han estudiado si dicho modelo es compatible con las observaciones experimentales del grupo de Jarillo-Herrero (MIT). Sus resultados indican que las correlaciones electrónicas locales son insuficientes. Por tanto, habrá que considerar el efecto de las correlaciones no locales. Un resultado que me parece muy relevante hacia el secreto de la superconductividad en el grafeno bicapa.

El modelo de Hubbard (1963) describe las cuasipartículas de tipo electrón y hueco en un sólido para explicar su conductividad. Estas cuasipartículas pueden saltar (por efecto túnel) de un sitio a otro de la red (centro del patrón de moiré en el caso del grafeno bicapa) y cuando saltan a un sitio ya ocupado aparece una interacción descrita por cierto potencial efectivo. El modelo de Hubbard permite describir las transiciones de fase entre aislante, conductor y superconductor, incluyendo el estado aislante de Mott. [PS 26 May 2018] El patrón de moiré en la superred tiene simetría triangular con la densidad electrónica centrada en las zonas AA; pero esta simetría no preserva los conos de Dirac. La solución es considerar una simetría de panel de abeja (honeycomb), con orbitales centrados en las zonas AB y BA; pero como la densidad electrónica está en la zona AA, los orbitales efectivos aparentan tener tres lóbulos que se dirigen a cada zona AA. Esta solución sugiere el uso de un modelo de Hubbard con dos orbitales; este modelo está también justificado porque la estructura de bandas del grafeno presenta dos valles (mínimos/máximos en la estructura de banda) situados en los conos de Dirac, que en la superred de moiré se solapan. [/PS]

[PS 26 May 2018] Todo modelo de Hubbard describe interacciones locales, pero permite que las correlaciones electrónicas sean tanto locales como no locales, según la aproximación con la que se estudie. Pero, como el estudio computacional de estas últimas es muy costoso, lo habitual es solo tener en cuenta las primeras. El nuevo trabajo de Bascones y sus colegas indica que son suficientes y que se han de tener en cuenta las correlaciones no locales para describir cómo desaparece la superconductividad en la bicapa de grafeno. Para el modelo de Hubbard con dos orbitales aún no se han publicado estudios que incorporen las correlaciones no locales; habrá que extender los estudios ya realizados con el modelo de Hubbard con un solo orbital, en el que se ha propuesto que estas correlaciones no locales son relevantes para la superconductividad en cupratos. [/PS]

Sin lugar a dudas, los próximos meses prometen ser apasionantes en el camino hacia el modelo teórico que describa la superconductividad en el grafeno bicapa. El nuevo artículo es J. M. Pizarro, M. J. Calderón, E. Bascones, “The nature of correlations in the insulating states of twisted bilayer graphene,” arXiv:1805.07303 [cond-mat.str-el]; estuve hablando con Leni de este interesante tema cuando nos visitó en Málaga el pasado 27 de abril [LCMF, 26 Abr 2018]. El modelo de Hubbard con dos orbitales para el grafeno bicapa ha sido propuesto en Noah F. Q. Yuan, Liang Fu, “A Model for Metal-Insulator Transition in Graphene Superlattices and Beyond,” arXiv:1803.09699 [cond-mat.str-el], y en Hoi Chun Po, Liujun Zou, …, T. Senthil, “Origin of Mott insulating behavior and superconductivity in twisted bilayer graphene,” arXiv:1803.09742 [cond-mat.str-el]; y modelos similares por Long Zhang, “Low-energy Moiré Band Formed by Dirac Zero Modes in Twisted Bilayer Graphene,” arXiv:1804.09047 [cond-mat.mes-hall]; y Jian Kang, Oskar Vafek, “Symmetry, maximally localized Wannier states, and low energy model for the twisted bilayer graphene narrow bands,” arXiv:1805.04918 [cond-mat.str-el].

[PS 26 May 2018] Leni Bascones ha sido tan amable de enviarme una serie de comentarios sobre esta entrada por correo electrónico. En ellos se incluyen correcciones a ciertos errores y aclaraciones a ciertos puntos que no estaban del todo claros. He incorporado dichas correcciones con mi propia redacción. Muchas gracias, Leni. [/PS]

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Dibujo20180524 low-temperature plasmons in graphene nature d41586-018-05190-1_15774292

Los plasmones en grafeno son cuasipartículas (ondas) de electrones acopladas a ondas electromagnéticas, capaces de confinar luz infrarroja en la nanoescala. Estas ondas son muy disipativas a temperatura ambiente y se propagan una distancia muy corta. Se publica en Nature un nuevo récord de distancia propagada, 10 micrómetros, o sea unas 50 veces la longitud de onda del plasmón. Para lograrlo se ha enfríado el grafeno usando nitrógeno líquido; el récord se ha logrado a 60 kelvin. Un hito en la plasmónica con grafeno que promete nuevas aplicaciones tecnológicas en la escala de los terahercios (infrarrojo lejano).

El grafeno es el material ideal para la nanooptoelectrónica en la escala de los terahercios. El plasmón es una cuasipartícula de electrones en el grafeno y el polaritón es una cuasipartícula de fotones que existe gracias a su acoplamiento con el plasmón. El problema de los plasmones en grafeno (en rigor, plasmones polaritones) es que muestran enormes pérdidas y se propagan distancias muy cortas (en relación a la longitud de onda del polaritón, pues son enormes para la distancia entre los átomos del grafeno). El nuevo récord indica que a baja temperatura se pueden lograr vidas medias tan largas que permiten realizar múltiples operaciones sobre el plasmón antes de que se disipe; gracias a ello, en un futuro no muy lejano, verán la luz gran número de nuevos dispositivos tecnológicos gracias a la plasmónica criogénica en grafeno.

El artículo es G. X. Ni, A. S. McLeod, …, D. N. Basov, “Fundamental limits to graphene plasmonics,” Nature 557: 530–533 (2018), doi: 10.1038/s41586-018-0136-9. Más información en Justin C. W. Song, “Plasmon propagation pushed to the limit,” Nature 557: 501-502 (2018), doi: 10.1038/d41586-018-05190-1.

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Dibujo20180524 ivoox la traca ep18 luciernagas ivoox

Ya está disponible el podcast #18 de La Traca (de la Ciencia), mi sección en el programa de radio Luciérnagas de Dante Cáceres. Divulgación científica en la Radiotelevisión Diocesana, en el canal de Radio Santa María de Toledo. Se emite todos los martes a las 22:40 horas (hora de Madrid), los miércoles a las 03:00 horas y los domingos a las 24:00 horas.

Cómo destilar vodka utilizando óxido de grafeno. Sir André Geim, Premio Nobel de Física 2010 por el grafeno y Premio IgNobel de Física por hacer levitar alevines de rana, y sus colegas de la Universidad de Manchester han descubierto que el óxido de grafeno también sirve para destilar alcohol, lo han probado con vodka y lo han publicado en Science. Sellando una botella de vodka con una membrana de óxido de grafeno, el agua que se evapora de la botella puede atravesar la membrana como si no estuviera (el óxido de grafeno es “transparente” al agua, pero el grafeno es impermeable a todos los líquidos y gases, incluso a átomos tan pequeños como el helio), pero las demás moléculas del vodka no pueden hacerlo.

El artículo es R. R. Nair, H. A. Wu, …, A. K. Geim, “Unimpeded Permeation of Water Through Helium-Leak–Tight Graphene-Based Membranes,” Science 335: 442-444 (2012), doi: 10.1126/science.1211694, arXiv:1112.3488 [cond-mat.mtrl-sci].Más información en este blog en “André Geim, Premio Nobel de Física 2010, demuestra en Science como destilar vodka utilizando óxido de grafeno”, LCMF, 29 Ene 2012.