Archivo de enero, 2018

Opening for Severo Ochoa PhD positions at the IFT

There is a new opening for PhD positions at the IFT, funded by the Severo Ochoa Excellence Center grant.

Candidates are expected to carry out a PhD in one of the strategic research lines of the IFT, which include particle phenomenology, astroparticle physics, nuclear theory, string theory, gravitation and cosmology, lattice and quantum field theory, and quantum information theory. They should have an excellent academic track record, and are expected to hold an academic degree that grants access to a PhD program at the time of formalisation of the contract.

Interested candidates should apply in the
ONLINE APPLICATION
The deadline for applications is March 2nd 2018 at 15:00

The fellowships will cover a three-year period, with possibility of a fourth year. This includes a competitive salary and full health insurance. Selected candidates will be included in IFT grants, which provide additional funds for scientific visits, attendance to advanced schools and workshops, and other training activities.

IFT is an equal opportunity institution. Applications to this program by female scientists are particularly encouraged.

Should you need any further information or assistance concerning the application, please contact the IFT at severoochoa.ift@uam.es

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Cómo sabemos lo (poco) que sabemos de la materia oscura

Por Javier Coronado Blázquez (Investigador Predoctoral en el IFT UAM-CSIC)

El llamado modelo cosmológico estándar ΛCDM es uno de los grandes logros científicos y conceptuales de la Humanidad. Es un modelo enormemente exitoso, que parte de la Relatividad General de Einstein e introduce una forma de energía oscura como una constante cosmológica (Λ), que supone aproximadamente el 70% del contenido energético del Universo, y una componente de materia oscura fría (Cold Dark Matter – CDM), que da cuenta de un 25%. Sólo el 5% restante es lo que vemos en forma de luz y materia.

Aquí vamos a intentar entender por qué sabemos que el universo contiene esta componente de materia oscura, y cómo, a pesar de desconocer en gran medida su naturaleza, sí que sabemos unas cuantas cosas.

¿Frío, caliente, o todo lo contrario?

Cuando decimos que la materia oscura es fría nos estamos refiriendo a su energía. Intuitivamente la energía y la temperatura son conceptos análogos, por lo que algo que contenga poca energía no estará muy caliente.

De la misma manera, también podemos visualizar cómo un fluido de partículas que se muevan a gran velocidad tendrá más energía que uno en el que las partículas se muevan más despacio. Por ello, existe una estrecha relación entre energía, temperatura y velocidad.

Ahora imaginemos una lavadora. Si el tambor empieza a girar muy despacio, la ropa va cayendo constantemente y amontonándose en la parte de abajo. Sin embargo, cuando empieza a girar muy rápido, la fuerza centrífuga hace que la ropa no esté amontonada, sino que esté pegada a las paredes, haciendo imposible que “colapse”.

Aunque la realidad es mucho más compleja, la formación de estructuras como galaxias en la naturaleza es parecida a la ropa en la lavadora: la materia oscura colapsa, formando pozos gravitatorios de enorme masa que atraen a la materia visible, formándose por colapso estrellas, planetas y demás.

Al igual que si la energía del tambor de la lavadora (o su velocidad) era muy alta las prendas no se amontonaban unas sobre otras, si la materia oscura tiene una velocidad muy alta no puede colapsar y, por tanto, no atraerá materia ordinaria, por lo que no tendremos galaxias.

De aquí surge el concepto de materia oscura “fría”, en oposición a la materia oscura caliente (Hot Dark Matter – HDM). Cuanto más fría esté la materia oscura, más fácil es que colapse y que atraiga materia ordinaria, por lo que más nivel de estructura (galaxias, cúmulos, etc.) tendremos. También se propuso la materia oscura “templada” (Warm Dark Matter – WDM), una opción intermedia entre ambos escenarios.

Formación de estructuras: Según la temperatura de la materia oscura, tendremos más o menos nivel de estructura. En la imagen, simulación cosmológica de materia oscura. De izquierda a derecha, HDM (caliente), WDM (templada) y CDM (fría). La fila de arriba corresponde a un tiempo primitivo y la fila de abajo, al tiempo actual. (crédito: http://burro.case.edu/Academics/Astr222/Cosmo/Structure/darkmatter.html)

Al realizar simulaciones, como la de la imagen anterior, la única manera de reproducir las observaciones es introducir una componente de materia oscura fría. Si las simulaciones se realizan con materia oscura caliente, no se obtiene la estructura del Universo.

De todo esto, además, se deduce que la materia oscura debe ser realmente una forma de materia, es decir, debe tener masa, puesto que siente la gravedad y colapsa. Si fuera una partícula sin masa, como el gravitón o el fotón, debería tener siempre una velocidad igual a la de la luz, lo que está en contra de las bajas velocidades requeridas.

Nunca positivo, nunca negativo

Es posible que el nombre “materia oscura” nos sugiera algo así como una partícula negra, pero lo más correcto sería haberla llamado materia transparente o invisible.

Esta componente del Universo es oscura en el sentido de que no podemos verla. Pero ver algo significa que ese algo está emitiendo o reflejando luz, fotones. No por ello significa que tengamos que verlo con nuestros propios ojos, puesto que nuestro rango de visión (la parte del espectro electromagnético conocido como óptico o visible) es muy limitado, pero en alguna longitud de onda deberíamos ver una señal.

Sin embargo, no vemos nada. Esto quiere decir que la materia oscura es verdaderamente transparente: no interactúa con fotones. Como la base del electromagnetismo es el intercambio de fotones, si la materia oscura estuviese cargada dispersaría luz. Por tanto, debe ser neutra.

Si un fotón con una cierta energía impacta contra, por ejemplo, un electrón, ambas partículas interactuarán y según su energía, ángulo de colisión, etc. darán lugar a diversos procesos, que pueden llevar incluso a la creación de otras partículas. Pero cuando un fotón incide sobre una partícula de materia oscura, simplemente pasa de largo.

Interacciones. En la primera animación, interacción inelástica entre dos partículas, en la que una es destruida. En la segunda, una partícula de materia oscura se cruza con una partícula ordinaria, sin interactuar con ella. (créditos: https://www.symmetrymagazine.org/article/speak-physics-what-is-a-cross-section)

Prohibido tocar

Cuando dos partículas interactúan, uno de los parámetros más importantes es la sección eficaz de colisión. Al igual que en las animaciones anteriores, podemos imaginar que las dos partículas son bolas de billar. Cuando tiramos una contra otra, no es necesario que choquen frontalmente, puesto que, aunque choquen lateralmente, eso basta para iniciar el movimiento. Cuanto más grande sean las bolas, más fácil es que impacten. El área efectiva en el que pueden impactar es la sección eficaz, y se define de forma análoga para la interacción de partículas.

En sistemas muy dominados por materia oscura, como el Cúmulo de galaxias de la Bala, se observa que estas partículas apenas interactúan entre ellas. Este cúmulo en realidad son dos cúmulos chocando, y podemos distinguir tres componentes: objetos compactos, como las estrellas, objetos difusos, en forma de gas (que, en términos de masa, forma la mayor parte), y la materia oscura, medida por efecto de lente gravitacional, consistente en la deflexión de la luz de galaxias al fondo al atravesar la enorme masa de materia oscura que hay entre ellas y nosotros.

Lo que se observa es que las estrellas no chocan entre sí (es muy improbable que se produzca este tipo de colisión), pero el gas de ambos cúmulos interactúa entre sí y se frena, calentándose por fricción y emitiendo en rayos X. Sin embargo, ambas componentes de materia oscura, cada una de un cúmulo, se atraviesan sin apenas modificar su movimiento, es decir, “no se ven”. Esto quiere decir que prácticamente no interactúan, como sí hace el gas.

Cúmulo de la Bala. A la izquierda, imagen superpuesta del gas caliente (rosa) y frío (azul). A la derecha, mapa de distribución de masa. En rojo, el gas caliente; en azul, gas frío, y las líneas verdes son contornos de densidad de materia oscura. Se observa cómo la materia oscura se ha atravesado manteniendo la estructura radial de cada cúmulo de forma independiente, mientras que el gas ha interactuado al chocar ambos cúmulos (créditos -https://arstechnica.com/science/2015/03/colliding-galaxy-clusters-offer-stongest-case-yet-for-dark-matter/ https://physics.stackexchange.com/questions/48727/does-conformal-gravity-explain-the-bullet-cluster-lensing-effects)


Cuanta menor sea la masa de estas partículas, mayor debe ser su número para dar cuenta de ese 25% de contenido en energía del Universo. Sin embargo, cuantas más partículas haya, mayor será también la probabilidad de que interactúen entre ellas en zonas de alta densidad de materia oscura, siendo necesario un compromiso entre la sección eficaz y la masa.

En general, se dice que la materia oscura es prácticamente “collisionless”, es decir, que no experimenta colisiones. Esto, a su vez, implica que su recorrido libre medio (la distancia media que puede recorrer una partícula antes de sufrir una interacción que altere su trayectoria) sea enorme.

Sobreviviré

Una de las mayores fuentes de información sobre la abundancia de materia oscura es el fondo cósmico de microondas (Cosmic Microwave Background – CMB). Sin entrar en detalles, este fondo es nuestra primera fotografía del Universo, cuando tenía 380.000 años (un 0.003% de su edad actual), al dejar de ser opaco. A pesar de ser el mejor cuerpo negro (emisor térmico ideal) del Universo, exacto en una parte por millón, experimentos como WMAP o Planck nos permiten medir sus anisotropías. Para ajustar los datos con un modelo teórico, éste debe contener necesariamente una componente de materia oscura.

Anisotropías del CMB. Los datos medidos por la sonda WMAP son los puntos rojos. Las distintas curvas implican distinto contenido de materia oscura. La curva superior asume que no existe materia oscura, con un pobre ajuste a los datos, mientras que la línea continua asume la proporción de ΛCDM, con un excelente acuerdo (crédito – https://ned.ipac.caltech.edu/level5/March10/Garrett/Garrett3.html).

Además, en otras mediciones del Universo actual, como en las curvas de rotaciones de las galaxias, seguimos viendo el efecto de la materia oscura. En este caso, se mide la velocidad de rotación de las estrellas de una galaxia y se observa que, en lugar de caer como se esperaría por gravitación Newtoniana, la velocidad es aproximadamente constante al alejarnos del centro. Esto indica que existe mucha más materia de la que vemos en forma visible.

Curva de rotación de NGC 3198. Según la 3ª ley de Kepler, esperaríamos que las estrellas rotaran según la curva “disk”. Sin embargo, las medidas (puntos negros) indican que la distribución de velocidades es plana. Esto indica la existencia de una segunda componente, la curva “halo” de materia oscura, que se suma a la “disk”. (Crédito – http://physicsanduniverse.com/galaxy-rotation-curve-dark-matter/).

Ambos efectos nos llevan a discutir la estabilidad de la materia oscura, como la de muchas partículas. Por ejemplo, el neutrón tiene una vida media de unos 15 minutos, y todos aquellos neutrones en el Universo primitivo que no formaron un átomo estable al cabo de esos 15 minutos se desintegraron.

Si la materia oscura no fuera estable y se desintegrara rápidamente, podríamos ver su influencia en el CMB pero no en las curvas de rotación de nuestros días. Al contrario que el neutrón, no puede formar átomos ya que no siente la fuerza nuclear fuerte. Esto indica que, sea lo que sea, debe ser una partícula estable y sobrevivir hasta nuestros días, con una vida media al menos igual a la edad del Universo (13.800.000.000 años).

Uno de los primeros candidatos a materia oscura fueron los neutrinos, ya que son partículas masivas (pero muy poco), sin carga, casi no interactuantes y estables. Lamentablemente al tener tan poca masa su velocidad es demasiado alta, y no cumplen la condición de “fríos”. Además, la abundancia inferida, por ejemplo a partir del CMB, es una ínfima parte de la necesaria para dar cuenta de toda la materia oscura.

En resumen, aunque a día de hoy no tengamos ni una remota idea de la masa o sección eficaz de la materia oscura, ni siquiera si es una partícula (existen otras teorías alternativas como por ejemplo que está constituida por los agujeros negros primordiales), sí que tenemos una serie de fuertes requisitos, que cualquier nueva teoría que intente explicar la materia oscura deberá cumplir.

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¿Cuál es tu fórmula favorita?

 

 

 

 

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El mejor tuit de esta semana ganará una exclusiva taza del Instituto de Física Teórica IFT UAM-CSIC!

Anunciaremos el ganador el próximo jueves, día 25 de enero a las 15h !!!

 

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El Dark Energy Survey hace públicos los datos de sus tres primeros años

Esta imagen muestra el campo de visión completo de DES – aproximadamente un octavo del cielo – fotografiado por DECam, donde los diferentes colores indican la distancia a la que se encuentran las estrellas (azul corresponde a las estrellas más cercanas, verde a un rango intermedio de distancias y rojo para las más lejanas). Varias corrientes estelares son visibles en la imagen como líneas amarillas, azules o rojas a lo largo del cielo. Crédito de la imagen: Dark Energy Survey Collaboration.

También anuncia el descubrimiento de once corrientes estelares, la evidencia de que la Vía Láctea devoró galaxias enanas. Investigadores del Centro de Investigaciones Energéticas, MedioAmbientales y Tecnológicas (CIEMAT), el Institut de Ciències de l’Espai (IEEC-CSIC), el Institut de Física d’Altes Energies (IFAE) y el Instituto de Física Teórica (UAM-CSIC) participan en la obtención de estos resultados.

Durante una sesión especial en la reunión de la Sociedad Americana de Astronomía que se celebra actualmente en Washington D. C., los científicos del Dark Energy Survey (DES) han anunciado la publicación de los datos de sus tres primeros años de operación. Esta primera distribución pública de datos del cartografiado contiene información acerca de unos 400 millones de objetos astronómicos, que incluyen tanto galaxias lejanas, a distancias de miles de millones de años luz, como estrellas en nuestra propia galaxia.

Los científicos de DES están utilizando estos datos para estudiar la energía oscura, la misteriosa fuerza responsable de que la expansión del universo se esté acelerando, y han presentado algunos de sus resultados en la sesión especial de la reunión de Washington. Como parte de dicha sesión, también han anunciado el descubrimiento de once nuevas corrientes estelares, remanentes de galaxias más pequeñas, desmembradas y devoradas por la Vía Láctea.

Al hacer públicos los datos de los tres primeros años de operación, DES cumple un compromiso que los científicos del proyecto habían adquirido para compartir sus hallazgos con la comunidad astronómica y con el público. Los datos cubren el área que explora DES al completo (alrededor de 5.000 grados cuadrados, o lo que es lo mismo, un octavo del cielo) e incluyen más de 100.000 exposiciones tomadas con la Dark Energy Camera (DECam). Las imágenes corresponden a cientos de terabytes de datos y se hacen públicas junto a catálogos de cientos de millones de galaxias y estrellas.

“Este inmenso repositorio de información sobre nuestro universo es el resultado de un esfuerzo de muchos años por parte del consorcio DES y se puede ver en la calidad de los datos puestos a disposición del público por primera vez. Estamos ansiosos por ver qué hace la comunidad con estas imágenes y catálogos y sorprendernos con los nuevos descubrimientos que sin duda nos aguardan,” afirma Ignacio Sevilla Noarbe, investigador en el CIEMAT y uno de los científicos responsables de la puesta a punto de los datos que ahora se hacen públicos.

Los datos de DES se pueden acceder públicamente en este enlace: https://des.ncsa.illinois.edu/releases/dr1

La cámara DECam, la herramienta principal del Dark Energy Survey, es uno de los dispositivos de toma de imágenes digitales más potentes que existen. Se ensambló y probó en Fermilab, el laboratorio que lidera DES, y está montada en el telescopio de 4m Víctor M. Blanco, en el Observatorio de Cerro Tololo, en Chile. El grupo DES-Spain, formado por CIEMAT, IEEC/CSIC, IFAE y UAM/IFT, contribuyó de manera destacada a la construcción de DECam. En particular diseñó, construyó y validó  la electrónica, y ha puesto en marcha el sistema de guiado, entre otras contribuciones. Es uno de los socios fundadores de la colaboración DES, y cuenta con financiación del MINECO, IEEC, CSIC y Generalitat de Cataluña.

Las imágenes de DES se procesan en el National Center for Supercomputing Applications (NCSA) en la Universidad de Illinois en Urbana-Champaign (EE. UU.).

“Nos emociona que estos datos de alta calidad se pongan a disposición de investigadores de todo el planeta.” comenta el chileno Matías Carrasco-Kind, científico principal en esta publicación del equipo de gestión de datos de NCSA. “Aunque DES fue diseñado con el objetivo de comprender la energía y materia oscuras, la gigantesca cantidad de datos de estas imágenes proporcionarán nuevas aplicaciones científicas, retos y oportunidades de descubrimiento para astrónomos y científicos de datos. En colaboración con el NOAO y el equipo de LineA en Brasil, vamos a proveer herramientas y recursos para acceder y analizar este conjunto de datos de gran riqueza y robustez.”

Un descubrimiento que ha sido posible gracias a este conjunto de datos es la detección de once nuevas corrientes estelares alrededor de nuestra galaxia, la Vía Láctea, algunas de las cuales pueden verse en la imagen adjunta. Nuestro hogar cósmico está rodeado de un halo masivo de materia oscura, que ejerce una poderosa fuerza de atracción gravitacional sobre galaxias pequeñas y cercanas. La Vía Láctea crece atrayendo, desmembrando y absorbiendo estos sistemas galácticos más pequeños. Según se les arrancan sus estrellas, éstas van formando corrientes a lo largo del cielo que se pueden detectar con DECam. Pero incluso contando con un instrumento tan poderoso, estas corrientes estelares son extremadamente difíciles de encontrar, ya que están compuestas por un número relativamente pequeño de estrellas extendidas a lo largo de una gran área del cielo.

Antes de los nuevos descubrimientos de DES, ya se habían descubierto alrededor de dos docenas de corrientes estelares. Muchas de ellas las encontró el Sloan Digital Sky Survey, un precursor de DES. El estudio detallado de estas corrientes estelares se utilizará para medir la cantidad, la distribución y la agrupación de la materia oscura en la Vía Láctea, por lo que ayudará a entender sus propiedades fundamentales.

Puesto que no hay ninguna convención aceptada para nombrar las corrientes estelares, DES ha acudido a escuelas en Chile y Australia, pidiendo nombres a los alumnos. Tanto los alumnos como sus profesores han trabajado juntos para bautizar las corrientes utilizando palabras que tuviesen relación con el agua en los lenguajes de los nativos del norte de Chile y los aborígenes australianos. Más información acerca de estos nombres en la revista Symmetry (https://www.symmetrymagazine.org).

Los artículos científicos que se han publicado utilizando los datos de los primeros años de DES pueden verse en https://www.darkenergysurvey.org/dr1-data-release-papers

DES planea en el futuro otro lanzamiento público con más datos, una vez se complete el cartografiado, que incluirá aproximadamente el doble de imágenes de las que incluye el actual.

El Dark Energy Survey es una colaboración de más de 400 científicos de 26 instituciones en siete países. Los fondos para los proyectos de DES han sido proporcionados por el U.S. Department of Energy Office of Science, U.S. National Science Foundation, el Ministerio de Economía, Industria y Competitividad de España, Science and Technology Facilities Council of the United Kingdom, Higher Education Funding Council for England, ETH Zurich for Switzerland, National Center for Supercomputing Applications at the University of Illinois at Urbana-Champaign, Kavli Institute of Cosmological Physics at the University of Chicago, Center for Cosmology and AstroParticle Physics at Ohio State University, Mitchell Institute for Fundamental Physics and Astronomy at Texas A&M University, Financiadora de Estudos e Projetos, Fundação Carlos Chagas Filho de Amparo à Pesquisa do Estado do Rio de Janeiro, Conselho Nacional de Desenvolvimento Científico e Tecnológico and Ministério da Ciência e Tecnologia, Deutsche Forschungsgemeinschaft, y las instituciones colaboradoras, cuya lista se encuentra en www.darkenergysurvey.org/collaboration.

Personas de contacto:

IFAE

Dr. Ramon Miquel, Director del IFAE y Profesor de Investigación ICREA, ramon.miquel@ifae.es

ICE (IEEC-CSIC)

Dr. Enrique Gaztañaga, Profesor de Investigación del CSIC, gazta@ice.csic.es

CIEMAT

Dr. Eusebio Sánchez, Investigador Científico del CIEMAT, eusebio.sanchez@ciemat.es

IFT-UAM/CSIC

Dr. Juan García-Bellido, Profesor de la UAM y miembro del IFT, juan.garciabellido@uam.es

 

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Deseo científico 2018

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