¿Matan las pulgas a sus pulgas con matapulgas? Y ¿sueñan los androides con ovejas eléctricas? Tanto el título de la novela de Philip K. Dick (que inspiró a la película Blade Runner), como un famoso poema de Jonathan Swift, exploran la idea de la repetición en diferentes grados o escalas. En la novela de Philip Dick los humanos crean a los androides, y los androides sueñan como los humanos pero con ovejas eléctricas. En el poema de Swift, las pulgas tiene pulgas más pequeñas que se alimentan de ellas, que a su vez también tienen sus pulgas:

So, naturalists observe, a flea
has smaller fleas that on him prey;
and these have smaller still to bite ‘em,
and so proceed ad infinitum.
Jonathan Swift, On poetry: A rhapsody (1733).

Maurits Escher exploró una idea similar en su xilografía Más y más pequeño (1956), en la que un patrón de reptiles se repite hasta alcanzar tamaños infinitamente pequeños y números infinitamente grandes:

Sorprendentemente, cerca de la temperatura crítica (T_c) en la cual se pierde la magnetización permanente, el modelo de Ising en dos dimensiones presenta estructuras similares, que se repiten en diferentes escalas. En la última clase comenzamos a vislumbrar este comportamiento en algunas de las simulaciones. Comencemos por ver un video que muestra un barrido del sistema en función de la temperatura, en el entorno cercano a la temperatura crítica:

La barra de colores de la derecha muestra la temperatura (normalizada por la temperatura crítica). Al principio del video (T > T_c) el sistema no tiene magnetización permanente. En la mitad del video (T ≈ T_c, cerca del minuto 0:50) se observan islas magnéticas de tamaños muy diferentes y con bordes rugosos. Y finalmente, hacia el final del video (T < T_c) se observan islas muy grandes, con el tamaño característico del dominio, y con bordes más suaves.

Cerca de la temperatura crítica, la presencia de islas de diferentes tamaños vuelve al sistema invariante de escala, como las pulgas del poema de Jonathan Swift, o como los reptiles en la xilografía de Maurits Escher (aunque en el caso del modelo de Ising, los patrones están más desordenados). Esto está muy bien ilustrado en el siguiente video, que muestra un estado del modelo de Ising con 1,7×10¹⁰ nodos, cerca de T_c. Al principio el video muestra lo que parecen ser cuatro realizaciones independientes del modelo de Ising, pero en realidad son partes más chicas de la simulación completa:

La mecánica estadística, que nació a fines del siglo XIX y principios del siglo XX a partir de los trabajos de Boltzmann, Maxwell y Gibbs, tuvo un rol importante durante la Segunda Guerra Mundial. El proyecto Manhattan, que entre 1939 y 1946 reunió a varios de los científicos más brillantes de la época, usó frecuentemente sus herramientas e impulsó el desarrollo de métodos que ampliaron enormemente su área de aplicación. En las últimas clases comenzaron a aparecer métodos, y diversos nombres de científicos, que estuvieron relacionados con el proyecto Manhattan. Así que vamos a dedicar este post a algunos de ellos. El proyecto Manhattan tuvo como objetivo fabricar armas nucleares para los Estados Unidos durante la guerra. Jugó un rol central en el fin de la guerra del Pacífico, mostró lo que puede hacer la colaboración científica a gran escala, y generó desarrollos rápidos e importantes. Pero aún hoy se sigue discutiendo la necesidad de bombardear Hiroshima y Nagasaki, o la carrera armamentista nuclear que siguió a continuación. Sobre esa época, y para reflexionar sobe esos temas, les aconsejo “Dr. Strangelove, or How I Learned to Stop Worrying and Love the Bomb” (1964), una película satírica de Stanley Kubrick en la que el genial Peter Sellers tiene tres papeles (el presidente de los Estados Unidos, un capitán británico, y el científico nazi Dr. Strangelove).

En la última clase vimos el método de campo medio para el problema de Ising desarrollado por Hans Bethe. Bethe publicó este resultado en 1935, el año en que se mudó a los Estados Unidos (pueden ver el paper original aquí). Bethe trabajó en el proyecto Manhattan y luego en el desarrollo de la bomba de hidrógeno junto con Edward Teller y Stanislaw Ulam (yo tuve la suerte de conocer y hablar varias veces con Stirling Colgate, que trabajó con Teller y Bethe en este proyecto; probablemente el apellido les resulte de conocido de algún lado). Luego Bethe trabajó en la formación de elementos químicos por fusión nuclear en el interior de las estrellas, por el que ganó el premio Nobel en 1967. La mecánica estadística jugó roles importantes en estos trabajos. Pero su paper más famoso es un paper en el que no trabajó. En 1948, luego de la guerra, Ralph Alpher y George Gamow escribieron un trabajo sobre la formación de los primeros átomos en el universo. Gamow, al enterarse que el paper iba a salir publicado el 1 de abril (“April fools’ day“, el equivalente a nuestro día de los inocentes), agregó a Hans Bethe como segundo autor. Así, el paper de Alpher, Bethe y Gamow se volvió conocido como el paper α-β-γ (alfa, beta y gama). Más tarde, cuando Ralph Alpher trabajó con Robert Herman en el cálculo de la temperatura de la radiación cósmica de fondo, Gamow quiso convencer a Herman de que cambiara su apellido por “Delter”, para poder escribir un paper con autores Alpher, Bethe, Gamow y Delter (α-β-γ-δ). Herman se negó rotundamente.

El método de Montecarlo que se usa para resolver numéricamente el modelo de Ising también fue creado durante el proyecto Manhattan. Muchas veces se dice que Stanislaw Ulam inventó al método tal como lo conocemos hoy mientras trabajaba en el proyecto de la bomba atómica. Sin embargo, el método fue el resultado del trabajo conjunto de varias personas, que formaban parte de un grupo liderado por Nicholas Metropolis, y entre las que se encontraban Ulam, John von Neumann, Edward Teller, Augusta H. Teller, Marshall Rosenbluth y Arianna W. Rosenbluth. Casualmente los Teller (Edward y Augusta) se mudaron de su Hungría natal a Estados Unidos en 1935, antes de la segunda guerra mundial, por invitación de George Gamow (el del paper α-β-γ), mostrando cómo todo se conecta con todo.

Es muy probable que la idea original para el método de Montecarlo haya nacido de von Neumann y Ulam. Y que los Teller y los Rosenbluth (dos parejas de físicos) hicieran el grueso del trabajo, desarrollado las ideas e implementando el código numérico para poder probarlo en MANIAC I, una de las primeras computadoras de Los Alamos. En particular, hoy sabemos que el trabajo de Augusta Teller y de Arianna Rosenbluth fue central, aunque en aquella época no fue tan valorado. Augusta Teller escribió la primera versión del programa de Montecarlo para MANIAC I, mientras que Arianna Rosenbluth fue la encargada de escribir el programa definitivo (¡en código de máquina!) que fue usado para calcular, usando mecánica estadística, la difusión de neutrones en el material para la fisión nuclear, y más tarde (luego de terminada la guerra) para calcular los resultados sobre el algoritmo que se reportaron en los papers. Lamentablemente los prejuicios de la época, y el hecho de que ambas dejaran de ejercer su profesión para dedicarse a sus familias, hicieron que no recibieran el crédito merecido y que quedasen pocos documentos y fotos de ellas:

Luego de la guerra, Metropolis y Ulam publicaron el primer paper no clasificado explicando el método en detalle. Y más tarde Metropolis, Marshall y Arianna Rosenbluth, y Edward y Augusta Teller publicaron otro paper, famoso y que usualmente se considera la referencia para el algoritmo. Hoy el método de Montecarlo se usa para resolver en forma numérica una gran variedad de problemas en física y en ciencia de datos, y es central en el modelado de problemas de mecánica estadística.

Los que quieran leer más sobre Arianna W. Rosenbluth, y sobre el desarrollo del método de Montecarlo, pueden mirar estos links:

• El obituario de Arianna Rosenbluth en The New York Times: tiene muchos detalles interesantes sobre su carrera, incluyendo el hecho de que Felix Bloch se negó a tomarla como estudiante doctoral porque él no trabajaba con estudiantes mujeres.
• Un paper en Physics of Plasmas sobre la creación del método de Montecarlo tal como lo contó Marshall Rosenbluth en un congreso, en el que también destaca el rol de Arianna. El paper tiene una breve (pero clara) descripción del método.

Los que quieran leer más historias sobre el proyecto Manhattan pueden mirar también las memorias de Richard Feynman (¡incluyen lecciones sobre como abrir cajas fuertes!):

• Los Alamos from below

Y no dejen de mirar este importante posteo de la práctica sobre la guía computacional (¡justamente, usando el método de Montecarlo!). La próxima práctica estará dedicada a este tema, y tienen hasta el 9/7 para entregar la guía. ¡Y recuerden que antes del 20 de junio tienen que completar la encuesta!

El modelo de Ising es un modelo de juguete para el ferromagnetismo. Sin embargo, esto no significa que sea un modelo poco importante, o que solo tenga utilidad pedagógica. En cierto sentido, el modelo de Ising es el Buzz Lightyear de los modelos de juguete. El modelo, en su forma más sencilla y en dos dimensiones, consiste en un arreglo de espines (o dipolos magnéticos) que solo pueden tomar dos valores (+1 o -1). En ausencia de un campo magnético externo, los dipolos interactúan entre sí tratando de alinearse con sus vecinos más cercanos. A bajas temperaturas este arreglo de espines tiende a generar islas con la misma orientación, y si tenemos más espines con un signo que con el otro, entonces el material estará magnetizado. La transición entre el material no magnetizado y el material magnetizado, al bajar la temperatura, es una transición de fase similar (aunque no del mismo orden) a los cambios en los estados de agregación de la materia.

El desarrollo de la mecánica estadística entre fines del siglo XIX y principios del siglo XX, de la mano de Boltzmann y de Gibbs, permitió a los físicos comprender mejor varios sistemas y procesos (como el gas ideal, o los fenómenos de transporte), formalizar conceptos (como la noción de equilibrio, los microestados, el desorden, y la entropía), y estudiar fenómenos nuevos (como el condensado de Bose-Eistein, o la superfluidez y la superconductividad). Además, la mecánica estadística amplió el campo de aplicación de la física a otras áreas y a temas interdisciplinarios, como vimos en este post.

Sin embargo, aún en 1944 (más de 70 años después de la publicación de la ecuación de Boltzmann) no estaba claro si la mecánica estadística podría capturar y ayudar a comprender las transiciones de fase, como ocurren en la transición de agua líquida a vapor de agua, o en la magnetización espontánea de ciertos materiales (reales, no de juguete) al bajar su temperatura. Y aquí es donde el modelo de Ising, y Lars Onsager, abrieron las puertas a muchos desarrollos cruciales para la física en la segunda mitad del siglo XX. En 1944 Onsager encontró una solución exacta al modelo de Ising en dos dimensiones, calculando la función de partición del sistema, mostrando que podía sufrir una transición de fase y magnetizarse espontáneamente, y calculando la temperatura a la que ocurre la transición. La solución mostró por primera vez que las transiciones de fase aparecen como singularidades de las funciones termodinámicas del sistema, y convenció a los físicos de que la mecánica estadística podía ser usada para estudiar estos fenómenos. Fue tan relevante que al terminar la segunda guerra mundial, cuando varios físicos volvieron a la investigación básica, Hendrik Casimir le comentó en una carta a Wolfgang Pauli que estaba preocupado y dudaba de si podría volver a trabajar en física teórica luego de haber perdido contacto con el tema por tanto tiempo. Pauli (que era famoso por evaluar las teorías de sus colegas muy duramente) lo tranquilizó respondiendo que durante la guerra solo hubo un resultado que debía mirar: “No ha ocurrido mucho que sea de interés, excepto por la solución exacta de Onsager al modelo de Ising en dos dimensiones“.

Onsager es un personaje interesante. Muchos de sus resultados no fueron publicados en papers. La solución exacta al modelo de Ising apreció como una discusión de otro paper, su formula para la temperatura de la transición quedó en un pizarrón luego de un seminario que dió László Tisza, y la predicción de la cuantización de vórtices en un superfluido (luego redescubierta por Feynman) apareció en una paper resumiendo un seminario de otro investigador, en la sección de preguntas y respuestas del público.

Los que quieran jugar un poco con el modelo de Ising en 2D (antes de la práctica numérica), pueden mirar la siguiente página donde pueden simular el sistema con el método de Montecarlo, y variar la temperatura y el campo magnético externo. Para un campo externo igual a cero, prueben ver que pasa con la amplitud de las fluctuaciones en la magnetización si se acercan a la temperatura crítica (T_c ≈ 2.27) desde arriba (es decir, desde temperaturas altas):

• Modelo de Ising en 2D

Para terminar, no se pierdan el video en el que Onsager le explica a Ising que solo es un juguete:

“¡Todos pueden ser súper! ¡Y cuando todos sean súper, nadie lo será!” La película Los increíbles (2004) tiene a uno de los villanos más interesantes de las películas de superhéroes. Syndrome no busca dominar al mundo, no desea poder o dinero. Desea que todos sean iguales, y que los superhéroes dejen de ser especiales. ¿Eso es algo bueno, no? ¿Por qué Syndrome sería entonces un villano? Sin embargo, al ver la película, algo parece incorrecto (y casi perverso) en pedirle a Dash con sus 10 años que no participe en el equipo de atletismo de su escuela porque sería excepcional. La película, que a primera vista parece un simple pasatiempo, plantea una discusión interesante sobre la excepcionalidad, la igualdad, y el festejo de la mediocridad.

Los superfluidos son excepcionales. Y algunas de las cosas que hacen son realmente increíbles. Un superfluido es un fluido que fluye sin viscosidad, lo que les permite atravesar canales muy delgados o medios porosos (por los que un fluido viscoso no podría pasar), o trepar por las paredes del recipiente que los contiene. El fenómeno de superfluidez se debe a la formación, a temperaturas muy bajas, de un condensado de Bose-Einstein en el que una fracción de los átomos que formal el fluido (usualmente Helio-4) dejan de tener agitación térmica (sin embargo, la teoría de condensados que vimos en clase corresponde a gases débilmente interactuantes, mientras que el Helio-4 superfluido es un líquido, con una energía potencial de interacción entre sus átomos que no es despreciable). El fenómeno está relacionado también con el de superconductividad.

El siguiente video, muy corto (1:44 minutos) pero muy recomendable, muestra varias de las propiedades más llamativas de los superfluidos, como la capacidad de trepar por las paredes de un recipiente, o el “efecto fuente”:

Luego pueden ver un video mas reciente (en castellano) con experimentos de vórtices cuantizados en He-4 superfluido. Como vimos en clase, el hecho de que los bosones que forman el superfluido sean indistinguibles, hacen que los vórtices en el flujo no puedan rotar a cualquier velocidad, y que su circulación se cuantice. Las lineas blancas sobre fondo negro que se ven en los primeros 5 segundos del video son vórtices cuantizados observados en el laboratorio:

Para los que quieran leer mas sobre He-4 superfluido, les aconsejo leer el siguiente trabajo de Richard Feynman. Aunque es un poco antiguo y la interpretación actual de los rotones es diferente a la planteada en el artículo, muchas de las especulaciones que hace Feynman fueron mas tarde confirmadas en experimentos:

• Application of quantum mechanics to liquid Helium

Este trabajo tiene una historia interesante atrás. Feynman presentó previamente sus resultados en un congreso al que asistió Lars Onsager (que era famoso en el área). Feynman estaba bastante orgulloso de si mismo (por estos resultados, pero también se encontraba en ese estado la mayor parte del tiempo), y Onsager decidió darle una lección. La narración completa la pueden encontrar en “Surely You’re Joking, Mr. Feynman!“, pero en palabras de Feynman es más o menos así:

“Bueno, Feynman”, dijo Onsager con voz ronca, “escuché que crees que has entendido el helio líquido”.
“Bueno, sí…”
“Umm…” ¡Y eso fue todo lo que me dijo durante toda la cena! No fue muy estimulante.

Al día siguiente di mi charla, y expliqué todo sobre el helio líquido. Al final, mencioné que había algo que todavía no había logrado entender: si la transición entre una fase y la otra del helio líquido era de primer orden (como cuando un sólido se derrite o un líquido hierve, y la temperatura se mantiene constante) o de segundo orden (como ocurre en el magnetismo, donde la temperatura puede cambiar).

Entonces el profesor Onsager se levantó y dijo duramente: “Bueno, el profesor Feynman es nuevo en nuestra área, y creo que necesita ser educado. Hay algo que tiene que aprender y que debemos decirle”.
Pensé: “¡Oh no! ¿Qué hice mal?”
Onsager dijo: “Deberíamos decirle a Feynman que nadie ha podido obtener el orden de una transición a partir de primeros principios, por lo que el hecho de que su teoría no le permita calcular eso no significa que no haya entendido todo los otros aspectos del helio líquido satisfactoriamente”. Resultó ser un cumplido, pero por la forma en que comenzó, ¡pensé que me iba a dar una paliza!

Aunque Onsager probablemente nos daría una paliza, en nuestro grupo de investigación trabajamos (entre otros temas) en el estudio de flujos y turbulencia en superfluidos y en condensados de Bose-Einstein. En los dos primeros links pueden ver algunas imágenes y videos de simulaciones que hicimos de vórtices cuantizados. Para los mas curiosos (o valientes), en el tercer link les dejo un paper que publicamos hace unos años sobre viscosidad en superfluidos a temperatura finita; el paper usa muchas herramientas de la materia como el ensamble gran-canónico, el potencial químico, fonones y relaciones de dispersión, y teoría cinética y camino libre medio:

• Imágenes de simulaciones de turbulencia cuántica
• Videos de nudos de vórtices cuantizados
• Paper: Quantitative estimation of effective viscosity in quantum turbulence
• Finalmente, la página de nuestro grupo de investigación con más cosas

En la película Spectral (disponible en Netflix, y no recomendada por esta materia), unos condensados de Bose-Einstein toman vida y congelan a las personas hasta la muerte. Por suerte, gracias al poder de la ciencia, pueden ser atrapados por materiales cerámicos y por el hierro, y por una pistola de pulsos que destruye al condensado (Yeah, science!). En el laboratorio hay pocas chances de que un condensado de Bose-Einstein cobre vida (pero por las dudas, no se acerquen al Laboratorio de Iones y Átomos Fríos del DF). Así que en este post vamos a ver qué es y cómo se ve un condensado en la realidad.

¿Qué es un condensado de Bose-Einstein? Comencemos por recordar que en la naturaleza toda la materia que conocemos se separa en dos tipos: fermiónica y bosónica. Los fermiones (como los electrones) satisfacen el principio de exclusión de Pauli: no podemos encontrar dos electrones en el mismo estado. Todos quieren ser diferentes. Los bosones (como los átomos de helio) tienen el comportamiento social contrario: no les molesta ser todos iguales, y estar todos juntos. Los fermiones escuchan jazz, los bosones son rolingas. Entonces, un gas de bosones (como los átomos de helio), muy frío, no se comporta como un gas clásico (es decir, como un montón de partículas separadas). Se comporta como si fuera una única partícula cuántica muy gorda, que puede tener tamaños que podemos observar a simple vista, pero que está descripta por una única función de onda. La noción de “átomos” como pelotitas independientes se borra. Y se borra en escalas macroscópicas: tenemos una bola de gas que actúa como un único objeto cuántico.

A continuación les dejo algunos videos sobre condensados de Bose-Einstein. Como los videos son largos, para aquellos que tienen síndrome de déficit de atención les digo también a qué instante pueden saltear para ver algunas cosas interesantes. Como mencioné en la última clase, recién en 1995 se realizaron los primeros experimentos de condensados de Bose-Einstein en gases diluídos de átomos ultrafríos, en los que la interacción entre los átomos es débil:

El video muestra un experimento con un gas de átomos de sodio. La descripción del experimento ocurre entre el minuto 0:46 hasta 2:50. A partir del minuto 3:10 hasta 3:50 pueden ver mediciones de la temperatura en el gas, y la formación del condensado de Bose-Einstein.

Los que tengan un poco mas de paciencia pueden ver la charla completa de Eric Cornell cuando recibió, junto con Carl Wieman y Wolfgang Ketterle, el premio Nobel por conseguir el primer condensado de Bose-Einstein gaseoso en el laboratorio:

• Nobel Lecture by Eric A. Cornell

El video dura 39 minutos. Los que quieran pueden saltear la introducción e ir al minuto 5:23 hasta 7:03, donde Cornell explica el rol que juega la longitud de onda de de Broglie en la transición de fase (algo que vimos en las últimas clases). A partir del minuto 28:49, Cornell muestra imagenes de vórtices cuantizados en el condensado, un tema que veremos en la próxima clase. En el próximo post, videos de superfluidos escapándose espontáneamente de sus recipientes (¡seguro hay una película de ciencia ficción que se aprovecha de este fenómeno!).

Pero antes de despedirnos, recuerden que el espacio es la frontera final. El año pasado la NASA consiguió generar un condensado de Bose-Einstein en el espacio (más precisamente, en la estación espacial internacional).

¿Para qué hicieron esto? Para poder realizar mediciones, en los experimentos se debe “soltar” al condensado: se apaga el potencial armónico que lo mantiene atrapado, y se deja que el gas se expanda libremente. En la Tierra, la gravedad hace que al liberar el condensado llegue un instante en el que esa nube de gas degenerado se separe en sus átomos originales, diferentes y con sus propias funciones de onda (es decir, los rolingas recuperan sus personalidades individuales, y luego del recital, vuelven a sus trabajos de oficina). La gravedad también pone un límite a cuán grande puede ser el condensado original, porque la gravedad hace eso: intenta tirar a las partículas para abajo. Como dice la canción de Charly García, la gravedad “te tira para atrás, te pide más y más, y llega a un punto en que no querés“. En este caso, el que no quiere más es el condensado. Pero sin gravedad (o en realidad, en la constante caída libre de la estación espacial internacional), se pueden armar condensados de Bose-Einstein más grandes, y medir por más tiempo mientras el gas se expande, manteniendo la bola de rolingas impersonales.

Todos los cuerpos absorben radiación electromagnética, y emiten espontáneamente una parte en forma de radiación en equilibrio térmico con el cuerpo (es decir, como fotones a la misma temperatura que la fuente térmica). Esa es la radiación de cuerpo negro. Arnold Schwarzenegger sabe mucho sobre esto, y se cubre en barro frío cada vez que tiene que luchar contra un depredador, porque estos aliens pueden ver la radiación emitida por su cuerpo. Pero todos emitimos esta radiación, no solo Arnold (la radiación no depende de cuantas horas pasemos en el gimnasio). Así que en este post vamos a ver cómo esto se puede usar para saber qué temperatura tienen las personas en los aeropuertos.

¿En qué longitud de onda emite radiación de cuerpo negro una persona a 36 grados Celsius? A partir del espectro de Planck se puede ver que la máxima emisión ocurre para una longitud de onda que sigue la ley de Wien,

donde b = 2898 μm K. Noten que esto significa que al cambiar la temperatura del cuerpo, cambia el “color” de la radiación electromagnética emitida, ya que el color depende del espectro emitido (y fuertemente de en qué longitud de onda está el pico del espectro). Entonces ¿en qué longitud de onda debe observar una cámara para detectar este tipo de radiación? Para 36 grados Celsius, T= 309 K, y λ_max ≈ 9.4 μm. De hecho, si variamos la temperatura entre 30 y 40 grados Celsius, el máximo del espectro varía respectivamente entre 9.56 y 9.26 μm (o entre 9560 y 9260 nm). Esto corresponde a radiación electromagnética infraroja. ¡Así que mirando los colores en una cámara infrarroja podemos estimar la temperatura de los cuerpos! Y así también sabemos en qué región del espectro electromagnético funcionan los ojos del depredador que persigue a Schwarzenegger:

Sabiendo esto, ¿a qué temperatura se encuentra la radiación cósmica de fondo? Estamos rodeados por radiación electromagnética de cuerpo negro que fue emitida en el momento en que se formaron los primeros átomos en el universo, y que llega a nosotros proveniente de todas las direcciones. Esta radiación corresponde a fotones que se desacoplaron de la materia en la época de recombinación: el momento en que la temperatura del universo bajó lo suficiente como para que protones y electrones pudieran combinarse formando átomos de hidrógeno (eléctricamente neutros), aproximadamente 370.000 años luego del Big Bang, y  cuando el universo estaba una temperatura media de unos 3000 K. Antes, el campo electromagnético interactuaba con la materia, mientras que luego de la recombinación los fotones de la radiación cósmica de fondo dejaron de interactuar (básicamente, porque la radiación electromagnética dejó de sufrir scattering con los electrones libres). ¡Como resultado, la radiación cósmica de fondo que vemos hoy es un gas de fotones en equilibrio térmico con la materia que formaba el universo hace 13.771.700.000 años!

En 1964, Arno Penzias y Robert Wilson, realizando mediciones con una antena en los Laboratorios Bell, encontraron una extraña señal de microondas con un máximo en λ_max ≈ 1 mm. Esa señal captada por la antena corresponde a este gas de fotones, mensajero del universo temprano. Usando nuevamente la ley de Wien podemos ver que esta longitud de onda corresponde a T ≈ 2.7 K (la temperatura determinada originalmente por Penzias y Wilson en 1964 era ligeramente mayor, por la incerteza experimental del instrumento). Esa temperatura corresponde a la temperatura media del gas de fotones que forma la radiación cósmica de fondo. Y no es 3000 K, sino alrededor de 1000 veces menor por la expansión del universo, que resulta también en la expansión del gas y una disminución de la temperatura a medida que el universo envejece. Porque la temperatura T de un gas de fotones cumple la ecuación

donde U es su energía total, y V el volumen ocupado por el gas.

Penzias y Wilson midieron la temperatura media de esta radiación. Pero hoy sabemos que la temperatura de este gas de fotones no es perfectamente isótropa, y que su anisotropía (es decir, su pequeña variación cuando miramos en diferentes direcciones en el universo) nos brinda información sobre el universo temprano. Cuando se resta el valor medio a la radiación, la proyección de las fluctuaciones en la potencia de la radiación que nos llega de diferentes regiones del firmamento se ve así:

Pero esta es otra historia.

“There’s a starman waiting in the sky,
he’d like to come and meet us
but he thinks he’d blow our minds”
David Bowie, Starman (1972).

Hablemos de física y rock aprovechando el fin de semana largo.

“Chandra y las enanas blancas” no es el nombre de una banda de rock (¡podría serlo!). Pero el personaje principal de esta historia es el verdadero Starman, el hombre de las estrellas. Y los aportes que hizo a la física nos vuelan la mente. Esta es la historia de Subrahmanyan Chandrasekhar y un tipo muy particular de estrellas. Chandrasekhar ganó el premio Nobel en 1983 por sus estudios sobre la evolución y la estructura de las estrellas, pero su camino hasta ese premio no fue fácil. El Dr. Chandra, un personaje en 2001: A Space Odissey, lleva su nombre en homenaje a él.

En las últimas clases vimos que la presión de degeneración en un gas de fermiones es central para explicar la estabilidad de estrellas enanas blancas (y también juega un rol en estrellas de neutrones). Una enana blanca es una estrella que quemó todo su material nuclear: una estrella como el Sol, luego de quemar todo el hidrógeno, quema material nuclear más pesado como el Helio. Para ello necesita mayor presión y temperatura en el núcleo, pero también genera mas energía en la reacción nuclear, y se expande hasta convertirse en una gigante roja. Luego de quemar todo el material disponible para la fusión, sufre una inestabilidad y expulsa buena parte de su masa. El núcleo de la estrella, que puede tener una masa equivalente a la del Sol pero comprimirse hasta un volumen como el de la Tierra, mantiene el calor residual y forma la enana blanca. La siguiente imágen muestra a Sirius B, una enana blanca, indicada por la flecha:

Si una enana blanca no quema más material nuclear, ¿qué mantiene a la estrella estable evitando el colapso gravitatorio? La respuesta es la presión de degeneración en un gas de Fermi: en la estrella la densidad de la materia es tan grande que el gas está degenerado (es decir, las funciones de onda de las diferentes partículas se superponen), y y la presión de Fermi es suficiente para contrarrestar la fuerza de gravedad. Recuerden que la presión de radiación resulta del principio de exclusión de Pauli. Es el hecho de que dos ferminones no puedan tener los mismos números cuánticos lo que evita que la estrella colapse gravitatoriamente. Algo parecido ocurre en estrellas inicialmente aún mas masivas, que pueden evolucionar a estrellas de neutrones. Finalmente, si la masa inicial de la estrella es aún mayor (más grande que la masa límite de Chandrasekhar), la presión de degeneración no es suficiente para evitar el colapso gravitatorio y se puede formar un agujero negro.

Los que quieran leer mas detalles sobre el balance de fuerzas en una estrella enana blanca pueden ver el siguiente link (9 páginas, en inglés):

• Propiedades de enanas blancas y el gas degenerado de electrones

Chandrasekhar reconoció la existencia de una masa límite, por encima de la cual las estrellas podían colapsar y formar agujeros negros, muy temprano en su carrera científica. Se enfrentó a diversos prejuicios raciales en Inglaterra y en Estados Unidos. Pero, al mismo tiempo, su idea sobre la existencia de una masa límite también se adelantó a la época. Cuando Chandrasekhar formuló su idea, el conocimiento sobre interiores estelares era bastante incipiente. Y por ese motivo muchos físicos y astrónomos presentaron dudas razonables a su validez. Chandrasekhar no bajó los brazos y a lo largo de varias décadas trabajó en mecánica estadística, dinámica de fluidos, relatividad general, y otros temas hasta crear una teoría muy sólida sobre la física de las estrellas. Mientras estudiaba estos fenómenos, y muchos otros, Chandrasekhar estableció las bases de lo que hoy conocemos como la teoría de interiores estelares, y sobre cómo evolucionan las estrellas en el tiempo. Las contribuciones de Chandrasekhar al estudio de interiores estelares, la evolución de las estrellas hasta la formación de enanas blancas o agujeros negros, y sus estudios de la estadística de Fermi-Dirac para explicar la estabilidad de las enanas blancas, lo llevaron a tener diversas disputas con astrónomos renombrados de la época, como Arthur Eddington. Los que quieran conocer parte de esta historia, más detalles sobre evolución estelar y la formación de agujeros negros, y algunos detalles jugosos sobre la pelea entre Chandrasekhar y Eddington, pueden ver este video: