Saturn: per què la seva atmosfera és tan calorosa?

Clic per engrandir. Imatge composta en fals color que revela en verd un cercle d’aurores al
pol sud de Saturn. Crèdit :NASA, JPL, ASI, University of Arizona, University of Leicester.

Més enllà de la tomba, Cassini ens continua lliurant el seu llegat. Gràcies a les dades recollides per la sonda durant la seva missió, es va poder dur a terme un nou mapa de l’atmosfera superior de Saturn, que podria explicar per què el planeta està tan calent.

El 15 de setembre de 2017, Cassini va desaparèixer per sempre dels radars. En un heroic darrer impuls, la sonda va caure i es va desintegrar a l’atmosfera superior de Saturn, amb els aplaudiments dels qui l’havien seguit des del primer moment. Dos anys i mig després d’aquest final espectacular, les dades recollides pel dispositiu van permetre constituir la cartografia més exhaustiva fins a l’actualitat de l’atmosfera superior de Saturn, oferint noves pistes capaces d’explicar per què aquest últim es tant calent.

 Clic per engrandir. Imatge en fals color capturada per la Cassini el 2005, l'aurora en color

blau és visible als dos pols de Saturn. © Nasa, JPL, Universitat de Colorado

L’electricitat a l’aire de Saturn

L’origen de la calor que emeten  les atmosferes dels gegants gasosos ha estat des de fa molt de temps un misteri per als científics. Tot i que la temperatura de l'atmosfera terrestre es justifica per la seva proximitat al Sol, la distància del nostre Sol a planetes com Saturn, Júpiter, Urà o Neptú no permet explicar per què les capes superiors de les seves atmosferes estan a diversos centenars de graus per sobre del que s'hauria d'esperar. Tot i així, un nou estudi publicat a la revista Nature sembla haver identificat el culpable d'aquest estrany fenomen: les aurores.

Visibles als pols de Saturn, aquestes cintes de llum ionitzada són el resultat de la interacció entre els vents solars i les partícules carregades que provenen de les llunes de Saturn. Segons les dades dels investigadors, les aurores contribuirien a escalfar considerablement l’aire als pols. Aquest aire calent es redistribueix a continuació al nivell de l'equador pel sistema de vents del planeta, multiplicant per dos les temperatures que es podria esperar d'un simple escalfament pel Sol.

Clic per engrandir. Imatge artística de la Cassini orbitant Saturn. Crèdit: NASA

El llegat de la Cassini 

Abans del seu gran salt a l'atmosfera de Saturn, Cassini va efectuar 22 òrbites més properes al planeta, durant un viatge final anomenat "El Gran Final". Durant aquesta fase es va poder recollir les dades necessàries per a l’estudi que s’acaba de realitzar. Observant canvis en la brillantor de les estrelles quan apareixien i desapareixien darrere de l’horitzó, els científics van poder mesurar la densitat de l’atmosfera saturniana. Aquesta està condicionada per dos factors: l’altitud i la temperatura. L’equip, per tant, va comparar les variacions de densitat en diferents punts per deduir que les temperatures eren més altes als pols del planeta, cosa que va suggerir que les aurores eren directament responsables d’aquest escalfament. Aquests càlculs, un cop realitzats, van permetre deduir la velocitat del vent, invalidant la tesi que les forces de Coriolis evitarien la redistribució de la calor a l'equador.

"Aquests resultats són crucials per a la nostra comprensió global de les altes atmosferes planetàries, i són una part important del llegat de la Cassini", diu Tommi Koskinen, un membre de l'equip de l'espectrògraf d'imatge ultravioleta de Cassini (Ultraviolet Imaging Espectrógrafo de Cassini en anglès o UVIS). "Ens ajuden a explicar per què la part superior de l’atmosfera és calenta mentre que la resta, per la gran al Sol, és freda".

Ho he vist aquí

El sobrevol de la Terra per la sonda BepiColombo en imatges

Actualment, la crisi del coronavirus és el focus d’atenció. Però l'Agència Espacial Europea (ESA) va tenir, ben aviat aquest passat divendres al matí, una cita que no va poder ajornar. La sonda BepiColombo va sobrevolar la Terra per ajustar la seva trajectòria cap a Mercuri.

Va ser llançada a l’octubre del 2018. Des d’aleshores, la sonda BepiColombo va iniciar el seu viatge cap a Mercuri. Però aquest divendres, 10 d’abril de 2020, a les 06.25 hores, va passar a només 12.700 quilòmetres de la nostra Terra. Objectiu: modificar la seva velocitat i corbar la seva trajectòria. L’operació va anar perfectament. Fins i tot van poder veure la sonda astrònoms amateurs situats al sud de Roma i Madrid.

Imatges preses amb una diferència de 10 minuts el 9 d'abril de 2020, entre les 11:25 i les 21:04 UT.
La sonda BepiColombo es trobava aleshores entre 281.000 i 128.000 km de la Terra. © ESA,
BepiColombo, MTM, CC by-sa 3.0 IGO

Incloent els delicats 34 minuts de la maniobra quan Bepi Colombo es va enfonsar a l’ombra del nostre planeta.  "Un període en el qual la sonda per primera vegada des del seu llançament, va ser privada de la llum directa del Sol", diu Elsa Montagnon, cap d'operacions de vol, en un comunicat de l'Agència Espacial Europea ( ESA ). Per preparar-se, els operadors havien carregat les bateries de la sonda i escalfat tots els components.  “Quan les cèl·lules solars van començar a produir electricitat de nou, sabíem que estava guanyat".

La Terra fotografiada per BepiColombo entre les 5.03 i les 5.41 hores del 10 d'abril de 2020.
La nau espacial es trobava entre els 26.700 i els 17.300 km del nostre planeta. © ESA,
BepiColombo, MTM, CC by-sa 3.0 IGO

Benvingut l’èxit enmig d’un període incert

Com que l'operació no es va poder ajornar, s'havia de realitzar amb personal limitat. Malgrat les mesures de distanciament social implementades al centre de control de missions de la ESA de Darmstadt (Alemanya), s’ha aconseguit l’èxit.

Captura de Twitter: Aquí teniu una bona pel·lícula utilitzant algunes de les nostres imatges.
Crèdit: @Virtual Telescope. Twitter

Amb una bonificació afegida, una vista impressionant de la nostra Terra. “Aquests selfies criden a la humilitat. Mostren el nostre planeta, la nostra llar, que compartim, en un dels moments més inquietants i incerts que hem passat molts de nosaltres”, va comentar Günther Hasinger, el director científic de la ESA.

Ho he vist aquí

Catàleg Charles Messier. Objecte M80

Clic per engrandir. Crèdit imatge: The Hubble Heritage Team (AURA/STScI/NASA)

Descobert el 1781 per Charles Messier.

M80 és un magnífic cúmul globular de magnitud 8. El seu diàmetre angular de 10' es correspon aproximadament a unes dimensions d'uns 95 anys llum a la seva distància de 32.600 anys llum. El seu aspecte recorda molt a la d'un tènue estel sense cua.

Aquest dens núvol estel·lar conté unes 100.000 estrelles que es mantenen agrupades a causa de la seva atracció gravitatòria. Es tracta d'un dels cúmuls globulars més densos de la nostra Via Làctia.

Quan va ser descobert pels astrònoms en observacions realitzades per mitjà del telescopi espacial Hubble el 1999 a la zona visible i ultraviolada de l'espectre, M80 conté un gran nombre de les anomenades 'blaves tardanes' en el seu nucli, al voltant del doble que qualsevol altre cúmul globular investigat per mitjà del Hubble. Es tracta d'estrelles blaves i brillants que es presenten a prop de la seqüència principal del diagrama de Hertzsprung-Russell, de manera que semblen més massives i més joves que l'edat del cúmul globular. El motiu és molt probablement que aquestes estrelles van perdre els seus embolcalls, més freds, en contactes estrets amb d'altres estrelles. El seu gran nombre a M80 és signe d'un índex excepcionalment alt de col·lisions estel·lars en el nucli d'aquest cúmul globular.

El cúmul globular M80 va ser un dels descobriments originals de Charles Messier, el 4 de gener de 1781, i el va catalogar com una "nebulosa sense estrelles, (...) que recorda el nucli d'un cometa". William Herschel va ser el primer a comprendre, (abans del 1785), i va descobrir que era "un dels cúmuls més rics i comprimits d'estrelles petites que recordo haver vist".

El 21 de maig de 1860 va aparèixer una nova a M80, que va canviar l'aparença d'aquest cúmul globular durant alguns dies. Aquesta nova, coneguda com T Scorpii, va ser descoberta per Auwers a Berlín, i va aconseguir una magnitud de 7,0 el 21 i el 22 de maig, i va baixar a una magnitud de 10,5 el 16 de juny. Pogson la va veure pel seu compte. Es va informar que Pogson havia vist un nou augment de la brillantor a principis de 1864, però sembla improbable, i ningú va poder confirmar el succés. La brillantor màxim d'aquesta nova correspon a una magnitud absoluta de -8,5, si fos un membre del cúmul. En el seu màxim, la nova va arribar a ser considerablement més brillant que el conjunt del cúmul!.

Va aparèixer una segona nova el 1938 a M14, però només se la va poder observar fotogràficament, i se la va descobrir anys després. Una altra nova va ser V 1148 a Sagittarii, que va aparèixer prop de NGC 6553, però no és segura en aquest cas una correlació física. S'ha informat ocasionalment d'altres observacions de variacions cataclísmiques: es van registrar observacions primerenques de noves nanes a M5, M30 i a NGC 6712, segons el llibre de Cecilia Payne-Gaposhki, 'Stars and Clusters'.

A M80 però, les investigacions amb el telescopi espacial Hubble han conduït a la detecció de només dues estrelles binàries properes semblants a noves, una mica més llunyanes del que la teoria esperava, en funció de l'índex de col·lisions estel·lars.

Situació al mapa del cel de M80. Crèdit Google-SkyMap

M80, encara que no molt peculiar, pot ser fàcilment localitzat com si estigués situat gairebé exactament a mig camí entre Antares (Alfa de Escorpí) i Graffias (Beta de Escorpí), just per sota de la declinació paral·lela de Dschubba (Delta de Escorpí). Es veu com una petita però brillant bola rodona amb un nucli més brillant; la brillantor de la seva superfície disminueix cap a les regions exteriors. Messier va determinar un diàmetre de 2 minuts d'arc, però els millors telescopis d'aficionats de mida mitjana el mostren com un objecte nebulós i clapejat, d'una mida d'uns 3 a 5 minuts d'arc, en el millor dels casos molt pobrament resolt. Major resolució estel·lar necessitarà telescopis de major obertura.

En el mateix camp de visió de baixa potència, hi ha dues petites estrelles variables, R i S de Escorpió, ambdues descobertes el 1854 per J. Chacornac:

• R de Escorpió: de 10,4 a 15 de magnitud, amb un període de 223 dies.
• S de Escorpió: de 10,5 a 14,6 de magnitud, amb un període de 117 dies.

El camp de M80, especialment a l'est i al sud, mostra un gran nombre de nebuloses difuses fosques i algunes brillants, núvols de material interestel·lar.

M80 al web del SEDS
Índex del Catàleg Messier del blog

Dossier Cosmologia 7: Univers: Què és la matèria fosca?

No, la Terra no és el centre de l’Univers. El Sol tampoc. El nostre planeta, la nostra galàxia són uns anònims perduts en la immensitat del cosmos. Descobriu aquí algunes nocions de cosmologia que us permetran comprendre millor quin és el nostre lloc a l’Univers.

El nostre Univers seria un "univers fosc", principalment dominat (al voltant del 70% del contingut global) per "energia fosca" i "matèria fosca" (aproximadament un 25%). La recerca de la matèria fosca o de la matèria fosca ja ha començat. Però, què és exactament?

Hem vist, als capítols anteriors d’aquest dossier, que el contingut de l’Univers no es limitava al que només s'ha revelat a l’ull nu o amb el telescopi (planetes, estrelles , galàxies ...). Tots aquests objectes astronòmics estan formats per "matèria visible". Però ara sabem que aquesta matèria visible és només una petita part de la matèria necessària per explicar tant la formació de grans estructures a l’Univers (galàxies, cúmuls ...) com la seva dinàmica.

Clic per engrandir. El telescopi Antares pretén detectar neutrins, possibles candidats

a matèria fosca. Està immers al Mediterrani, a prop de Toulon.
© François Montanet, CC by-sa 2.0

A més, el descobriment de l’acceleració de l’expansió de l’Univers requeriria l’existència d’una “energia fosca”, possible residu fòssil de les fases quàntiques de l’Univers.

Un univers fosc dominat en un 25% per la matèria fosca

L’objectiu permanent dels astrònoms és identificar amb la major precisió possible aquestes diverses aportacions. La imatge revelada per aquesta valoració exhaustiva del contingut còsmic "Matèria-Energia" és la d'un "univers fosc", principalment dominat (al voltant del 70% del contingut global) per "energia fosca" i "matèria fosca" (al voltant del 25%) (vegeu el diagrama següent)

Clic per engrandir. Avaluació del contingut "matèria energètica" de l'Univers. Aquest
contingut està dominat en un 70% per "energia fosca". El component "matèria"
està dominat per "matèria fosca". La matèria visible (gas, estrelles, galàxies, etc.)
només aporta al voltant d’un 5% amb la radiació. © Sci-Bit

Arribem doncs a la sorprenent conclusió que l’univers sensible als nostres sentits directes és només una part minúscula (5%) de l’univers real i que la matèria de la qual estem constituïts només és “l'escuma” d’un “oceà negre” les propietats precises de les quals encara s’han de descobert.

Quina és llavors, la naturalesa d’aquesta matèria fosca o matèria negra? La primera idea era, per descomptat, imaginar que es podia tractar d'una matèria "ordinària" (aquella que constitueix estrelles, galàxies, vida ...) però sota una forma on emetria poca o cap radiació, en cas contrari s'hauria detectat pels instruments existents. Per tant, aquesta matèria "ordinària fosca" ha de ser molt freda (per exemple, l'hidrogen molecular) o bé en forma d'objectes estel·lars gairebé o completament invisibles (com ara forats negres o "estrelles fallides").

Nanes marrons: matèria fosca sota la disfressa de MACHO?

A la dècada de 1990 es van fer importants esforços observacionals per determinar quina quantitat de "matèria fosca" s'amagaria en la forma més probable, la dels nanes marrons, també anomenades Macho (acrònim en anglès de objecte astrofísic compactes massiu de l'halo). Aquestes nanes marrons són estrelles molt fredes, fins i tot estrelles "fallides", és a dir massa poc massives per desencadenar reaccions nuclears dins d'elles.

Aquestes últimes, per exemple, podrien poblar en gran quantitat l’halo galàctic. En aquest cas, haurien d'estar en l'origen dels efectes (micro)-lents gravitacionals, amplificant la brillantor de les estrelles corrents de l'halo en el decurs de la seva incessant mútua ronda a la galàxia.

Com que l’efecte d’amplificació creat per un MACHO és molt feble i fugaç, és necessari per tenir una possibilitat de detectar-lo, observar milions d’estrelles normals durant molt de temps. Això és el que s’ha fet apuntant els telescopis durant anys, ja sigui cap al centre de la Via Làctia, cap als Gran Núvol de Magalhães, o cap a Andròmeda.

Aquestes campanyes d’observació, malgrat la seva dificultat, es van dur a terme i van confirmar que la contribució de les nanes marrons a la massa de l’halo es mantenia baixa (un pocs per cent) i insuficient per tenir en compte la corba de rotació de les espirals.

Wimp i neutrins

Ens veiem obligats, a recórrer a un altre tipus de matèria fosca, les WIMP (acrònim en anglès de partícules massives d'interacció feble). És a dir, considerar partícules no ordinàries i neutres com les partícules predites per les extensions del model estàndard de la física de partícules.

El neutrí, si fos massiu, constituiria un excel·lent candidat, tenint la particularitat de ser una partícula l'existència de la qual es demostra, ja que es detecta en acceleradors. Però ara està desqualificat, tant en l’aspecte físic de les partícules (amb una massa mesurada de zero o molt baixa) com en l’aspecte cosmològic, ja que queda exclòs per la seva incapacitat per assegurar la correcta cronologia en el mecanisme de formació de galàxies.

Les limitacions que proporciona la teoria sobre les característiques (massa, capacitat d’interacció) d’aquests Wimp encara no són prou importants. Intentar detectar aquestes partícules no deixa de ser un repte experimental extraordinari. Tanmateix, només una detecció efectiva serà una prova indiscutible de l'existència d'aquesta matèria i, a la vegada, permetrà conèixer la seva naturalesa.

Un mètode directe consisteix a intentar capturar aquestes partícules al laboratori, amb un detector adequat. La dificultat prové del fet que, per definició, són neutres i són molt poc interactives. Una altra dificultat una vegada més és que els camps d’exploració de les seves característiques, previstes per models teòrics, són immensos.

En conseqüència, tot i que a priori molt nombroses a l'halo fosc de la nostra galàxia, la Via Làctia (d’uns quants centenars a diverses desenes de milers per cm³ , segons la seva massa), dins de la que aquests Wimp transitarien al voltant de 300 km/s, el nombre d'interaccions que tindrien amb un detector adequat col·locat a la Terra, està limitat a unes quantes unitats al dia per 1 kg d'aquest detector.

A més, aquests possibles esdeveniments s’amaguen entre els “paràsits” creats per les interaccions d’altres partícules existents (com els rajos còsmics constituïts de protons o nuclis atòmics presents al medi intergalàctic) amb instruments. Per tant, és necessari construir grans instruments per augmentar la possibilitat de detectar i situar aquests detectors de matèries fosques dins de mines, túnels profunds o fins i tot al fons del mar.

Neutralí, el candidat favorit per a la matèria fosca

El candidat actualment "favorit" per a la matèria fosca és el neutralí, la partícula més lleugera que prediuen els models de física de partícules coneguts com a "models super-simètrics". Aquests models van més enllà del model estàndard simplificant la visió del nostre món físic a costa de la presència de moltes partícules noves associades a les ja conegudes.

Aquestes noves partícules, si existeixen realment, podrien quedar atrapades al centre d’objectes celestes massius com la Terra o el Sol. Si, dins d’aquestes astres la seva densitat és suficient, aquestes partícules es podrien aniquilar entre elles (la anti-partícula del neutralí és el neutralí en si), donant lloc a altres partícules energètiques incloses els neutrins.

Aquests neutrins, procedents del centre de la Terra o del Sol, podrien ser detectats per un telescopi especialitzat anomenat Antares que, situat al fons del mar, "mira" cap al centre de la Terra.

Clic per engrandir. Antares és un telescopi de neutrins situat a 2.400 metres de profunditat.
Ocupa una superfície d’uns 0'1 km². En el futur se substituirà per un detector de mida
quilomètrica al Mediterrani. El diagrama mostra les 12 línies de fotomultiplicadores (PMT)
desplegades a 40 quilòmetres de la costa. © CPPM

Antares, un telescopi de neutrins submarí

Antares és, de fet, un telescopi de neutrins subaquàtic que funciona al Mediterrani davant de la costa de Toulon (França), a 2.400 metres de profunditat. Detectarà neutrins produïts o bé per estrelles molt energètiques com els microquasars, les restes de les supernoves o els nuclis actius de galàxies o esdeveniments resultants de la interacció de neutrins molt energètics procedents de l’aniquilació de la matèria fosca formada per neutralins.

La unitat bàsica del detector és un mòdul òptic format per un fotomultiplicador, diversos
dispositius i la electrònica associada. El conjunt s’instal·la en esferes de vidre resistents
a la pressió (250 bars). © DR 

Per detectar la matèria fosca, no es detecta directament el neutrí resultant de l’aniquilació. Aquest neutrí que ha travessat la terra interactua amb la matèria produint una altra partícula (el muó). Aquest últim produeix, quan es propaga en aigua, una radiació lumínica de Txerenkov mesurada pels fotomultiplicadors.


- Capítol anterior: L’Univers, un sistema quàntic?
- Capítol següent: Univers: la cerca de l’energia fosca 

Autor de l'original: Alain Mazure, astrofísic
Ho he vist aquí

Hubble: La imatge estel·lar del dia del teu aniversari

Enguany celebrem el 30é aniversari de la posada en funcionament del telescopi espacial Hubble. Per aquest motiu la NASA ha preparat una relació de 366 imatges (inclòs el 29 de febrer), a on els visitants poden accedir a la imatge que s'ha assignat aleatòriament per a cada dia de l'any.

Per estalviar-vos navegar, us facilitem l'enllaç directe a la pàgina, només cal que ompliu els camps del mes (select month) i del dia (select date) i feu clic a "submit". 

Feu clic aquí per anar a la pàgina. Per tancar el post us deixem la del "nostre" aniversari.

Clic a la imatge per engrandir.

Imatge capturada el 17 de desembre del 2010. Galàxies Interactives Arp 273. Arp 273 son un parell de galàxies que interactuen i formen una forma semblant a una rosa. La més gran de les galàxies espirals, coneguda com UGC 1810, té un disc que està distorsionat per l'atracció gravitatòria de la galàxia que està sota d'ella, coneguda com UGC 1813.

Els efectes quàntics són clau per a una electrònica basada en l'ADN

Article publicat per Cathal O'Connell el 21 de juny de 2016 a Cosmos Magazine i en castellà a Ciencia Kanija per Manuel Herman el 22 de juny de 2016.

Podria la molècula de la vida convertir-se en la molècula de la electrònica? Els científics han donat un altre pas endavant cap a fer-ho realitat. Els patrons dels parells de bases de l'ADN que codifiquen els nostres gens, poden també usar-se per ajustar el flux de l'electricitat, segons han descobert investigadors nord-americans.

El treball podria algun dia portar-nos fins a una electrònica basada en l'ADN, feta de components molt més petits que els que es comprimeixen en els actuals circuits d'ordinador basats en el silici.

A Nature Chemistry un equip dirigit per Nongjian Tao de la Universitat Estatal d'Arizona descriu com el patró de bases (A, C, G o T) pot fer que l'electricitat flueixi tan fàcilment per l'ADN com per un cable metàl·lic, o en petits salts com en els semiconductors.

Electrònica basada en l'ADN Crèdit: Alex Belomlinsky

Aquest enfocament es basa en l'aprofitament de la natura quàntica de l'electró, a determinar si els electrons actuen com ones o partícules quan es mouen a través d'una cadena d'ADN. 

Durant dècades, els enginyers han estat apinyant cada vegada més elements de circuits en els xips de computadors, fent que els components individuals, com els transistors, siguin més petits. El problema és que aquesta disminució no pot seguir per sempre. Finalment aconsegueixes un límit on els transistors veïns interfereixen entre si. Per anar més enllà del silici, els científics estan buscant fer una electrònica basada en molècules individuals. I l'ADN és una de les molècules més prometedores per construir components electrònics, havent estat descoberta per la natura fa 3.800 milions d'anys.

Els avantatges clau de l'ADN són la seva estabilitat i la forma en què pot programar-se per acoblar estructures predissenyades. El 2009, per exemple, els científics van usar ADN com a una placa de circuits per acoblar components electrònics separats per 6 nanòmetres, molt menys del que permet l'actual processament amb silici.

L'ADN també té una conductivitat elèctrica interessant, tot i que les seves propietats mesurades han variat d'una forma una mica difícil d'explicar. Al 2014, per exemple, els científics van desenvolupar cables basats en ADN que demostraven que poden conduir l'electricitat tant gairebé com els metalls. I a l'abril d'aquest any (NdT 2016), investigadors de la Universitat de Geòrgia van crear el díode més petit de món (un dels blocs bàsics fonamentals de la computació) a partir d'una cadena d'ADN de tot just 11 parells de longitud. En aquest cas, l'ADN actuava més com un semiconductor.

El nou treball proporciona una comprensió sobre per què una molècula d'ADN pot tenir unes propietats tan diferents (metàl·liques o semiconductores). El truc, com en el nostre genoma, és el patró de bases ACGT al llarg de la nostra cadena d'ADN. Cada parell de bases té una conductivitat elèctrica diferent, però crear un ADN conductor no és simplement inserir una llarga seqüència de la base més conductora. En lloc d'això, Tao i el seu equip van observar que necessitaven crear patrons de bases que compartien electrons entre si, de manera similar a la forma en què es comparteixen electrons en els àtoms d'un metall. Per exemple, alternar sèries de cinc bases de guanina (G) creava la millor conductivitat elèctrica.

Encara que estan compartits entre bases, els electrons es poden moure fàcilment per l'ADN gràcies a la propietat de túnel quàntic (l'estrany efecte quàntic que permet a les partícules "travessar les parets").

Però quan l'ADN està codificat en altres configuracions, els electrons es mouen més com partícules, saltant pels brins. "Pensa en això com en intentar creuar un riu", diu Limin Xiang, coautor de la feina. "Pots creuar ràpidament usant un pont, o pots saltar d'una roca a una altra". L'equip va validar la teoria unint brins d'ADN entre un parell d'elèctrodes d'or, i mesurant la seva resistència a un petit corrent.

Usant aquest enfocament, els científics van poder dissenyar circuits basats en l'ADN amb diferents molècules actuant com diferents elements de circuit (cables, díodes, resistències, etc...). De moment, l'equip només ha posat a prova brins de fins a 16 parells de bases de llarg. Encara no sabem si podrem construir dispositius robustos i duradors. 

L'electrònica molecular és improbable que reemplaci als dispositius semiconductors en un futur proper, però el que és interessant de les molècules és que poden realitzar una varietat de tasques que van més enllà del que poden fer els semiconductors, com ara fer de sensors en un entorn químic.

Un disseny d'ADN podria formar l'esquelet d'un nou tipus de dispositius especialitzats, com ara olfactes electrònics. I això no és una cosa que es pugui menysprear alegrement.

Autor de l'original: Cathal O’Connell
Traducció: Manuel Hermán
Traducció al català: Sci-bit

Ho he vist aquí.

Dossier Cosmologia 6: L’Univers, un sistema quàntic?

No, la Terra no és el centre de l’Univers. El Sol tampoc. El nostre planeta, la nostra galàxia són uns anònims perduts en la immensitat del cosmos. Descobriu aquí algunes nocions de cosmologia que us permetran comprendre millor quin és el nostre lloc a l’Univers.

Quina pot ser la causa de la inesperada acceleració de l’expansió de l’Univers ? Com que la matèria, fins i tot fosca, té una acció atractiva que condueix a una desacceleració permanent, cal invocar un contingut “Energia-Matèria” a on l’acció seria repulsiva? Això no entra en contradicció amb les lleis de la física?. Vegem aquí com la física quàntica ha canviat la nostra concepció de l’Univers.

Hem esmentat abans en aquest dossier l’enllaç entre “geometria” i “contingut d’energia-matèria” descrit per la relativitat general. Resulta que aquesta relació pot conduir a situacions físiques a priori inesperades.

Clic per engrandir. El nostre univers és un sistema quàntic? Imatge artística d'una
estrella bebè. © L. Calçada, ESO, CC per 4,0

De l’atracció a la repulsió: termodinàmica de fluids

Per avaluar la quantitat "Energia-Matèria" que s'ha d'introduir al terme "contingut" (el terme "contingut" és en realitat una expressió matemàtica complicada: un tensor. Que conté les característiques físiques del medi considerat), és habitual, en la seva aplicació a la cosmologia, utilitzar la noció de fluid per representar els components que juguen un paper físic en un moment donat de la història còsmica. Els gasos i els líquids són exemples coneguts de fluids i la termodinàmica ens ensenya que és suficient conèixer la pressió P i la densitat ρ d’aquests fluids per conèixer el seu estat físic.

Aquestes dues quantitats estan vinculades per una relació anomenada equació d'estat (és per exemple la coneguda llei coneguda com a llei dels gasos ideals que, per a un mol, s'escriu: PV = RT o P ^~ ρ T) definint així completament l’estat del medi (la forma més general d’aquesta relació és: P = ωρc²). En aquesta relació, la pressió P i la densitat ρ evolucionen de manera similar si el factor de proporcionalitat ω entre aquestes dues quantitats és positiu.

Aquest és el cas de la majoria de situacions de la física clàssica i de la vida quotidiana. Així, en inflar un globus, augmentar la pressió mitjançant una bomba augmenta la densitat de l’aire i viceversa.

Però el "sentit comú" pot resultar enganyós, perquè les lleis fonamentals de la física permeten tenir la situació, a priori paradoxal, en què el paràmetre ω és negatiu.

Per tant, no hi ha res per evitar que determinats ambients físics exerceixin “pressió negativa”. La conseqüència és que un fluid amb un comportament així serà l’origen d’una “gravitació” ja no atractiva, sinó repulsiva!

Max Planck (esquerra) conversant amb Albert Einstein (dreta) © DR

 Quan Planck es troba amb Einstein: mecànica quàntica i relativitat

Tornem un moment al que s’ha anomenat “fuga de galàxia”. Es pot veure, d’una manera una mica ingènua, en aquesta recessió i en el concepte d’un univers en expansió que se’n deriva, un film que té lloc. La idea de “rebobinar” aquesta pel·lícula segons el pensament es produeix de manera natural, cosa que ens permet retrocedir en el temps. "Veurem", durant aquesta seqüència, que totes les distàncies i tots els volums disminueixen inexorablement.

Una conseqüència immediata d’aquest efecte de “condensació” és predir densitats i temperatures elevades i més elevades, fins i tot infinites, quan el temps es redueix. En realitat aquesta és la idea bàsica del model anomenat estàndard Big Bang. La idea d’un univers original extremadament calent i dens, aparentment resultat d’una “explosió primordial” o d’una “singularitat inicial” en el moment en què les dimensions es redueixen a zero!

Però, realment tenim dret a realitzar aquesta operació? Si seguim a Max Planck, el pare de la física quàntica, i a Albert Einstein, el pare de la relativitat, no ho és. El nostre compte enrere hauria d'haver-se aturat en un moment anomenat "temps de Planck".

El temps de Planck: la gravitació quàntica i l'era de Planck

La física quàntica governa el món atòmic i subatòmic. Estipula que l’energia d’un sistema i els intercanvis d’energia es “quantifiquen”.

La quantitat mínima es calibra mitjançant la constant de Planck:

h = 1.054 × 10^-34 Js
que té la dimensió E. t. 

La gravitació s'expressa en el cas clàssic per les lleis de Newton on apareix la constant de Newton:

G = 6.673 × 10^-11m³/kg/s²
que té com a dimensió t²L³ M^-1

La seva generalització es fa en el marc de la relativitat general on intervé la velocitat de la llum c definida també com a constant universal:

c = 299.792.458 m / s
que té com a dimensió L t^-1

És possible, amb aquestes tres constants fonamentals, construir diverses quantitats com la massa , la longitud o el temps de Planck.

Si notem que la constant de Planck (h) té les dimensions d’una energia que es multiplica un temps, podem reescriure aquesta constant, definint la massa de M_Planck, l’energia de Planck M_Planck c² i la longitud de Planck L_Planck (d'on prové el temps de Planck; t_Planck^~ L_Planck/ c):

h^~ M_Planck c² L_Planck/c 

Per a un sistema gravitatori totalment relativista, esperem que la velocitat d’alliberament (v^2~GM/R) associada a aquest sistema sigui igual a la velocitat màxima possible, la de la llum c, es a dir c^2~G M_Planck/L_Planck d'on derivem fàcilment de les dues relacions anteriors:

L_Planck=(hG/c³) × 1/2^~ 10^-35m

A continuació, deduïm el temps de Planck t_Planck i la massa de Planck M_Planck:

t_Planck= (hG/c5)×1/2^~10^-43 s
M_Planck= (hc/G)×1/2^~10^-8 kg

Aquest temps de Planck (t_Planck^~10^-43segons!) És el límit actual de la nostra comprensió de l’Univers. En aquest moment de la cronologia còsmica, l’Univers ha de ser considerat com un sistema quàntic, governat tant per la mecànica quàntica com per la relativitat general. Però aquesta teoria de la "gravitació quàntica" casant les disciplines que regeixen el món subatòmic i el món macroscòpic encara està en construcció.

Si, quan el rellotge còsmic s’acosta al temps de Planck, la física coneguda mostra els seus límits, però encara no sap com tractar amb el sistema quàntic de l’univers. Tanmateix, es pot partir dels principis principals d’aquestes dues disciplines, esbossar els esquemes generals del seu estat al voltant de l’era Planck.

El buit quàntic, un nivell d’energia fonamental

Per a la física quàntica, l’energia d’un sistema no pot prendre cap valor. Aquesta energia només pot tenir valors discontinus anomenats "nivells d'energia" i l'energia del sistema també varia en funció de quantitats discontinues (anomenades quanta).

El nivell més baix possible s'anomena "nivell fonamental" i es desprèn dels principis de la física quàntica que mai no té un valor zero. Mentre que en la física clàssica, una bola col·locada en repòs en una caixa i sotmesa a cap força romandrà allà en repòs, el seu equivalent quàntic es veurà afectat per un moviment perpetu corresponent a l’energia no nul·la del seu nivell fonamental.

Tot i que paradoxal pel sentit comú, aquest comportament està perfectament establert a nivell teòric i confirmat per l’experiència.

Això té repercussions essencials en la cosmologia:

• El primer és que, com passa amb la bola quàntica, l’Univers es veu afectat per un nivell d’energia fonamental (que els físics anomenen buit) i que té un valor diferent de zero.
  
• El segon és que aquest buit quàntic es comporta diferent als ambients físics habituals. Té la propietat esmentada anteriorment de ser una possible font de gravitació repulsiva (la seva equació d'estat s'escriu P = ω ρc² amb ω negativa).

Per tant, veiem que és possible una font de gravitació repulsiva. Per raons encara poc enteses, aquesta energia fosca, generada a l’univers més primordial, reapareixerà 14.000 milions d’anys després per governar una vegada més la dinàmica de l’Univers i accelerar-ne la seva expansió.




- Capítol anterior: L’expansió de l’Univers s’està accelerant
- Capítol següent: Què és la matèria fosca?

Autor de l'original: Alain Mazure, astrofísic

Ho he vist aquí