Astronomía

¿Tenemos que tener en cuenta las lentes gravitacionales al medir el tamaño de los exoplanetas?

¿Tenemos que tener en cuenta las lentes gravitacionales al medir el tamaño de los exoplanetas?



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Para el método de esperar a que un planeta pase frente a una estrella. En lugar de simplemente medir la luz que está bloqueada, ¿también debemos tener en cuenta la luz que puede no estar llegando a nosotros debido a las lentes gravitacionales causadas por el planeta? ¿Es la masa de un planeta lo suficientemente grande como para causar lentes gravitacionales lo suficientemente importantes para que podamos ver un efecto?


No, no hay ningún efecto aquí.

¿Por qué?

La ampliación de la lente gravitacional funciona aumentando la superficie observada área del objeto con lente conservando la superficie brillo. El diámetro angular de un exoplaneta es mucho más pequeño que el de su estrella anfitriona (incluso si tampoco podemos resolverlo). Por lo tanto, todo el aumento ocurre a través de un fondo uniformemente iluminado, para el cual el aumento de brillo medido es cero. En efecto, se extiende la imagen de parte de la estrella en otras partes igualmente brillantes de la estrella, lo que da como resultado un aumento cero: el radio de Einstein de la lente es mucho más pequeño que el radio de la estrella.

Es posible que obtenga un efecto insignificante cuando la estrella se mueve a través del borde del disco estelar.

¿Por qué ni siquiera eso importa?

La geometría es muy desventajosa. Dejando de lado la pequeña masa del planeta (que es otro factor), las lentes gravitacionales funcionan mejor cuando la distancia entre la fuente y la lente es aproximadamente la misma que la distancia entre la lente y el observador. Este no es el caso en el escenario que analizamos aquí.

Resumen

  • La lente gravitacional no tiene ningún efecto sobre un fondo de brillo uniforme.
  • La geometría del sistema de lentes hace que los efectos sobrantes sean pequeños.
  • La masa de la lente es pequeña para empezar.

Además, habrá otros efectos que dominarán por completo cualquier lente que se esté realizando.


Edite para enfatizar el argumento de tamaño

En esta imagen puede ver una pequeña fuente en rojo y la imagen resultante con lente en verde. Tenga en cuenta que el aumento de brillo es puramente un efecto del tamaño de la imagen con lente, no más flujo por área. Si asumimos que el círculo azul es del tamaño de la estrella, podemos ver que cualquier lente que ocurra mientras el planeta transita su estrella simplemente extenderá partes de un fondo uniforme brillante hacia otras partes del mismo fondo uniforme brillante. Por supuesto, la extensión de la imagen con lente aquí es muy exagerada para poder mostrar cualquier característica de lente. Con un planeta frente a una estrella, ni siquiera obtendría varias imágenes.


Las lupas cósmicas producen una medida independiente de la expansión del universo

La gente usa la frase "Holy Cow" para expresar entusiasmo. Jugando con esa frase, los investigadores de una colaboración internacional desarrollaron un acrónimo —H0LiCOW — para el nombre de su proyecto que expresa la emoción por sus mediciones del Telescopio Espacial Hubble de la tasa de expansión del universo.

Conocer el valor exacto de la rapidez con que se expande el universo es importante para determinar la edad, el tamaño y el destino del cosmos. Desentrañar este misterio ha sido uno de los mayores desafíos de la astrofísica en los últimos años.

Los miembros del equipo H0LiCOW (lentes H0 en el manantial de COSMOGRAIL) utilizaron el Hubble y una técnica que es completamente independiente de cualquier método anterior para medir la expansión del universo, un valor llamado constante de Hubble.

Este último valor representa la medición más precisa hasta ahora utilizando el método de lente gravitacional, donde la gravedad de una galaxia en primer plano actúa como una lente de aumento gigante, amplificando y distorsionando la luz de los objetos del fondo. El nuevo estudio no se basa en la técnica tradicional de "escalera de distancia cósmica" para medir distancias precisas a las galaxias mediante el uso de varios tipos de estrellas como "marcadores de hitos". En cambio, los investigadores emplearon la física exótica de las lentes gravitacionales para calcular la tasa de expansión del universo.

El resultado de los investigadores refuerza aún más una inquietante discrepancia entre la tasa de expansión calculada a partir de las mediciones del universo local y la tasa predicha por la radiación de fondo en el universo temprano, un tiempo antes de que existieran las galaxias y las estrellas. El nuevo estudio agrega evidencia a la idea de que se pueden necesitar nuevas teorías para explicar lo que están descubriendo los científicos.

Mosaico de cuásares con lentes gravitacionales


Introducción

Durante las últimas décadas, el número de supernovas de Tipo Ia (SNe) observadas ha aumentado drásticamente con el desarrollo de grandes estudios. Por lo tanto, la cosmografía está mejor configurada. Las SNe Ia son explosiones extremadamente luminosas y tienen casi el mismo pico de magnitud absoluta ((M_B) ) sobre la base de un mecanismo físico razonable [1]. Para la mayoría de los SNe Ia "normales", sus magnitudes máximas absolutas tienen una pequeña dispersión [2]. Por lo tanto, se toman como velas estándar ideales para determinar las distancias de luminosidad cosmológica y extragaláctica. Sin embargo, el valor de la magnitud absoluta máxima (es decir, el brillo intrínseco) se desconoce y se considera un parámetro libre, que debe ser calibrado por las escaleras de distancia locales.

En la práctica, la forma de calibrar el SNe Ia es a través de estrellas variables Cefeidas en el Universo local cuyas luminosidades están relacionadas con períodos [3]. Este método de escalera de distancias ha dado buenos resultados en estudios cosmológicos [4, 5]. Sin embargo, existen algunas incertidumbres en este enfoque. En primer lugar, depende principalmente de la relación período-luminosidad de las variables cefeidas [6]. El efecto de la metalicidad tanto en el punto cero como en la pendiente de esta relación es muy controvertido en diferentes teorías. Los efectos de la contaminación fotométrica y una ley de extinción cambiante en las distancias de las cefeidas también son factores inciertos que no pueden ignorarse [7]. En segundo lugar, con el desarrollo de la teoría SN, se ha descubierto que muchos factores nuevos están relacionados con la magnitud absoluta de las supernovas. Por ejemplo, las galaxias anfitrionas en diferentes etapas evolutivas tienen diferentes roles en el proceso de acreción, lo que resulta en la luminosidad absoluta de las supernovas que dependen de los entornos [8]. Para la formación de supernovas, existen muchas posibilidades para la naturaleza de la estrella compañera de la enana blanca. El camino degenerado único ha tenido éxito en explicar las observaciones del SNe Ia [9]. Pero en el caso de un camino degenerado doble, se producen SNe Ia subluminosos que son más tenues que sus contrapartes típicas [10]. En tercer lugar, las estrellas variables Cefeidas se miden localmente y la calibración debe extrapolarse a altos desplazamientos al rojo. Teniendo en cuenta que una supernova con alto corrimiento al rojo es más roja y más masiva que una supernova con bajo corrimiento al rojo [11], algunas relaciones entre las propiedades de las supernovas pueden cambiar a medida que aumenta el corrimiento al rojo. Por tanto, no se puede comprobar si este método de extrapolación es eficaz en el caso de grandes corrimientos al rojo. Debido a la absorción potencial, la dispersión de los fotones u otros mecanismos que transfieren fotones a otras partículas [12], la opacidad cósmica podría hacer que el SNe Ia sea más tenue, lo que equivale a hacer que (M_B ) parezca evolucionar con el corrimiento al rojo.

Recientemente, la comunidad está desconcertada por el problema de tensión constante ((H_0) ) de Hubble. El (H_0 ) medido a partir de estrellas variables Cefeidas y SNe Ia en el Universo local tiene un desajuste (4.4 sigma ) con el restringido de las observaciones del Fondo Cósmico de Microondas (CMB) en el estándar ( varLambda hbox ) modelo [13]. Esta contradicción manifestaría errores sistemáticos desconocidos en las mediciones de distancias locales y mediciones de observaciones CMB o implicaría una nueva física más allá del modelo cosmológico estándar. Tenga en cuenta que, además de la calibración de cefeidas, se puede utilizar un modelo cosmológico para calibrar el SNe Ia en corrimientos al rojo altos ajustando simultáneamente los parámetros en el modelo y los parámetros de SNe Ia, por ejemplo, (M_B ) [14].

Por lo tanto, debido a los problemas relacionados con los errores sistemáticos en las observaciones y el modelo cosmológico estándar mencionado anteriormente, es necesario explorar nuevos métodos de calibración independientes del modelo (incluso a distancias cosmológicas para lograr la verificación cruzada). Debe enfatizarse aquí que hay al menos tres beneficios para hacer esto: (1) comprender las propiedades de SNe Ia en sí mismos en cualquier corrimiento al rojo directamente e independientemente del modelo cosmológico (2) proporcionar nuevas formas de anclar SNe Ia y luego aplicarlas en estudios cosmológicos (3) el SNe Ia recién calibrado puede arrojar luz sobre el problema de la tensión (H_0 ).

En la literatura, la magnitud absoluta efectiva METRO(z) se calibró utilizando la relación de dualidad de distancia de Etherington y la escala de oscilación bariónica angular (BAO) observada en cualquier corrimiento al rojo [16]. La desventaja de este método es que produce una cantidad que no se puede comparar directamente con las simulaciones de SN. La técnica de la escalera de distancia inversa no solo puede determinar (H_0 ) sino también calibrar supernovas. Algunos artículos utilizan este método para calibrar la magnitud intrínseca de las supernovas combinando supernovas y BAO [17, 18]. Sin embargo, BAO se basa en la escala del horizonte sonoro en la recombinación (r_s ) para convertir las medidas angulares en una distancia de diámetro angular [19]. Esto significa que una vez que se fija (r_s ), ya se ha determinado (H_0 ). Recientemente, el valor de (H_0 ) se determinó utilizando el método de escalera de distancia inversa en combinación con supernovas y lentes gravitacionales [20], aunque depende de un modelo cosmológico específico. Otro estudio utilizó tres lentes de retardo de tiempo para calibrar la escalera de distancia en corrimientos al rojo bajos, combinándolos con distancias relativas de SNe Ia y BAO, dejando (r_s ) completamente libre [19]. Este método calibra las supernovas desde una nueva perspectiva y es prometedor en el futuro. Además, el descubrimiento de una señal de onda gravitacional coalescente (GW) de un sistema binario compacto y su contraparte electromagnética proporciona un nuevo método para calibrar magnitudes absolutas de supernova [21, 22]. Se espera que la tercera generación de detectores de ondas gravitacionales proporcione datos más abundantes en el futuro.

La lente gravitacional fuerte se ha convertido en una herramienta eficaz en astrofísica y cosmología [23]. Cuando la luz de un objeto distante pasa a través de una galaxia de lente elíptica, se pueden observar múltiples imágenes de AGN y existen retrasos de tiempo entre ellas debido a los efectos geométricos y de Shapiro para diferentes trayectorias. Las distancias se pueden obtener analizando las imágenes y los retrasos de tiempo. Hay dos métodos para extraer información de distancia. Una es medir la "distancia de retardo de tiempo" (TDD) que consta de tres diámetros angulares de distancia [24]. El otro es medir la distancia de diámetro angular (ADD) de las lentes, que se puede obtener midiendo los retardos de tiempo y la dispersión de la velocidad de la lente de la galaxia [25, 26]. Los grandes estudios actuales y futuros nos están trayendo una gran cantidad de cuásares con lentes, lo que hace que las mediciones de retardo de tiempo de los sistemas de lentes fuertes sean muy prometedoras para la cosmología.

En este trabajo, proponemos utilizar dos tipos de distancias de lente para calibrar el SNe Ia a distancias cosmológicas. Cabe señalar que las observaciones con lentes son medidas de separación angular y espectroscopía, por lo que las distancias medidas deben estar libres de opacidad cósmica [27]. La estructura del documento es la siguiente. En la Secta. 2 introducimos la distancia de diámetro angular y la distancia de retardo de tiempo, respectivamente. También presentamos el catálogo simulado de los potentes sistemas de lentes. En la Secta. 3 introducimos el método para calibrar SNe Ia con o sin la consideración de opacidad cósmica. En la Secta. 4 presentamos nuestro análisis y resultados. Finalmente, resumimos nuestro trabajo en la Secta. 5.


Ver transmisión web en vivo: Space Warps

¿Quieres unirte a la búsqueda de nuevas galaxias? Durante un Hangout especial de G + hoy, 5 de junio, un equipo de astrónomos compartirá cómo puede ayudarlos a encontrar galaxias débiles y distantes al unirse a una búsqueda que ellos & # 8217 han llamado "Space Warps". Este es un nuevo proyecto del Zooniverse. El equipo de astrónomos discutirá las lentes gravitacionales, un extraño fenómeno que en realidad nos permite ver una galaxia muy lejana y de otra manera oculta por cúmulos de galaxias frente a ellos. También responderán a sus preguntas sobre su búsqueda en curso de galaxias distantes, lo que esto revela sobre el cosmos y cómo los astrónomos están comenzando a completar nuestra imagen del universo.

Puede mirar en la ventana a continuación, y el webcast comienza a las 21:00 UTC (2:00 p.m. PDT, 5:00 p.m. EDT). Puede participar en este Hangout de Google+ en vivo y recibir respuestas a sus preguntas enviándolas antes o durante el webcast. Envíe sus preguntas por correo electrónico a [email & # 160protected] o envíe un mensaje en Twitter con el hashtag #KavliAstro.

Si te lo pierdes en vivo, también puedes ver la repetición a continuación.

Los participantes:
• ANUPREETA MORE es co-investigadora principal de Space Warps y becaria postdoctoral en el Instituto Kavli de Física y Matemáticas del Universo de la Universidad de Tokio.
• PHILIP MARSHALL es investigador del Instituto Kavli de Astrofísica y Cosmología de Partículas de la Universidad de Stanford y SLAC.
• ARFON SMITH es Director de Ciencia Ciudadana en el Planetario Adler en Chicago y Líder Técnico de Zooniverse (www.zooniverse.org).

También puede obtener más información en la Fundación Kavli y visitar el sitio web de Space Warps aquí.


Un Universo casi perfecto: el lanzamiento de Planck 2013 (II)

En el astrobito de hoy & # 8217s, continuamos con nuestra descripción general de los artículos desde el primer Planck liberación de datos. Nuestro primer astrobito cubrió dos de estos artículos: una descripción general de la publicación de datos completa (Documento I) y el Documento XXIV, que discutió la evidencia de la no gaussianidad en los datos. Esta vez, revisamos los artículos XVII y XXIII, que discuten la lente gravitacional débil del Fondo Cósmico de Microondas (CMB) y la isotropía del Universo en el momento en que se emitió esta radiación de fondo.

Si acaba de sintonizar, debe saber que el Planck satélite ha estado observando el cielo y midiendo las fluctuaciones de temperatura del CMB con una precisión exquisita. Las correlaciones de esas fluctuaciones nos dan información sobre los parámetros cosmológicos que determinan la evolución del Universo. Es posible que esté familiarizado con experimentos anteriores, como COBE o WMAP, o con experimentos que sondean escalas más pequeñas, como ACT o SPT. Planck tiene una mayor resolución y sensibilidad en comparación con WMAP, y observa en 9 bandas en lugar de solo 5. Si desea leer más sobre Planck, esta es la página oficial, y esta es la lista de trabajos presentados como parte del lanzamiento de 2013.

La trayectoria de los fotones se ve alterada por la presencia de materia. Si mira el CMB en una dirección determinada en el cielo, lo más probable es que la luz no provenga originalmente de esa dirección. Vino de otra dirección, no muy lejos (

2 minutos de arco), y fue desviado en su camino hacia nosotros por la estructura a gran escala que interviene. Este efecto se conoce como lente gravitacional débil, y lo hemos discutido ampliamente en este astrobito, este y este. El tema de este artículo es la lente del CMB medida por Planck. Discutimos medidas anteriores de lentes CMB en este astrobito.

El mapa del norte del potencial de lente reconstruido, mapeando la materia total a lo largo de la línea de visión del CMB. Adaptado de la Figura 8 del Planck Colaboración XVII ponencia.

Mientras que el CMB representa nuestro Universo cuando tenía unos 380.000 años, la lente del CMB es causada por la materia que interviene y, por lo tanto, nos permite recuperar información sobre la evolución del Universo. Observacionalmente, causa una correlación entre la temperatura en el cielo y su gradiente, o qué tan rápido cambia la temperatura de un lugar a otro. Al medir esta correlación, se puede reconstruir el & # 8220 potencial de lente & # 8221, que está relacionado con la masa total a lo largo de la línea de visión y que mostramos en la figura de la derecha. Recuperar esta información no es nada sencillo, hay que eliminar las fuentes de contaminación: la Vía Láctea, galaxias cercanas extendidas, cúmulos completos de galaxias sujetas al efecto Sunyaev-Zeldovich, polvo, etc. Tener varias bandas en las que Planck mide el CMB (100, 143 y 217 GHz) ayuda a eliminar la sistemática y los sesgos, ya que uno debe asegurarse de que los resultados en todas las bandas sean consistentes.

El espectro de potencia de lente, las variaciones correlacionadas del potencial de lente en función de la escala, también se pueden medir, y lo mostramos en la siguiente figura. Si bien los experimentos anteriores ya habían detectado este efecto en el CMB, Planck lo ha medido a un nivel más alto de señal a ruido, lo que le permite ser utilizado como fuente de información cosmológica. A escalas intermedias, el espectro de potencia es consistente con la expectativa de un modelo Lambda-CDM construido sin el espectro de potencia de lente. Esto no es trivial: la información que tenemos del Universo cuando tenía 380.000 años logra predecir cómo será el Universo mucho más tarde.

El espectro de potencia de la lente CMB medido por Planck en 3 bandas diferentes y combinando las bandas de menor ruido, 143 y 217 GHz (MV). Adaptado de la Fig 10 en el Planck Colaboración XVII ponencia. El eje x es el multipolo de lentes, L. La L pequeña corresponde a grandes separaciones en el cielo. Las & # 8220 escalas intermedias & # 8221 citadas en el texto corresponden a 40 & ltL & lt400.

¿Qué aprendemos de la lente CMB? Su poder es que eleva (parcialmente) algunas degeneraciones entre parámetros cosmológicos. Una degeneración es cuando no podemos medir dos o más parámetros por separado, pero uno los mide en una combinación particular. Además, la aplicación de lentes distorsiona el espectro de potencia de anisotropía de temperatura, sobre todo suavizando los picos acústicos. Por lo tanto, al intentar determinar los parámetros cosmológicos, es mejor tener en cuenta la lente. Por ejemplo, el uso de lentes ayuda a determinar si el Universo es plano, da evidencia de la existencia de energía oscura. sólo del CMB, es crucial para la detección del efecto Sachs-Wolfe integrado (el tema de este otro Planck papel) y da información sobre la conexión entre materia luminosa y oscura.

Quedan algunas preguntas abiertas. Existe cierta tensión entre los parámetros del modelo Lambda-CDM inferidos de los datos de temperatura y polarización y el espectro de potencia de lente a escalas muy pequeñas y muy grandes que podría deberse a la sistemática. Las limitaciones sobre las masas de neutrinos al agregar lentes también son desconcertantes y es probable que se revisen en el próximo Planck lanzamiento. Considerándolo todo, Planck ha demostrado que hay una gran cantidad de información en las lentes CMB que apenas está comenzando a explorarse.

Hasta ahora, hemos visto en estos Planck datos de que nuestro Universo tiene más materia oscura de lo que nos dimos cuenta, se está expandiendo más lentamente de lo que pensamos (y por lo tanto es un poco más antiguo), y finalmente que aparecen las fluctuaciones de temperatura en el CMB (y por lo tanto las fluctuaciones de densidad iniciales en el Universo) para variar de una manera gaussiana. Pero, ¿estas fluctuaciones parecen iguales en todas las direcciones, en todas las escalas espaciales probadas por Planck? Sorprendentemente, la respuesta parece ser no.

¿Por qué es esto tan sorprendente? Bueno, existe esta idea llamada principio cosmológico, que establece que dondequiera que vayas, el Universo a gran escala es exactamente el mismo (es homogéneo) en todas las direcciones que mires (también es isotrópico). Esto puede parecer un problema, ya que actualmente, o hace 380.000 años, cuando se emitió la radiación CMB, las partes del Universo están tan separadas que nunca deberían haber estado conectadas causalmente (la luz de un & # 8216end of the Universe & # 8217 no puede alcanzar el otro extremo en el Universo & # 8217s vida) y no debería & # 8216 saber & # 8217 acerca de las condiciones en otras partes del Universo. Afortunadamente, la inflación nos salva el día y nos dice que si el Universo se disparó en tamaño muy temprano, todo lo que vemos (lo que comenzó como fluctuaciones cuánticas, creció hasta convertirse en las variaciones de temperatura observadas en el CMB y eventualmente se convierte en enormes cúmulos de galaxias) una época en la que todo estaba mucho más cerca y conectado causalmente. Por lo tanto, está bien que el Universo en el momento del CMB se vea EXACTAMENTE igual & # 8212 la misma temperatura, las fluctuaciones de temperatura del mismo tamaño & # 8211 en todas las direcciones que mires. Excepto que ahora Planck nos está diciendo que el Universo en ese entonces NO se ve igual en todas las direcciones. Que esta pasando.

En primer lugar, esta idea no es nueva. Los resultados de WMAP ya indicaron varias desviaciones potenciales de la isotropía, como un punto anormalmente frío, sin embargo, el nuevo Planck Los resultados son una fuerte confirmación de esta anisotropía.

En particular, estos hallazgos muestran que si divide el mapa CMB en dos hemisferios a lo largo de un eje determinado, hay más potencia en un hemisferio en comparación con el otro (el tamaño o la amplitud de las fluctuaciones de temperatura es mayor), como puede ver en el espectro de potencia en el panel superior de la figura siguiente. Esto parece ser cierto en todas las escalas espaciales / angulares: básicamente, no importa cómo pueda suavizar el mapa, las fluctuaciones en una mitad seguirían pareciendo más grandes que en la otra. Sin embargo, la diferencia de potencia es especialmente notable para las fluctuaciones en las escalas más grandes (los multipolos más bajos o los más pequeños l en el espectro de potencia), como se puede ver en el panel inferior de la siguiente figura. En pocas palabras: la mitad de la Planck cielo & # 8211 y así posiblemente, la mitad de nuestro Universo! & # 8212 no se parece al otro.

Panel superior: El espectro de potencia del CMB, dividido en dos hemisferios (positivo y negativo). El eje x muestra la frecuencia angular (las pequeñas frecuencias angulares corresponden a grandes escalas espaciales) y el eje y es la potencia, o la amplitud de las fluctuaciones de temperatura en cada escala espacial. Para esta elección de hemisferios, la potencia en el hemisferio positivo es mayor que la potencia en el hemisferio negativo, en todas las escalas espaciales. Esto es especialmente evidente en las escalas espaciales más grandes (l pequeña). Panel inferior: el eje y es ahora la diferencia de potencia entre los hemisferios positivo y negativo, lo que ilustra más claramente que hay un exceso de potencia (las fluctuaciones de temperatura son más fuertes) en el hemisferio positivo, particularmente en las escalas más grandes.

Este artículo especula brevemente sobre qué podría dar lugar a esta anisotropía. La contaminación por emisión CONOCIDA en nuestra galaxia y nuestro sistema solar está descartada, pero aún es posible que este resultado sea un artefacto local (tal vez una emisión difusa del sistema solar, o incluso contaminación del universo local por debajo de un corrimiento al rojo de 3), y no es una característica cosmológica. Sin embargo, si la anisotropía observada es de hecho una propiedad del Universo en el que vivimos, entonces es posible que sea necesario revisar teorías como la inflación (que debería dar lugar al Universo perfectamente isotrópico que DON & # 8217T vemos).


Se ha descubierto un planeta rebelde de masa terrestre flotando libremente en la Vía Láctea sin una estrella

Si un sistema solar es una familia, algunos planetas se van de casa antes de tiempo. Si quieren o no. Una vez que han abandonado el abrazo gravitacional de su familia, están prácticamente destinados a vagar por el espacio interestelar para siempre, sin ataduras a ninguna estrella.

A los astrónomos les gusta llamar a estos vagabundos & # 8220 planetas rebeldes & # 8221 y están mejorando en su búsqueda. Un equipo de astrónomos ha encontrado uno de estos pícaros a la deriva que tiene aproximadamente la misma masa que Marte o la Tierra.


Poder de la lente

Von Eshleman de Stanford fue probablemente el primero en pensar en usar las propiedades de lente de la masa para hacer ciencia en la distancia de lente y más allá, aunque Frank Drake y otros han reflexionado sobre las posibilidades de aumentar la recepción en la línea de hidrógeno (1420 MHz), la famosa ' abrevadero 'para las comunicaciones interestelares. Pero la mayoría de los lectores también estarán familiarizados con los estudios astronómicos que se han realizado utilizando lentes de objetos distantes. Una galaxia ubicada detrás de una galaxia intermedia puede revelarse por la curvatura de su luz, otra forma de decir que la masa da forma al espacio-tiempo y # 8212 la luz sigue siguiendo la ruta más corta posible.

De manera similar, la luz de un objeto directamente detrás del Sol puede ser "doblada" por la masa del Sol, convergiendo en el foco gravitacional a unas 550 AU hacia afuera. Esto puede llevar a conceptos erróneos, especialmente a la idea de que tenemos que llevar una nave espacial a una distancia específica y luego detenernos allí para aprovechar el efecto. No es así & # 8212 no hay un "punto" focal aquí, sino una línea focal. A medida que avanzamos y pasamos 550 AU, aprovechamos el hecho de que la línea focal se extiende hasta el infinito. Los efectos coronales del Sol disminuyen a medida que continuamos viajando y tenemos la oportunidad de hacer observaciones del objeto al otro lado de nuestra estrella.

Imagen: Claudio Maccone en el vestíbulo del hotel la noche antes de que comenzara la conferencia Breakthrough Discuss. Esa es Denise Herzing (Florida Atlantic University) a la izquierda.

Una constelación funcional de naves espaciales FOCAL podría ser fundamental para el éxito de una misión de sobrevuelo rápido como Breakthrough Starshot. Queremos saber tanto como sea posible sobre lo que hay alrededor de Alpha Centauri antes de enviar nuestras primeras sondas. Una infraestructura que puede empujar una pequeña vela al 20 por ciento de la velocidad de la luz nos lleva a la lente gravitacional en cuestión de días. Cada nave espacial que entrega puede realizar observaciones continuas a medida que se aleja del Sol en la dirección opuesta al sistema Alpha Centauri.

Hablando ante Maccone en la reunión Breakthrough Discuss, Slava Turyshev (Caltech) señaló que la ganancia de radiación óptica a través de una misión FOCAL es 10 11, una ganancia que oscila pero aumenta a medida que se aleja de la lente. Esto nos da la oportunidad de considerar la obtención de imágenes de varios píxeles de exoplanetas antes de que les enviemos misiones. Lou Friedman, cuya experiencia navegando en el JPL incluyó un estudio de una posible misión de navegación al cometa Halley, habló de una misión FOCAL como "un precursor interestelar de Starshot u otros destinos más allá del Sistema Solar". En este momento estamos haciendo una lluvia de ideas ”, agregó. "Estamos estudiando los requisitos de las naves espaciales para volar dentro del 'anillo de Einstein' y realizar las maniobras necesarias".

Mencioné a Von Eshleman anteriormente & # 8212 fue el primero en sugerir el uso de la lente gravitacional para fines de comunicación en un artículo de 1979, y como señaló Slava Turyshev, aquí fue donde realmente nació la aplicación práctica de la Relatividad General para las misiones espaciales. Pero ha sido Claudio Maccone quien desarrolló estas ideas en una serie de artículos recientes, señalando que las comunicaciones láser están profundamente comprometidas a distancias interestelares debido a problemas de precisión de apuntado y la necesidad de niveles de potencia mucho más allá de lo que podríamos esperar de un StarChip.


Masas de cúmulos de galaxias a partir de lentes gravitacionales

A pesar del progreso constante en las simulaciones numéricas, las propiedades observables de los cúmulos de galaxias son difíciles de predecir ab initio. Por tanto, es importante comparar los resultados teóricos y observacionales con una medida directa de la masa del cúmulo. Esto se puede hacer midiendo los efectos de lente gravitacional causados ​​por la curvatura de la luz por la distribución de masa del cúmulo. En esta revisión, discutimos cómo se puede utilizar este fenómeno para determinar las masas de los conglomerados y estudiar la distribución de masas en sí. A medida que aumentan los tamaños de muestra, la precisión de las estimaciones de la masa de lentes débiles debe mejorar en consecuencia. Discutimos los principales aspectos prácticos de estas medidas. Revisamos una serie de aplicaciones y destacamos algunos resultados recientes.

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Sesiones paralelas

Acreción

Procesos MHD cerca de objetos compactos

Presidente: Sergey Moiseenko

El tema de la sesión paralela incluye diferentes procesos en campos gravitacionales fuertes, donde el campo magnético y las propiedades del plasma juegan un papel importante, e incluso decisivo. Incluye procesos magneto-rotacionales en supernovas y remanentes de supernovas, procesos de chorros y estallidos de rayos gamma que tienen lugar cerca de los púlsares, estructura de inestabilidad magnetorrotacional y dinámica de los discos de acreción dentro de la ergosfera, y cerca de la última órbita estable del agujero negro de Kerr. lentes de gravitación en plasma, etc.

Discos y chorros de acreción

Presidentes: Audrey Trova y Shokoufe Faraji

Los discos de acreción son los sistemas que se acercan más a los objetos compactos y son sistemas ideales para explorar el régimen de gravedad fuerte y no lineal. Se espera el tema rector de esta sesión paralela, pero no se limita a: modelado teórico y numérico del proceso de acreción en el campo gravitacional fuerte y fenómenos relacionados, turbulencia y viscosidad relativistas, discos y chorros de acreción, la evolución de los discos de acreción y modelado de discos de acreción en varias teorías de la gravedad.

Núcleos galácticos activos

El agujero negro en M87

Presidentes: Brian Punsly y Jorge Rueda

El Event Horizon Telescope (EHT) ha aumentado el interés en el agujero negro en M87. Esta sesión tiene como objetivo explorar el origen del anillo de emisión a 230 GHz que fue detectado por EHT. Se presta especial interés al modelado de baja densidad no MHD de la región adyacente al horizonte de sucesos. Los temas de interés principal son la reconexión magnética y la posible acumulación en este límite, así como el lanzamiento de un jet. La alta emisión de energía de esta región es una posibilidad importante. La sesión también invitará a la discusión de las imágenes de alta resolución más recientes del jet (a una longitud de onda de 3 mm).

Aprendizaje automático en astronomía: AGN, eventos transitorios, cosmología y otros

Presidentes: Rahim Moradi y Yu Wang

En los últimos años, el aprendizaje automático (ML) y el aprendizaje profundo (DL) se han vuelto cada vez más populares en astronomía y astrofísica. Los avances de los detectores de observación han llevado al inmenso crecimiento de datos astronómicos. La riqueza de los datos ha brindado nuevas oportunidades para los descubrimientos científicos, donde los astrónomos desarrollan herramientas e interfaces inteligentes para manejar conjuntos de datos y extraer información novedosa. DL / ML tiene como objetivo buscar y reconocer, mediante el procedimiento de optimización, todas las características y patrones comunes disponibles en los datos, lo que a su vez ayuda a acelerar la simulación, promover la observación e inferir la física. Los ML / DL se han utilizado ampliamente para una variedad de tareas, incluida la clasificación de galaxias, la evaluación del desplazamiento al rojo, la estimación de parámetros atmosféricos estelares, la estructura a gran escala y la simulación de materia oscura, la identificación de fuentes de reionización, la detección de fuentes transitorias, la discriminación de lentes gravitacionales y la discriminación cósmica. Fondo de microondas en pintura.

Observaciones de múltiples longitudes de onda y múltiples mensajeros de núcleos galácticos activos

Presidentes: Paolo Giommi y Narek Sahakyan

Esta sesión paralela se centrará en las observaciones de múltiples longitudes de onda y múltiples mensajeros de núcleos galácticos activos en chorro (AGN), que son las fuentes persistentes de radiación más poderosas del Universo. Los blazares, la subclase más extrema de AGN que tiene chorros que se mueven relativistamente hacia el observador, se caracterizan por una emisión no térmica altamente variable en todo el espectro electromagnético, desde radio hasta bandas de rayos gamma de muy alta energía. Las observaciones de longitudes de onda múltiples de blazares y las interpretaciones teóricas de los resultados permiten estudiar la física de los flujos relativistas en condiciones extremas, así como sondear la condición física del plasma en el chorro. La reciente asociación de un neutrino de muy alta energía, IceCube-170922A, con un blazar llameante, TXS 0506 + 056, abrió una nueva era para la investigación de aviones, proporcionando una oportunidad sin precedentes para combinar información de diferentes mensajeros para investigar problemas de larga data en la física de los aviones. . Se presentará y discutirá el reciente progreso en las observaciones de blazares con múltiples longitudes de onda y múltiples mensajeros.

Teorías alternativas

Teorías extendidas de la gravedad y la cosmología cuántica

Presidente: Yi-Fu Cai

La comprensión actual de la gravitación se basa en la teoría clásica de la relatividad general de Albert Einstein. Si bien el estudio de las ondas gravitacionales en los últimos años ha traído un tremendo éxito a la Relatividad General clásica, esta descripción es incompleta cuando se describen varios fenómenos como la singularidad y el horizonte de eventos de un agujero negro, el origen del universo, la comprensión fundamental de la energía oscura. , etc. Frente a esos problemas conceptuales en nuestro universo, existe una demanda creciente para el estudio de las teorías extendidas de la gravedad y la cosmología cuántica. En esta sesión paralela, invitamos a los investigadores a prestar atención a los temas antes mencionados y damos la bienvenida a las charlas orales para informar sobre su avance en el último estudio.

Problemas matemáticos de la física relativista: clásica y cuántica

Presidentes: A. Shadi Tahvildar-Zadeh y Michael Kiessling

Examinaremos los avances recientes en el análisis matemático de los fenómenos relativistas y semi-relativistas, que incluyen:
1. Evolución clásica y cuántica conjunta de partículas y campos puntuales cargados en relatividad especial y general
2. Ecuación de Dirac sobre el espacio-tiempo de fondo electromagnético
3. Ecuación de Schroedinger-Newton y estrellas bosónicas
4. Interacción de sistemas de fotones y electrones en el formalismo de múltiples tiempos de Dirac
5. El estado fundamental del positronio como un bosón de espín cero ultraligero y su aplicación al rompecabezas de la materia oscura
6. Fundamentos algebraicos de división del modelo estándar de partículas elementales.

Agujeros de gusano, condiciones energéticas y máquinas del tiempo

Moderadores: Francisco Lobo y Diego Rubiera-García

La Teoría General de la Relatividad ha sido una teoría extremadamente exitosa, con una base experimental bien establecida, al menos para campos gravitacionales débiles. Sus predicciones van desde la existencia de agujeros negros, radiación gravitacional hasta los modelos cosmológicos, prediciendo un comienzo primordial, a saber, el big-bang. Todas estas soluciones se han obtenido considerando primero una distribución plausible de la materia y, mediante la ecuación de campo de Einstein, se determina la métrica espaciotemporal de la geometría. Sin embargo, se puede resolver la ecuación de campo de Einstein en la dirección inversa, es decir, primero se considera una métrica espaciotemporal interesante y exótica, luego se encuentra la fuente de materia responsable de la geometría respectiva. De esta manera, se encontró que algunas de estas soluciones poseen una propiedad peculiar, a saber, "materia exótica", que involucra un tensor de tensión-energía que viola la condición de energía nula. Estas geometrías también permiten curvas cerradas en forma de tiempo, con las respectivas violaciones de causalidad. Estas soluciones son principalmente útiles como 'experimentos gedanken' y como una prueba teórica de los fundamentos de la relatividad general, e incluyen agujeros de gusano atravesables y espaciotiempo superlumínico de 'impulsos warp'. En esta sesión paralela, además de explorar extensivamente características interesantes, en particular, las propiedades físicas y las características de estos 'exóticos espaciotiempos', también exploramos otras geometrías relativistas generales no triviales que generan curvas cerradas en forma de tiempo.

Teorías de la gravedad: alternativas a los modelos estándar cosmológico y de partículas

Presidentes: Stefano Bellucci y Orlando Luongo

En el modelo estándar de cosmología, el modelo ΛCDM basado en la relatividad general de Einstein, la energía oscura se introduce completamente ad hoc para explicar la aceleración actual del universo. El modelo requiere también la introducción de materia oscura que domina (con mucho) la materia bariónica ordinaria pero que aún no ha sido detectada en el laboratorio, y adolece de problemas astrofísicos. La modificación de la gravedad es una alternativa posible, y muchas de estas propuestas se han presentado en los últimos años. Asimismo, el modelo estándar de física de partículas es incapaz de incorporar toda la fenomenología de partículas actual y los candidatos a materia oscura propuestos.
La cosmología y la física de partículas se unen en el universo temprano y, sorprendentemente, también en las teorías y modelos del universo actual en aceleración. Esta sesión está formulada en un marco amplio para incluir varios temas relacionados con estos problemas, y abarca teorías alternativas de la gravedad y cosmología, alternativas al modelo ΛCDM, teoría cuántica de campos aplicada a la gravedad, extensiones del modelo estándar de física de partículas y oscuridad. energía y materia oscura desde el punto de vista de la física de partículas. Esta sesión representa la interacción y los esfuerzos por igualar la física de partículas y la cosmología, haciendo especial hincapié en el papel desempeñado por la teoría de campos cuánticos de partículas en el universo temprano y tardío.

Gravedad conformal de Dilaton y cuestiones relacionadas

Presidente: Reinoud Jan Slagter

En las proximidades del horizonte de un agujero negro, la curvatura será enorme, por lo que los efectos cuánticos serán importantes. Se hicieron muchos intentos para construir un modelo de gravedad cuántica renormalizable y unitario. Por ejemplo, la teoría del campo efectivo, donde uno ignora lo que está sucediendo a alta energía, o los modelos de gravedad modificados, donde uno pierde la unitaridad. Además, al igual que en el modelo estándar, se necesitan términos de fijación de indicadores, así como campos fantasma. Sin embargo, existe una ruta prometedora para abordar estos problemas que surgen en la gravedad cuántica. Este modelo, conformal dilaton gravity, fue iniciado por 't Hooft. Se conjetura que la invariancia conforme es una simetría exacta y se rompe espontáneamente, comparable con el mecanismo de Higgs. Uno escribe el espacio-tiempo como g = omega ^ 2.g ', donde omega es el campo de dilatón, para ser manejado en pie de igualdad como el campo de Higgs y g'el espacio-tiempo "no físico". Al construir una acción efectiva, primero se integra sobre omega y luego sobre los campos de materia y g '. Para superar los problemas de unitaridad, el observador entrante y los observadores externos experimentan diferentes omega, i. p. ej., escalas en las que los efectos cuánticos se vuelven importantes.De hecho, el dilatón es localmente inobservable. Se fija cuando se elige el espacio-tiempo global y el sistema de coordenadas. La complementariedad de la radiación de Hawking en el espacio-tiempo del agujero negro, puede reformularse en conexión con la paradoja de la información. Otra pregunta que surgirá para discusión: ¿Cómo transmitirán las partículas la información que transportan al cruzar el horizonte? ¿Son estados puros o estados mixtos? ¿Cuáles son los microestados de un agujero negro? ¿No hay un interior por un mapa antípoda?
En esta sesión paralela, se pueden presentar todos los temas mencionados anteriormente.

Gravedad Horava-Lifshitz

Presidente: Anzhong Wang

Esta sección se centrará en los aspectos clásicos y cuánticos de la gravedad de Horava-Lifshitz y algunas teorías gravitacionales relacionadas, como la teoría del éter de Einstein y la gravedad kronométrica, así como sus aplicaciones a la cosmología y la astrofísica.

Modelos libres de fantasmas de gravedad modificada: gravedad masiva, teorías de Horndeski y DHOST, otros modelos relacionados con sus propiedades y soluciones.

Presidentes: Dmitry Gal’tsov y Michael Volkov

Esta sección se centrará en los aspectos teóricos de varios modelos de gravedad modificada que están libres de grados de libertad fantasmales no físicos con una norma negativa. Los ejemplos bien conocidos son las teorías de la gravedad masiva y la bigravedad sin fantasmas, que están libres del fantasma Boulware-Deser. Relacionados con ellos están los modelos de Galileon y, de manera más general, las teorías de Horndeski y DHOST libres del fantasma de Ostrogradsky. Otros ejemplos son proporcionados por la teoría de la gravedad no local, etc. Todas estas teorías son interesantes desde el punto de vista puramente teórico y pueden proporcionar una descripción de la Energía Oscura y / o Materia Oscura. Se pueden discutir sus diversos aspectos, como por ejemplo su formulación hamiltoniana y las limitaciones de la estructura causal y las dualidades y soluciones disformales del problema de Cauchy: cosmologías, agujeros negros, objetos ultracompactos, limitaciones de la observación, aspectos cuánticos, etc.

Agujeros negros: teoría y observaciones / experimentos

Estudios teóricos y observacionales de agujeros negros astrofísicos

Presidente: Alexander Zakharov

La sesión está dedicada a estudios teóricos y observacionales de los agujeros negros astrofísicos. La sesión incluirá discusiones de modelos teóricos para soluciones de agujeros negros existentes en GR y en teorías alternativas de la gravedad. Se discutirán los fuertes efectos de la gravedad y las oportunidades para probar predicciones teóricas con instalaciones de observación actuales y futuras como Keck, VLT (GRAVITY), The Event Horizon Telescope, JWST, E-ELT y TMT. El objetivo principal de la sesión es establecer una interacción efectiva entre observadores y teóricos que trabajan en la astrofísica de los agujeros negros para probar la GR en un fuerte límite de campo gravitacional y restringir las teorías alternativas de la gravedad con observaciones actuales y futuras de los agujeros negros astrofísicos.

Termodinámica del agujero negro

Moderador: Hernando Quevedo

Esta sesión paralela estará dedicada a los aspectos físicos y matemáticos de la termodinámica de los agujeros negros. Los temas de interés incluyen, entre otros, diferentes definiciones de entropía, ecuaciones fundamentales, leyes y variables termodinámicas, transiciones de fase, espacio de fase extendido, propiedades de estabilidad y coeficientes críticos de agujeros negros en cualquier dimensión. La sesión cubrirá también el desarrollo y aplicación de diferentes métodos analíticos y geométricos en el estudio de la termodinámica de los agujeros negros.

Agujeros negros en teorías alternativas de la gravedad

Presidente: Jutta Kunz

Los agujeros negros son excelentes sondas para estudiar campos gravitacionales fuertes y, por lo tanto, para probar la teoría de la relatividad general de Einstein y sus contendientes comparando sus predicciones con observaciones. Las teorías alternativas de la gravedad pueden conducir a características distintivas de los agujeros negros, que incluyen sus multipolos, modos cuasi normales o sombras.

Explorando la brecha de masa del agujero negro

Presidente: Grant Mathews

Se cree que el par de supernova de inestabilidad masiva impide la formación de agujeros negros en el rango de 50-120 masas solares. Sin embargo, detecciones recientes sugieren la existencia de agujeros negros con masas dentro de la "brecha de masas". Ha surgido una ráfaga de ideas para explicar la existencia de agujeros negros en la brecha de masa. Esta sesión incluirá charlas que resuman varios enfoques a este dilema.

Radioastronomía desde el espacio

Presidentes: Yuri Kovalev y Michael Johnson

Durante el siglo pasado, la radioastronomía ha jugado un papel central en los estudios experimentales de la relatividad general. Los hitos clave incluyen la medición del retardo de tiempo de Shapiro, el descubrimiento de la radiación de fondo cósmica, la detección de ondas gravitacionales usando púlsares binarios, el descubrimiento del movimiento superluminal en los quásares y la primera imagen de un agujero negro usando el EHT. La radioastronomía en el espacio ofrece ventajas clave: WMAP y Planck revolucionaron la cosmología observacional moderna, mientras que VSOP y RadioAstron lograron la resolución más nítida en la historia de la astronomía.
Esta sesión paralela estará dedicada a los resultados y planes recientes para futuras misiones espaciales que se dirijan a los avances en la relatividad experimental utilizando observaciones de radio. Los planes incluyen estudios de alta resolución de los agujeros negros supermasivos Sgr A y M87 utilizando un EHT mejorado en el espacio, y estudios cosmológicos utilizando radiotelescopios lunares de longitud de onda ultralarga.

Binarios

Eventos explosivos asociados con fusiones binarias de objetos compactos

Presidentes: Chris Belczynski y Jorge Rueda

Las fusiones de objetos compactos dobles involucran los objetos más densos en las estrellas de neutrones (NS) y los agujeros negros (BH) del Universo. Su radiación electromagnética (EM) se observa de forma rutinaria en ráfagas cortas de rayos gamma, en los rayos X, así como en el óptico / IR a través de sus kilonovas asociadas. Recientemente, las fusiones BH-BH / BH-NS / NS-NS también se detectan de forma rutinaria en ondas gravitacionales por LIGO / Virgo.

Esta sesión estará dedicada a cualquier fenómeno que pueda producir señales observables, EM o no EM, para fusionar (en cualquier configuración) estrellas de neutrones y agujeros negros. Junto con los mecanismos estándar (como los que operan en ráfagas cortas de rayos gamma o kilonovas), alentamos la discusión de otras propuestas desafiantes y / o exóticas para la detección de estas fuentes por otros medios aún no considerados, incluidas posibles misiones de observación futuras capaces de detectar ellos.

Se alienta a que se discutan otras preguntas relacionadas en esta sesión. ¿Las fusiones BH-BH producen contrapartes de EM? ¿Es esta población de binarios de fusión BH-BH compatible con nuestro conocimiento astrofísico previamente adquirido? ¿Se espera que las fusiones BH-NS vayan acompañadas de kilonovas? ¿Hemos observado alguna fusión BH-NS en ráfagas cortas de rayos gamma? ¿Tenemos alguna posibilidad de detectar neutrinos de fusiones NS-NS / BH-NS? ¿Cuáles son los sitios de formación de binarios de fusión de objetos compactos?

Correcciones post-Newtonianas y post-Minkowskianas para sistemas gravitantes binarios

Presidente: Johannes Bluemlein

Se revisan los desarrollos recientes sobre los resultados analíticos en el campo de las correcciones post-Newtonianas y post-Minkowskianas para sistemas gravitantes binarios sin espín. Son de importancia para una comprensión más refinada de las señales de ondas gravitacionales en la fase inspiradora.

Estudios multicanal de estrellas relativistas no estacionarias

Presidente: Vladimir Lipunov

Esta sesión se centrará en las observaciones y predicciones de múltiples mensajeros de eventos catastróficos cerca de estrellas relativistas: estrellas de neutrones, agujeros negros estelares y supermasivos.
Hablaremos de nuevas observaciones y modelos operacionales multicanal en los que nacen nuevas ciencias: astronomía de ondas gravitacionales (fusiones de estrellas de neutrones y agujeros negros), astronomía de neutrinos extragalácticos (blazares y neutrinos de alta energía), radioastronomía transitoria (Magnetars, Fast Ráfagas de radio, repetidores de gamma suave) y así sucesivamente.

Estrellas bosones

Campos escalares en cosmología

Moderadores: Carlos Herdeiro y Alfredo Macias

En los últimos años, el campo escalar se está convirtiendo en un interesante campo de estudio en Cosmología y Astrofísica. Aparece en la formulación de muchos fenómenos en las teorías gravitacionales. Los campos escalares ocurren en toda la física, como campos cuánticos de espín cero. Un campo escalar siempre está presente en el contexto de la hipótesis del gran número de Dirac y también en todas las teorías del campo unificado aparece como un posible tipo de materia, es decir, como dilatons y como inflatons en los períodos tempranos del Universo, como un candidato para describir la naturaleza de la materia oscura, y como posibles condensados ​​de Bose-Einstein. El propósito de esta sesión es discutir diferentes sistemas bosónicos, campos escalares, que aparecen en Cosmología y Astrofísica.

Fondo de microondas cósmico

Fondos cósmicos de la radio al infrarrojo lejano

Presidente: Carlo Burigana

Esta sesión paralela se centrará en la interpretación y las perspectivas de la cosmología y la astrofísica provenientes de fondos cósmicos desde la radio hasta el IR lejano, tanto en temperatura como en polarización.
Los últimos resultados de la misión Planck se han presentado recientemente, mientras que nuevos experimentos suborbitales están investigando anisotropías de polarización CMB y buscando ondas gravitacionales primordiales, y se prevén o están en estudio futuras misiones CMB de diferentes escalas. El dominio sub-mm / infrarrojo lejano, crucial para la mitigación de primer plano de alta frecuencia, permite estudiar una serie de temas de cosmología astrofísica,
incluidas las primeras etapas de la formación de estrellas y galaxias. Paralelamente, los proyectos de radio en curso y futuros prometen arrojar luz sobre la era del amanecer y la época de la reionización y proporcionar imágenes en 3D de la evolución del Universo.
Se anima a los autores de las charlas tanto invitadas como contribuidas a subrayar la conexión entre los resultados astrofísicos y cosmológicos.

Nuevos horizontes en cosmología con distorsiones espectrales CMB

Presidentes: Jens Chluba y Andrea Ravenni

El estudio del fondo cósmico de microondas (CMB) ha revolucionado la cosmología en su conjunto, otorgándonos una comprensión fina y cuantitativa de cómo funciona nuestro Universo. En los próximos años, la espectroscopia de precisión, posible con la tecnología existente, puede darnos acceso a una nueva dimensión en los estudios de CMB. Las mediciones de las pequeñas desviaciones del espectro de energía CMB de un cuerpo negro perfecto, llamadas distorsiones espectrales CMB (SD), ampliarán nuestra comprensión de la recombinación, la reionización y la formación de estructuras, así como la materia oscura y la física de partículas.
Esta sesión está destinada a trazar un camino desde la perspectiva experimental hasta nuevas investigaciones teóricas que pueden aprovechar al máximo las mediciones precisas de DE, reuniendo a expertos en teoría y observación. Desde el punto de vista experimental, nuestro objetivo es proporcionar una descripción general de los proyectos de observación que se están discutiendo actualmente, que van desde los terrestres hasta los lunares y espaciales, junto con una discusión sobre los desafíos que deberán enfrentarse y cómo abordarlos mejor. . Desde el punto de vista teórico, el programa incluirá charlas de repaso sobre el estado del arte de la ciencia DS, con especial atención a las nuevas direcciones que podrían proporcionar el punto de partida para nuevos estudios.

Estado de las tensiones H_0 y sigma_8: modelos teóricos y restricciones independientes del modelo

Moderadores: Joan Solà Peracaula y Adrià Gómez-Valent

Esta sesión se dedicará a estudiar la capacidad del modelo LCDM (el "modelo de concordancia" de la cosmología) para describir las observaciones cosmológicas modernas y compararlas con análisis independientes del modelo, así como con una variedad de marcos teóricos alternativos que se han propuesto para describir el mismo conjunto de observaciones. Entre los temas candentes que deberían discutirse en esta sesión tenemos p. Ej.
i) Las mediciones discordantes entre la determinación del parámetro de Hubble a partir de los datos de CMB (bajo el supuesto del LCDM) y las determinaciones de la escalera de distancia (independiente de la cosmología). También las mediciones de retardo de tiempo de cuásares con lentes fuertes y su estado actual
ii) El desajuste de larga data entre el fondo y los datos de formación de la estructura, en particular las tensiones sigma_8 y S_8, siendo ambas cantidades cuyos valores en el LCDM se predice que serán mayores de lo que se necesita para mejorar el ajuste de los datos de formación de la estructura obtenidos de Estudios de agrupamiento de galaxias y lentes débiles
iii) Posibles soluciones a las tensiones mencionadas a partir de modelos teóricos de diversa índole y
iv) La necesidad de analizar los datos de forma independiente del modelo.
También son necesarias discusiones sobre posibles efectos sistemáticos no contabilizados en los datos.

Mejora de los efectos de las perturbaciones primordiales: desde la formación de agujeros negros hasta las anomalías del CMB

Presidentes: Antonio Enea Romano y Krzysztof Turzynski

Hay varios fenómenos importantes asociados con la intensificación de la perturbación primordial, como la producción de agujeros negros primordiales (PBH) o modificaciones locales del espectro de fondo cósmico de microondas (CMB). Las consideraciones generales independientes del modelo sugieren dos mecanismos principales que pueden conducir a la mejora: una violación temporal de las condiciones de giro lento durante el inflado o la presencia de grandes perturbaciones primordiales no adiabáticas o anisotrópicas.
En esta sección, nos centraremos en los diferentes escenarios teóricos propuestos para producir la mejora de las perturbaciones, en sus efectos observacionales en PBH y CMB, y en las ventajas de adoptar un enfoque independiente del modelo. En el contexto de los PBH, se prestará especial atención a las simulaciones numéricas de la formación de PBH y a los efectos de la forma de los picos de perturbaciones. También invitamos a todas las demás ideas teóricas sobre la mejora de las perturbaciones primordiales y la producción de PBH que se originan en la dinámica inflacionaria o postinflacionaria.

Cuerdas cósmicas

Cuerdas cósmicas

Presidentes: Reinoud Jan Slagter y Batool Imtiaz

Las cuerdas cósmicas (CS) son defectos topológicos formados en la escala de ruptura de simetría GUT en el modelo de campo de calibre escalar de Einstein-U (1). Este modelo muestra un parecido sorprendente con la superconductividad y la solución de vórtice de flujo magnético cuantificado relativista de Nielsen-Oles. En el modelo estándar de física de partículas, este campo de calibre escalar es responsable de la simetría rota espontáneamente (mecanismo de Higgs). Entonces, se podría decir que este campo cuántico con el potencial del sombrero mexicano ha estado a la altura de su reputación. En el contexto cosmológico, las regiones confinadas del falso vacío del campo escalar forman un lugar de energía atrapada, es decir, un CS. La masa y la dimensión de un CS están determinadas en gran medida por la escala de energía a la que tiene lugar la transición de fase. Se cree que en el modelo FLRW se forma una red de cuerdas cósmica invariante en escala. Los límites de observación, sin embargo, predicen una contribución insignificante de los CS a las inhomogeneidades a gran escala, como la distribución angular en la radiación CMB. Surgió un interés renovado cuando se dio cuenta de que las CS podrían producirse dentro del marco de modelos cosmológicos inspirados en la teoría de supercuerdas, es decir, modelos de mundo de brana. Las GUT supersimétricas incluso pueden exigir la existencia de CS. Estos CS supermasivos podrían producirse cuando el universo experimentó transiciones de fase a energías mucho más altas que la escala GUT, por lo que su impacto gravitacional aumenta. Aunque todavía no se han encontrado pruebas de CS, estas CS supermasivas abren nuevas ventanas de observación.
En esta sesión paralela se pueden presentar temas relacionados con cuerdas cósmicas, como resultados de observación en CS, ondas gravitacionales y CS, soluciones de vórtices y TRB, cuerdas cósmicas y modelos de dimensiones superiores.

De cuerdas cósmicas a supercuerdas

Presidentes: Carlos Martins e Ivan Rybak

Las cuerdas cósmicas surgen naturalmente en muchas teorías propuestas de nueva física más allá del modelo estándar, incluidos los modelos de inflación inspirados en supercuerdas. En el último caso, las supercuerdas fundamentales pueden haberse estirado a escalas macroscópicas, conocidas como supercuerdas cósmicas. Si se observan, estos objetos proporcionan una ventana única al universo temprano. El progreso observacional reciente destaca cómo algunos de estos escenarios podrían restringirse, pero también muestran un cuello de botella en la falta de simulaciones de red precisas de alta resolución que se puedan usar como plantillas para un análisis estadístico sólido. Además, la mayoría de las simulaciones numéricas y el modelado analítico hasta ahora son para las cadenas cósmicas más simples, mientras que las realistas pueden tener una estructura interna no trivial, lo que implica que las restricciones actuales no son confiables para estos escenarios. Esta sesión discutirá los avances recientes en simulaciones numéricas y modelado analítico, con miras a obtener una evaluación más confiable de los roles cosmológicos de estas redes.

Energía oscura y estructura a gran escala

Energía oscura y el universo en aceleración

Presidentes: Alexei Starobinky y David Polarski

Esta sesión paralela estará dedicada al estudio de la naturaleza y las propiedades físicas de la Energía Oscura que produce la expansión acelerada observada del Universo actual. Cubrirá la reconstrucción fenomenológica de las propiedades de la energía oscura a partir de observaciones, así como la consideración de una amplia variedad de modelos y enfoques teóricos destinados a explicar los datos de observación existentes, incluidos los modelos de gravedad modificados, la energía oscura interactiva y otras extensiones.

Cosmografía con lentes gravitacionales

Presidentes: Claudio Grillo y Mimoza Hafizi

La lente gravitacional ha contribuido enormemente a nuestra comprensión del Universo en los últimos treinta años. El progreso en este campo ha sido extremadamente rápido, gracias a importantes avances tanto en la observación como en la teoría. Varios estudios recientes han demostrado que las lentes gravitacionales pueden proporcionar estimaciones precisas y precisas, independientes y complementarias a las de otras sondas, de la constante de Hubble y de la geometría del Universo. La gran cantidad de datos de los estudios actuales y futuros transformará la lente gravitacional en una herramienta alternativa fundamental para medir algunas de las cantidades cosmológicas más relevantes. Los análisis ya no serán estadísticamente limitados y podrían apuntar a una nueva física emocionante. Se necesitará un esfuerzo concertado entre observadores y teóricos para controlar la sistemática y cosechar las recompensas de los grandes conjuntos de datos de lentes gravitacionales.

Materia oscura

Interactuar con la materia oscura

Presidente: Nikolaos Mavromatos

La sesión está dedicada a la física de todos los posibles aspectos de la interacción de la materia oscura, incluidas las auto-interacciones de la materia oscura y sus consecuencias cosmológicas, o las interacciones de la materia oscura con la materia ordinaria y sus consecuencias. Se consideran varios tipos de materia oscura en varios modelos, incluida la supersimetría. Las búsquedas de materia oscura también forman parte del tema de la sesión.

Detección de materia oscura

Presidentes: Hong-Jian He, Qian Yue y Qiang Yuan

La detección de materia oscura ha sido una frontera apasionante durante los últimos veinte años. Los físicos de partículas y los astrofísicos están investigando amplios rangos de masa para buscar diferentes candidatos a materia oscura (DM).En esta sesión paralela, los ponentes pueden presentar los trabajos experimentales y teóricos sobre la detección directa e indirecta de DM, así como la detección de colisionadores de DM, incluidos los candidatos a WIMP y más.

Sistemas autogravitantes y materia oscura

Presidente: Marco Merafina

Esta sesión está dedicada a la presentación y discusión de nuevos resultados teóricos sobre el análisis de las propiedades de los halos galácticos desde el punto de vista gravitacional en relación con el problema de la masa de partículas de materia oscura. También se tienen en cuenta hipótesis exóticas que incluyen axiones o partículas con extrañeza.

Búsquedas de materia oscura con detectores de argón y xenón líquido

Presidentes: Soroush Shakeri y She-Sheng Xue

La evidencia de la existencia de materia oscura (DM), que constituye el 85% de la materia en el universo, está implícita en varias observaciones astrofísicas y cosmológicas, pero la naturaleza fundamental de la DM sigue siendo una de las cuestiones abiertas más importantes de la física. La investigación sobre la detección directa de partículas de DM ha revelado una gran cantidad de esfuerzos teóricos y experimentales hasta ahora. Entre los diferentes métodos de detección, las búsquedas de DM basadas en retroceso nuclear y electrónico utilizando Liquid Xenon (LXe) y Liquid Argon (LAr) tienen un gran potencial de descubrimiento y continúan desempeñando un papel importante en el campo.
En esta sesión, discutiremos las posibles firmas de diferentes candidatos de materia oscura sub-Gev dentro de los detectores LXe / LAr ​​actuales y futuros. Damos la bienvenida a presentaciones de resultados recientes, esfuerzos en curso e intentos teóricos en la próxima generación de detectores XENON como XENONnT, LZ , PandaX-II y Darwin, y también los próximos detectores de argón como ArDM, DarkSide-50, DEAP-3600 y MiniCLEAN. Estamos abiertos a aceptar conversaciones sobre la nueva observación de XENON1T sobre el exceso de baja energía en los retrocesos electrónicos y el posible requisito de una mayor confirmación con instrumentos futuros más precisos. También son bienvenidas tanto las contribuciones sobre esfuerzos experimentales como teóricos.

Materia oscura: más allá de LCDM

Moderadores: Carlos Argüelles y Andreas Krut

Esta sesión paralela está dedicada a las implicaciones sobre la materia oscura en nuestra Galaxia: tanto en el núcleo galáctico como en el halo. Incluye los temas de formación de estructuras lineales y no lineales, fenomenología sobre curvas de rotación de galaxias, lentes gravitacionales y corrientes estelares, como los temas de mayor interés.

Materia oscura y procesos raros

Presidentes: Rita Bernabei y Zurab Berezhiani

Esta sesión se centrará en los resultados y las ideas sobre los temas importantes de la detección de materia oscura y la búsqueda de procesos raros. Se agradecen tanto las contribuciones sobre esfuerzos experimentales como teóricos.

La naturaleza de los halos galácticos

Presidentes: Francesco De Paolis y Asghar Qadir

Por las curvas de rotación de las galaxias espirales, la emisión de rayos X de las elípticas y la dinámica de los cúmulos de galaxias, sabemos que hay mucha más materia en los confines de estos sistemas de la que representa la materia visible, incluidos el gas y el polvo. . Incluso esto está confirmado por la nucleosíntesis primordial y las observaciones de CMB, también sabemos que hay mucha más materia bariónica de la que se explica en las formas anteriores. Este es el llamado "problema del barión faltante". Es importante, entonces, determinar con precisión el contenido y la naturaleza de los halos galácticos y tratar de "ver" los halos por medios alternativos. Ese será el propósito de esta sesión.

Educación

Enseñar Física Einsteiniana a Estudiantes Escolares

Presidentes: David Blair y Matteo Luca Ruggiero

Este taller abordará todos los aspectos de la educación y la divulgación pública asociados con la astrofísica relativista y la física einsteiniana asociada, incluida la modernización de los planes de estudio escolares para incorporar conceptos modernos de espacio-tiempo, relatividad, física cuántica, el modelo estándar, cosmología, agujeros negros y ondas gravitacionales.

Soluciones exactas

Soluciones exactas en cuatro dimensiones y superiores

Presidentes: Georgy Alekseev y Fabio Briscese

Esta sesión paralela estará dedicada a una variedad de métodos matemáticos, estructuras matemáticas asociadas y otros aspectos matemáticos del análisis de las ecuaciones de campo de Einstein, la construcción de soluciones exactas y el desarrollo de varias técnicas de generación de soluciones, interrelaciones de diferentes enfoques, clasificaciones de soluciones, estudios de las estructuras, propiedades físicas y geométricas de soluciones particulares y clases de soluciones en Relatividad General, así como en varios modelos de gravedad, gravedad de cuerda y supergravedad en cuatro dimensiones y mayores.

Soluciones exactas (incluidas dimensiones superiores)

Presidenta: Susan Scott

En esta sesión consideraremos los aspectos físicos de las soluciones exactas de la ecuación de Einstein y las teorías de dimensiones superiores. Esto incluirá todos los problemas relacionados con la estructura global de estas soluciones, la interpretación física de las soluciones y el análisis de sus propiedades físicas, incluidas las simetrías y la estructura de singularidad.

Universo temprano

Campos cuánticos

Presidente: Andrei Lebed

Esta sesión está dedicada a todos los aspectos de la teoría de campos cuánticos. Prestaremos especial interés a los campos cuánticos en el espacio-tiempo curvo ya cualquier resultado que tenga aplicaciones en la relatividad general.

Métodos topológicos, problemas de existencia global y singularidades del espacio-tiempo.

Presidente: Spiros Cotsakis

Esta sesión trata sobre problemas de estructura causal global, métodos topológicos para la estructura y evolución del espacio-tiempo, problemas de estabilidad y existencia global, naturaleza y clasificación de singularidades, teoría general de los agujeros negros, carácter de singularidades en extensiones geométricas de GR y teorías de cuerdas.

El Universo Primitivo

Presidente: Stefano Ansoldi

Esta sesión paralela se centra en los resultados teóricos (tanto analíticos como computacionales) que avanzan en nuestra comprensión de la física del universo primitivo. Las contribuciones son bienvenidas sobre una amplia gama de temas que incluyen, entre otros, la inflación (problemas abiertos relacionados, modelos y predicciones), alternativas a la inflación y su viabilidad (tanto en la relatividad general como en las teorías de la gravedad modificada), campos cuánticos. (teoría y fenomenología) sobre trasfondos cosmológicos y, en general, propuestas técnicas y conceptuales que abordan cuestiones fundamentales abiertas en la física del universo primitivo. Esta sesión pretende ser complementaria a las sesiones AT1, BS1 y CM1-4 sobre el fondo cósmico de microondas y los modelos lambda de materia oscura fría.

Interacciones fundamentales y evolución estelar

Por que y como brillan el sol y las estrellas: el experimento Borexino

Presidente: Giampaolo Bellini

El experimento Borexino, gracias a la radiopureza sin precedentes del detector, nunca alcanzada por ningún otro experimento, logró medir todos los flujos de neutrinos solares, que son emitidos por cinco reacciones nucleares del ciclo pp, que produce el 99% de toda la energía solar. , y del ciclo CNO, responsable del 1% del mismo. La existencia de estos ciclos ya había sido hipotetizada desde 1937 por Hans Bethe y Carl Friedrich von Weizsacker: el ciclo pp, que conduce a la producción de 4He, es dominante en estrellas que tienen un tamaño similar o menor al del Sol, mientras que el ciclo CNO , catalizada por núclidos 12C, 14N y 16O, domina en estrellas masivas, con una masa mayor al menos un 30% más que la solar. El flujo de neutrinos solares se ha medido globalmente mediante experimentos radioquímicos, sin distinguir entre las contribuciones de las diversas reacciones nucleares, mientras que los experimentos con luz de Cherenkov estudiaron solo una cola de la reacción 8B correspondiente al 0.1% del flujo total por otro lado, el ciclo CNO nunca ha recibido prueba directa de su existencia.
Debido a su altísima radiopureza, el experimento Borexino fue capaz de medir por separado los flujos de las reacciones pp cinco que emiten neutrinos, atestiguando su identificación, y alcanzó la primera evidencia experimental de la existencia del ciclo CNO. En esta sesión, estos resultados se discutirán junto con la actualización de la física de la oscilación de neutrinos como consecuencia de las mediciones descritas anteriormente, además se ha presentado lo descubierto hasta ahora en geoneutrinos.

Rotación en Stellar Evolution

Presidente: Georges Meynet

La rotación se ha convertido en las últimas décadas en un tema central de la física estelar. Esto se debe a muchas razones, siendo la principal el hecho de que la rotación puede desencadenar muchas inestabilidades en los interiores estelares que impulsan el transporte de especies químicas y el momento angular, impactando profundamente la evolución de las estrellas, su destino final y la naturaleza y propiedades de sus remanentes ( enanas blancas, estrellas de neutrones o agujeros negros). En la actualidad, la hola y la astrosismología brindan vistas directas sobre cómo nuestro Sol, pero también las estrellas de baja masa como subgigantes y gigantas rojas giran internamente, lo que ofrece restricciones muy fuertes sobre estos procesos de transporte. Esta sesión discutirá las limitaciones más recientes provenientes de la astrosismología, la confrontación de diversos modelos que apuntan a dar cuenta de ellas y las consecuencias de estas teorías para el giro de los remanentes estelares.

Transitorios rápidos

¿Qué podemos aprender de una muestra cada vez mayor de Fast Radio Bursts?

Presidentes: Duncan Lorimer, Victoria Kaspi y Bing Zhang

Estas sesiones paralelas cubrirán Fast Radio Bursts (FRB), un fenómeno cósmico recientemente identificado que consiste en ráfagas de radio de pocos milisegundos que llegan desde muy lejos de la Vía Láctea, incluso desde distancias cosmológicas. Actualmente se desconocen los orígenes de los FRB. Estas dos sesiones paralelas cubrirán el estado de observación actual de los FRB, incluidos los resultados de las encuestas de FRB recientes y en curso, los modelos teóricos actuales de los FRB, así como el seguimiento observacional de longitud de onda múltiple de los FRB actualmente en curso con el objetivo de restringir los modelos de FRB y explotando los FRB como nuevas sondas cósmicas.

Sondas cosmológicas no estándar

Presidentes: Lorenzo Amati, Massimo della Valle y Michele Moresco

Los estudios cosmológicos de los últimos veinte años se han centrado principalmente en el uso de CMB, SNe, BAO, WL. Si bien la combinación de estos métodos ha demostrado ser extremadamente poderosa para restringir los valores de los parámetros cosmológicos, algunas mediciones recientes de Ho, obtenidas con indicadores "locales" como las cefeidas y el tipo Ia SNe, muestran una tensión existente con la predicción de las observaciones de Planck CMB bajo ΛCDM . Este hecho requiere nuevos esfuerzos para estudiar diferentes enfoques y métodos para estudiar la expansión del Universo y la evolución de la energía oscura. Esta sesión presenta una visión general de las sondas cosmológicas alternativas que se han desarrollado en los últimos años, tales como: GRB, QSO, GW, cosmografía retrasada, cronómetros cósmicos. Discutiremos cómo se pueden explotar estas sondas para extraer restricciones cosmológicas independientes y explorar las sinergias entre estas y los métodos cosmológicos estándar. Uno de los objetivos de la sesión es fomentar la discusión sobre cómo estas sondas pueden proporcionar, en perspectiva, una contribución fundamental a nuestra comprensión del Universo.

Emisión fotosférica en GRB

Presidentes: Gregory Vereshchagin y Damien Begue

Los espectros resueltos en el tiempo de muchas explosiones de rayos gamma presentan firmas de componentes térmicos en evolución en la banda keV, ya sea en la emisión rápida o en el resplandor temprano. En algunos estallidos este componente es dominante con respecto al no térmico, en otros es menos pronunciado. Dicho componente térmico está asociado con la fotosfera de flujos de salida altamente relativistas lanzados por el motor central. En nuestra sesión discutiremos los mecanismos básicos de radiación que producen los espectros observados y las curvas de luz de los estallidos de rayos gamma y sus respectivos roles. Se prestará especial atención a los resultados teóricos y de observación que tengan como objetivo la discriminación entre estos mecanismos, en particular la emisión sincrotrón y fotosférica.

Emisión de energía alta y muy alta de estallidos de rayos gamma

Presidentes: Francesco Longo y Fabian Schüssler

Las observaciones de GeV y TeV de estallidos de rayos gamma (GRB) de rayos gamma y telescopios terrestres durante la última década han abierto una nueva era en el estudio de los GRB. Esta sesión discutirá observaciones recientes de GRBs en energías GeV y TeV y su relación con el prompt & lt

Emisión de MeV y emisión de resplandor de larga duración. También se discutirán las implicaciones teóricas de estas observaciones, que van desde la naturaleza progenitora hasta el mecanismo de emisión rápida de GRB y el factor y composición de Lorentz de salida, pasando por el mecanismo de lanzamiento y aceleración del chorro de GRB, hasta la aceleración de partículas en choques sin colisión o reconexión magnética, restricciones sobre la violación de la invariancia de Lorentz y la luz de fondo extragaláctica. La sesión también discutirá las perspectivas de detección de GRB por parte de los futuros telescopios MeV a TeV.

Contrapartes electromagnéticas de fusiones binarias compactas

Presidentes: Jonathan Granot y Paz Beniamini

Las contrapartes electromagnéticas (EM) de la fusión de binarios compactos que contienen estrellas de neutrones (dos estrellas de neutrones o una estrella de neutrones y un agujero negro) pueden surgir de diferentes componentes de la eyección de fusión. Los ejemplos incluyen la rápida señal de rayos gamma asociada con la emisión del chorro o capullo relativista, el resplandor de múltiples longitudes de onda asociado con la interacción del chorro con el medio circundante, la kilonova resultante de la eyección calentada del proceso r y el resplandor de kilonova que surge. de la interacción de este último eyecta con su entorno. La primera detección de una señal de onda gravitacional de una fusión de estrellas de neutrones binarios, GW 170817, ha confirmado vívidamente tres de estas contrapartes EM previstas, ya que su violento estallido de ondas gravitacionales fue acompañado por el corto GRB 170817A, una espectacular kilonova y un largo- vivido resplandor crepuscular. Esta triple asociación ya ha mejorado significativamente nuestra comprensión de cada uno de esos componentes individualmente y nos ayuda a construir una imagen más completa de las fusiones binarias compactas en un contexto astrofísico. Además, incluso nos ha permitido imponer restricciones significativas a temas de amplio interés en la física, desde la ecuación de estado de la estrella de neutrones hasta la tasa de expansión del Universo. Es una demostración excepcional del poder de la astrofísica de múltiples mensajeros. Las fusiones binarias compactas futuras detectadas en ondas gravitacionales y / o contrapartes EM y más observaciones de las contrapartes EM (aún detectables) de GW 170817, por lo tanto, son muy prometedoras para impulsar aún más nuestra comprensión. Esta sesión tiene como objetivo explorar las lecciones aprendidas de las contrapartes observadas y preparar a la comunidad para futuras detecciones.

Tipos inusuales y nuevos de estallidos de rayos gamma

Presidente: Binbin Zhang

Esta sesión se centra en los GRB con propiedades temporales, espectrales y de mensajería múltiple inusuales, así como en los nuevos tipos de GRB con nuevos orígenes físicos (como los GRB Giant Flare).

Correlaciones de ráfagas de rayos gamma: desafíos de observación e interpretación teórica

Presidenta: Maria Giovanna Dainotti y Liang Li

Los estallidos de rayos gamma se encuentran entre los fenómenos más distantes del Universo y por eso pueden utilizarse como velas estandarizables a través de importantes correlaciones. La sesión discutirá el papel de las correlaciones tanto en el brillo como en el resplandor, desde los rayos gamma de alta energía hasta las observaciones ópticas y de radio. También abordará todos los desafíos en las observaciones y la posible interpretación teórica. La sesión discutirá también la aplicación de ellos como herramientas cosmológicas y cómo satélites como Swift, Beppo-Sax y la misión futura pueden aprovechar estas correlaciones en high-z.

GRB 170817A y modelos binarios

Presidentas: Marica Branchesi y Giulia Stratta

El 17 de agosto de 2017, la red Advanced LIGO y Advanced Virgo informó la detección de una señal de onda gravitacional identificada como GW170817. Casi simultáneamente y de forma completamente independiente, los Observatorios de rayos gamma Fermi e INTEGRAL detectaron un GRB corto espacialmente consistente con GW170817. Una campaña de seguimiento masiva, aún en curso, ha permitido recopilar una gran cantidad de datos de múltiples longitudes de onda de esta fuente, desde rayos gamma hasta radio. Esta sesión tiene como objetivo proporcionar el estado del arte sobre las observaciones de GW170817, GRB170817 y la emisión óptica asociada, así como sobre la interpretación de las propiedades observadas de estos componentes de emisión en el contexto de la fusión de modelos binarios.

Hipernovas impulsadas por binarios de tipo 1, 2 y 3

Presidentes: Carlo Luciano Bianco, Christian Cherubini y Simonetta Filippi

Desde hace unos años, gracias a una extensa campaña de observación de GRB de longitud de onda múltiple, existe una creciente evidencia de un esquema de clasificación de GRB con nueve subclases diferentes. Dentro de tal esquema, en desacuerdo con el enfoque tradicional, los anteriormente llamados "GRB largos" no se originan en el colapso de estrellas masivas individuales, sino en sistemas binarios formados por un núcleo de carbono-oxígeno evolucionado, que explota como una supernova de tipo Ic (SN ) y una estrella de neutrones compañera (NS) que experimenta una acreción hipercrítica. Estos sistemas binarios se han denominado "Hipernovas impulsadas por binarios" (BdHNe). Se han identificado al menos tres tipos diferentes de BdHNe, dependiendo de su separación binaria. Los BdHNe de tipo 1 son los más cercanos: la acumulación hipercrítica hace que el NS compañero alcance su masa crítica y colapse en un agujero negro (BH), el resultado es un nuevo sistema binario compuesto por un nuevo NS (vNS) producido por la explosión del SN y un compañero BH, el GRB emitido tiene una energía isotrópica sim 10 ^ <52> -10 ^ <54> ergio y presenta una emisión de alta energía asociada en el rango de energía GeV. Los BdHNe tipo 2 están más separados: la acumulación hipercrítica no es suficiente para desencadenar el colapso del NS acompañante a un BH, el resultado es un nuevo sistema binario compuesto por un vNS y un NS acompañante más masivo, el GRB emitido tiene una energía isotrópica sim 10 ^ <50> -10 ^ <52> erg y no se esperan emisiones de GeV asociadas. En el tipo 3, los BdHNe son similares al tipo 2 pero aún más separados, y el GRB emitido es correspondientemente aún más débil (energía isotrópica sim 10 ^ <48> -10 ^ <50> erg sin emisión asociada de GeV). La sesión tiene como objetivo proporcionar el estado actual del arte sobre los desarrollos del escenario BdHN, tanto desde un punto de vista teórico como observacional.

Ondas gravitacionales

Fuentes de ondas gravitacionales

Presidente: Andrew Melatos

Los principales objetivos de la sesión son: (1) revisar el progreso reciente en el modelado de fuentes (2) discutir cómo las detecciones de GW pueden ayudar a resolver problemas en astrofísica y cosmología, p. Ej. evolución de la estrella binaria y (3) para explorar formas en las que las señales GW se pueden combinar con modelos fuente para responder preguntas fundamentales en física que no se pueden sondear fácilmente en laboratorios terrestres, p. ej. transporte de neutrinos en entornos ultradensos, ecuación de estado nuclear, origen de campos magnéticos superfuertes, etc.

Ondas gravitacionales de frecuencia media (0,1-10 Hz): fuentes y métodos de detección

Presidente: Wei-Tou Ni

La banda GW de frecuencia media (0,1-10 Hz) entre la banda de detección LIGO-Virgo-KAGRA y la banda de detección LISA-TAIJI es rica en fuentes GW.Además de la coalescencia binaria BH (Black Hole) intermedia (recientemente se detectó un evento mediante la colaboración LIGO-Virgo), la fase inspiral de coalescencia de masa estelar y GW de binarios compactos que caen en BH intermedias, también nos permite estudiar la población de objetos compactos, para probar la relatividad general y más allá de las teorías del modelo estándar, para explorar el trasfondo estocástico de GW y así sucesivamente. Además de DECIGO y BBO, las propuestas de detección en estudio incluyen AEDGE, AIGSO, AION, AMIGO, ELGAR, INO, MAGIS, MIGA, SOGRO, TOBA, ZAIGA, etc. Se han acumulado grandes avances desde MG15. Solicitamos documentos de progreso para esta sesión paralela.

Planificación de detecciones de ondas gravitacionales de LISA

Presidente: Philippe Jetzer

LISA es una gran misión de la ESA con una importante contribución de la NASA. Está previsto que se lance en 2034. El alcance de LISA es detectar y estudiar ondas gravitacionales de baja frecuencia (GW) de aproximadamente 0,1 mHz a 1 Hz y, por lo tanto, complementar los observatorios de GW terrestres. LISA permitirá detectar agujeros negros supermasivos (típicamente de 10 ^ 6 - 10 ^ 7 masas solares) fusionándose a distancias cosmológicas. Las fusiones de un agujero negro supermasivo con otro objeto compacto (EMRI) producen una señal GW muy limpia que LISA podrá medir con alta precisión. Otra clase de objetos son los binarios ultracompactos, en particular de las enanas blancas de nuestra galaxia, ya que son fuentes importantes de GW en el rango de frecuencia de mHz. Además, será posible detectar o imponer fuertes restricciones al fondo de la onda gravitacional primordial, que es, como el fondo cósmico de microondas, un remanente del Big Bang. El objetivo de esta sesión paralela es discutir varios aspectos de la física y la astrofísica relacionados con los objetos antes mencionados observables con LISA, así como cuestiones relacionadas con el análisis de datos de LISA.

Relatividad numérica y observaciones de ondas gravitacionales

Presidente: Nigel Bishop

La sesión está abierta a charlas sobre todos los aspectos de la computación relacionados con el cálculo de ondas gravitacionales potencialmente observables. Esto incluye el desarrollo y aplicaciones de códigos, así como el desarrollo de teorías matemáticas o métodos computacionales relevantes.

Energia alta

Rayos gamma de muy alta energía

Presidentes: Razmik Mirzoyan y Alessandro De Angelis

Detección de neutrinos astrofísicos de alta energía

Moderador: Antonio Capone

Después del descubrimiento de IceCube de un flujo de neutrinos de alta energía por encima del componente atmosférico, la búsqueda de fuentes de neutrinos galácticas y extragalácticas es uno de los principales objetivos de la física de astropartículas de alta energía.
Los neutrinos, al ser neutrales y tener una interacción débil, pueden viajar distancias intergalácticas sin ser desviados por campos magnéticos y / o afectados por interacciones con la materia: son una herramienta perfecta para la astronomía.
Los neutrinos son uno de los mensajeros (como H.E. cargó C.R., señales electromagnéticas, G.W.) que pueden permitir identificar estas fuentes.
Una identificación de múltiples mensajeros de fuentes astrofísicas no solo proporcionará una evidencia sólida del descubrimiento, sino que permitirá comprender mejor su naturaleza y su dinámica interna.
En esta sesión paralela se discutirán los esfuerzos experimentales que se están llevando a cabo en la actualidad para la detección de neutrinos astrofísicos HE, así como los modelos para la emisión de neutrinos astrofísicos. HE Astrofísica La detección de neutrinos se discutirá en el concurso de astrofísica de un mensajero múltiple.

Misiones futuras de astrofísica de alta energía

Presidentes: Filippo Frontera y Shaolin Xiong

La sesión se dedicará a revisar los problemas abiertos en la astrofísica de altas energías y las actividades experimentales en curso para resolverlos. Por lo tanto, además de los temas abiertos, la sesión abordará una descripción general de los instrumentos de rayos X / rayos gamma o conceptos de misión que se encuentran actualmente en estudio, presentados o que se pretende presentar a agencias espaciales nacionales o internacionales, misiones ya aprobadas o en curso. el camino para su evaluación por agencias espaciales nacionales o internacionales.

La misión de SRG: primeros resultados de eROSITA y ART-XC

Presidente: Andrea Merloni

Ha llegado la próxima generación de estudios de rayos X sensibles de área amplia diseñados para mapear el Universo caliente y enérgico, gracias a eROSITA (estudio ROentgen extendido con un conjunto de telescopios de imágenes) y ART-XC (telescopio astronómico Roentgen - concentrador de rayos X). ) los dos instrumentos de la misión ruso-alemana Spektrum-Roentgen-Gamma (SRG). La alta sensibilidad de eROSITA, el gran campo de visión, la alta resolución espacial y la eficiencia del levantamiento revolucionarán la astronomía de rayos X y entregarán grandes muestras heredadas para muchas clases de objetos astronómicos en el rango de energía de 0.2-8 keV, mientras que ART-Xc ofrecerá un nueva visión del cielo de rayos X duros a energías de 4-30 keV. Durante esta sesión, presentaremos una descripción general de las capacidades de los instrumentos, el estado actual de la misión, algunos resultados científicos iniciales seleccionados y las expectativas para el programa de encuestas, que completó en diciembre pasado la segunda de sus ocho cartas planeadas de todo el cielo. .

EXTP - Misión de polarimetría y sincronización de rayos X mejorada

Presidentes: Marco Feroci y Fangjun Lu

eXTP es una misión científica insignia de la Academia de Ciencias de China y la Administración Nacional del Espacio de China, con una gran contribución de instituciones científicas en Italia, España, Austria, República Checa, Dinamarca, Francia, Alemania, Países Bajos, Polonia, Suiza y Turquía. La misión está diseñada para estudiar el estado de la materia en condiciones extremas de densidad, gravedad y magnetismo. Los objetivos principales son la determinación de la ecuación del estado de la materia a densidad supra-nuclear, la medición de los efectos QED en estrellas altamente magnetizadas, el estudio de la acreción en el régimen de gravedad de campo fuerte, así como la astrofísica de múltiples mensajeros. Los objetivos primarios incluyen estrellas de neutrones aisladas y binarias, sistemas de campos magnéticos fuertes como magnetares y agujeros negros supermasivos y de masa estelar. La misión lleva un conjunto único y sin precedentes de instrumentos científicos de vanguardia que permiten por primera vez estudios simultáneos de polarimetría de tiempo espectral de fuentes cósmicas en el rango de energía de 0,5 a 30 keV (y más). Los elementos clave de la carga útil son: la matriz de enfoque espectroscópico (SFA): un conjunto de 9 ópticas de rayos X para un área efectiva total de

0,7 m2 y 0,5 m2 a 2 keV y 6 keV respectivamente, equipados con detectores de deriva de silicio que ofrecen una resolución espectral de 150 eV, el detector de área grande (LAD), un conjunto desplegable de detectores de deriva de silicio 640, para un área efectiva total de

3.4 m2, y resolución espectral mejor que 250 eV el Polarimetry Focusing Array (PFA) - un conjunto de 4 telescopios de rayos X, para un área efectiva total de & gt500 cm2 a 2 keV, equipado con polarímetros fotoeléctricos de píxeles de gas de imagen el Monitor de campo ancho (WFM): un conjunto de 3 unidades codificadas de campo amplio de máscara, equipadas con detectores de deriva de silicio sensibles a la posición, cada uno de los cuales cubre un campo de visión de 90 grados x 90 grados. La SFA y la PFA estarán bajo la responsabilidad de China, mientras que la LAD y la WFM estarán bajo la responsabilidad europea, con algunas contribuciones recíprocas. La fecha prevista de lanzamiento de la misión es finales de 2027. La sesión paralela sobre eXTP en esta conferencia informará sobre el estado de la misión, sus objetivos y perspectivas científicas.

Observaciones de rayos cósmicos HE y UHE

Presidentes: Ivan De Mitri y Fabio Gargano

El estudio de los rayos cósmicos de alta energía (HE) y ultra alta energía (UHE) ofrece posibilidades únicas para sondear sus mecanismos de aceleración y los efectos de su propagación con el medio interestelar / intergaláctico. La sesión estará dedicada a una revisión de las observaciones recientes de electrones / positrones, protones / antiprotones y núcleos realizadas por experimentos espaciales y terrestres a energías superiores a cientos de GeV. También se discutirán nuevas técnicas o conceptos de misión.

Historia de la relatividad

El & # 34 Fall and Rise & # 34 de Betelgeuse

Presidente: Costantino Sigismondi

En octubre de 2019, la luminosidad de la supergigante roja Betelgeuse comenzó su descenso a un mínimo particularmente profundo en febrero de 2020, bastante predecible en el tiempo, pero no en magnitud, lo que en realidad hizo que el evento fuera raro. Esta condición, especialmente para las estrellas variables semirregulares, pero también e incluso más para las estrellas de tipo Mira, no es única.
El caso de Betelgeuse planteó muchos trabajos originales de diversos grupos de investigadores, ya sean observacionales o teóricos.
En esta sesión de la reunión, que ocurre un período de oscilación primario de Betelgeuse después de ese mínimo, se recomiendan encarecidamente las presentaciones de trabajos sobre Betelgeuse, sobre su variabilidad, sobre su mínimo profundo de 2020, sobre estrellas supergigantes similares a Betelgeuse, sobre análisis de series de tiempo en astrofísica estelar. , sobre aspectos observacionales de la variabilidad estelar, sobre las etapas previas a la supernova.

Historia de la relatividad, la gravitación y la cosmología

Moderador: Luis Crispino

Esta sesión está dedicada a los desarrollos históricos de la gravitación, la cosmología y la relatividad. Dado que esta es la primera reunión de Marcel Grossmann que ocurre después del centenario del eclipse solar total de 1919, se esperan contribuciones sobre los intentos experimentales pioneros para verificar el efecto de curvatura de la luz gravitacional. De manera más genérica, se apreciarán las contribuciones dedicadas al análisis histórico de obras antiguas y modernas en gravitación y cosmología, así como a los primeros desarrollos de la teoría de la relatividad. También son bienvenidas las charlas sobre aspectos biográficos de científicos con contribuciones significativas a la Relatividad, Gravitación y Cosmología, así como sobre pruebas de Relatividad General u otros aspectos históricos genéricos de estos temas.

Tiempo y filosofía en física

Presidente: Shokoufe Faraji

Es asombroso que podamos entender el Universo de la forma en que lo hacemos. Sin embargo, al celebrar al mismo tiempo los logros de la ciencia, debemos respetar sus límites y no reclamar más de lo que realmente puede lograr o alcanzar, donde al empujar sus límites, pueden surgir problemas filosóficos difíciles. Dado que el universo visible puede no darnos suficiente información para caracterizar las leyes de la física por completo, necesitamos un marco más completo que no solo incorpore la ciencia, sino que también pueda ir más allá de los límites y se ocupe de las cuestiones fundamentales, así como lo hace el mundo cubierto. por la ciencia describir toda la realidad? ¿Qué pasa con las suposiciones y axiomas subyacentes en cosmología? ¿Qué hay de todas las cuestiones filosóficas relacionadas con "la interpretación de la mecánica cuántica", el "problema de la medición" y el carácter ontológico de los estados cuánticos? ¿Por qué el Universo tiene la estructura excepcional de que la vida puede existir? Además, las preguntas sobre el dominio de validez de las leyes actuales de la física y la naturaleza de la existencia de infinitos. Sin embargo, quizás sobre todo, la naturaleza del tiempo y el orden presente en la naturaleza es el mayor secreto del Universo.
Quizás el mundo es mucho más complicado de lo que sólo la ciencia puede explicar y este es el momento de reconsiderar cuestiones como si la filosofía juega un papel esencial en el desarrollo de la ciencia, o si es más dañina que útil para la física ", porque las grandes preguntas que utiliza que serán discutidos por los filósofos están ahora en manos de los físicos ". El objetivo de esta sesión paralela es dar un vistazo a los temas abiertos relacionados con los aspectos antes mencionados y acercar a investigadores de diferentes áreas en un punto de vista complementario.

Estrellas de neutrones

Materia densa en estrellas compactas

Moderadores: Alessandro Drago y Jorge Rueda

Esta sesión está dedicada a informar sobre los avances en la comprensión teórica de la microfísica (ecuación de estado, composición de partículas, etc.) y la estructura macrofísica de estrellas compactas de alta densidad como estrellas de neutrones, estrellas híbridas y estrellas de quarks. En los últimos años, las observaciones de múltiples mensajeros de estas estrellas compactas en binarias y aisladas, p. Ej. en los rayos X (por ejemplo, NICER, HXMT, XMM-Newton, Chandra, Swift), rayos gamma (por ejemplo, Fermi) e instalaciones de radio, junto con análisis sinérgicos de ondas gravitacionales, neutrinos y materia oscura han dado lugar a nuevas Ventanas de observación y limitaciones en la estructura de las estrellas compactas sobre las que esta sesión da la bienvenida a debates, incluidas las perspectivas de las próximas instalaciones experimentales.

Estrellas compactas como laboratorios para probar la gravedad fuerte

Moderadores: Aurora Perez Martinez y César Augusto Zen Vasconcellos

Hay razones para creer que el siglo XXI será el mejor para la astrofísica: el telescopio espacial James Webb se extenderá casi veinte veces el límite de observación actual de la masa de neutrinos de luz visible abre una nueva ventana para la exploración de la energía oscura y la física de la materia oscura y es Se espera que proporcione información sobre el destino del Universo, el bosón de Higgs puede permitir una comprensión de la debilidad de las ondas gravitacionales de gravedad producidas en el nacimiento del Universo y por los objetos estelares compactos (agujeros negros supermasivos, fusiones de estrellas de neutrones y agujeros negros, gamma ráfagas de rayos, inspiraciones de enanas blancas) han revelado una nueva área de la astronomía. Enmarcadas por este trasfondo, las estrellas compactas representan un laboratorio astrofísico único para sondear el tejido del espacio-tiempo y los componentes básicos de la materia y sus interacciones en regímenes físicos no alcanzables en laboratorios terrestres. Los fuertes campos gravitacionales de las estrellas compactas (agujeros negros, púlsares, neutrones y estrellas exóticas) proporcionan de esta manera un campo de pruebas único para la gravedad fuerte y las teorías modificadas de la gravedad y pueden ofrecer restricciones para las teorías extendidas de la relatividad general. El objetivo de esta sesión es reunir a investigadores de la cosmología, la física de partículas, la teoría nuclear y la astrofísica, trabajando estos temas desde puntos de vista diferentes pero complementarios.

El poder del pulsar en física y astrofísica

Presidente: Andrea Possenti

Gracias a la naturaleza de reloj de su emisión pulsada, es bien sabido que algunos púlsares de radio pueden proporcionar una determinación precisa y muy precisa de sus parámetros posicionales, cinemáticos, rotacionales y (cuando corresponda) orbitales, así como indicaciones sobre las propiedades. de su entorno espacio-temporal. Eso, a su vez, allanó el camino para el uso de los púlsares como herramientas únicas para una variedad de experimentos en física fundamental y astrofísica.
El monitoreo de décadas de los mejores sistemas, las nuevas metodologías para el análisis de datos, la serie ininterrumpida de descubrimientos de nuevos e intrigantes sistemas de púlsares binarios, junto con el advenimiento de una nueva generación de instrumentos, como el telescopio Meerkat en Sudáfrica o FAST. en China, ahora permiten que la ciencia de púlsar aborde nuevas cuestiones astrofísicas clave y realice pruebas sin precedentes de teorías fundamentales. Esta sesión albergará la presentación de los resultados recientes más significativos de la sincronización de púlsar, además de arrojar luz sobre las emocionantes perspectivas inmediatas abiertas por los nuevos radiotelescopios y los desarrollos transformacionales proporcionados por el futuro Square Kilometer Array (SKA).

Púlsares y sistemas de púlsares a altas energías

Presidente: Pak-Hin Tam

Los púlsares y los sistemas de púlsares son aceleradores de partículas eficientes. Los púlsares jóvenes y los púlsares de milisegundos aceleran las partículas a velocidades relativistas en su magnetosfera, emitiendo rayos gamma vistos por el telescopio espacial de rayos gamma Fermi. A escalas de mayor longitud, las partículas de viento púlsar se vuelven a acelerar en el choque de terminación, generando nebulosas de viento púlsar en radio, rayos X, hasta energías de rayos gamma. Recientemente, un grupo de púlsares de mediana edad, en particular Geminga, se ve rodeado por una estructura aún más grande: el halo TeV, descubierto por el detector HAWC. Comprender cómo se transportan las partículas desde el púlsar a escalas de halo de TeV (es decir, de 10 km a 10 parsec) es una cuestión importante en la física de los púlsares y puede tener implicaciones para la física de rayos cósmicos. En esta sesión, se discutirán temas relacionados en el contexto de los aspectos teóricos y de observación.

Pruebas de precisión

Sombras y lentes gravitacionales

Presidentes: Perlick Volker y Oleg Tsupko

Esta sesión está dedicada a lentes gravitacionales y sombras, y se espera que se haga hincapié en los estudios analíticos y numéricos. En particular, discutiremos las sombras de los agujeros negros y otros objetos compactos, las imágenes de orden superior producidas por lentes y la influencia de un plasma en los efectos de las lentes. También son bienvenidas las charlas sobre otros aspectos de la propagación de la luz en campos gravitacionales.

Gravitación experimental

Presidentes: Angela di Virgilio y Claus Lammerzahl

En la sesión "Gravitación experimental" cubrimos todos los experimentos de laboratorio que prueban la gravedad y la estructura del espacio-tiempo utilizando materia clásica, luz y materia cuántica. Este último incluye relojes atómicos, interferometría de ondas de materia, estados entrelazados, etc. Primero nos ocupamos de experimentos que exploran la estructura del espacio-tiempo tal como está codificado en el Principio de Equivalencia de Einstein (EEP). Esto incluye pruebas de la universalidad de la caída libre, la universalidad del desplazamiento al rojo gravitacional y la invariancia de Lorentz local, tanto en el dominio clásico como en el cuántico. Estas pruebas determinan la geometría del espacio-tiempo. El siguiente grupo de pruebas explorará la ecuación de campo de la gravedad que en la mayoría de los casos está codificada en el formalismo PPN. También es necesario incluir formalismos más generales como la geometría de Finsler, la relatividad doblemente especial, etc. El tercer grupo de pruebas se ocupa de probar las predicciones de GR. Esto también incluirá aplicaciones como geodesia, posicionamiento y metrología.

Variación de las constantes fundamentales, pruebas de las simetrías fundamentales y sondas del sector oscuro

Presidentes: Victor Flambaum y Yevgeny Stadnik

Esta sesión está dedicada a los desarrollos recientes en la investigación y las búsquedas de alta precisión de variaciones de las constantes fundamentales de la naturaleza y las pruebas de las simetrías fundamentales de la naturaleza, incluida la aplicación a las búsquedas de materia oscura de masa ultrabaja y componentes oscuros relacionados. así como fuerzas oscuras.

Física fundamental en el espacio

Presidentes: Meike List y Hauke ​​Müntinga

Durante los últimos años, la física fundamental se convirtió en un campo importante de la ciencia espacial. En este momento hay muchas misiones espaciales de física fundamental en curso. Cada vez más misiones (i) centradas en probar, p. Ej. La teoría de la relatividad general como MICROSCOPE y LISA (ii) que utiliza la gravedad para la observación de la Tierra como GRACE y GRACE-FO, o (iii) la instalación de plataformas que utilizan átomos fríos para experimentos de física fundamental en el espacio, ya están en órbita o en preparación para ser lanzadas dentro de los próximos años. En esta sesión nos centraremos en las misiones actuales, su estado y resultados científicos, así como en nuevos conceptos de misión y tecnologías espaciales recientemente desarrolladas.

Arrastrar nunca es lento: MAss y CHarge fluyen en GR

Presidente: Oldrich Semerak

¿Girar o no girar? Ésa no es la única pregunta. En GR, la inercia de un cuerpo se ve afectada por cualquier otra masa-energía presente en el espacio-tiempo, ya sea en las fuentes o en la geometría. Así, incluso "ser" es parcialmente relativo.Ya antes de completar su teoría, Einstein sabía que una partícula es más pesada si está dentro de un caparazón masivo y que se ve arrastrada si el caparazón comienza a acelerarse. El arrastre todavía no es dramático casi 110 años después: involucra el componente magnético del campo, aparentemente más imaginativo que el eléctrico, y muy probablemente impulsa algunos de los fenómenos más emocionantes del Universo, como los chorros agotados por la acumulación de agujeros negros. . En esta sesión, degustaremos algunos resultados recientes en el campo.

Gravedad cuántica

Bucle de gravedad cuántica

Presidentes: Marcin Kisielowski y Jerzy Lewandowski

La gravedad cuántica de bucle es un enfoque no perturbativo, independiente del fondo, de la gravedad cuántica. El enfoque de esta sesión es la estructura de la teoría, sus técnicas computacionales y sus aplicaciones a la cosmología y la física de los agujeros negros. Damos la bienvenida a las charlas que informan sobre los desarrollos recientes en la gravedad cuántica de bucle canónico, los modelos de espín-espuma, la teoría de campos grupales y enfoques relacionados con la gravedad cuántica. El tema común es la cuantificación independiente del fondo de la gravedad de Einstein y la aparición de la geometría cuántica. La cosmología cuántica de bucles y los modelos cuánticos reducidos de agujeros negros se discutirán en la sesión separada QG3.

Fenomenología de la gravedad cuántica

Presidentes: Giovanni Amelino-Camelia y Jerzy Kowalski-Glikman

Esta sesión estará dedicada a la discusión de modelos fenomenológicos destinados a sondear y posiblemente conducir a la detección de varios fenómenos de origen de la gravedad cuántica. Estos modelos son particularmente oportunos ahora, al final de la astronomía de mensajeros múltiples, que nos dan acceso a nuevas observaciones, posiblemente capaces de detectar efectos a escala de Planck. El objetivo de la sesión será presentar los desarrollos recientes tanto en las investigaciones teóricas como en las oportunidades de observación actuales y futuras.

Gravedad cuántica de bucles: cosmología y agujeros negros

Presidentes: Jorge Pullin y Parampreet Singh

Los efectos de la gravedad cuántica no perturbativa como se entienden a partir de la gravedad cuántica de bucles y los enfoques relacionados juegan un papel importante en la resolución de singularidades de los espaciotiempos cosmológicos y de los agujeros negros, y dejan firmas potenciales en la física del universo temprano y los espaciotiempos de los agujeros negros. El objetivo de esta sesión sería resaltar el estado del arte de diversos desarrollos en este campo con charlas centradas en las implicaciones físicas.

Campo fuerte

Fuerte física de campos electromagnéticos y gravitacionales: de los laboratorios al universo temprano

Presidentes: Ehsan Bavarsad, Sang Pyo Kim y She-Sheng Xue

Los fuertes campos electromagnéticos y gravitacionales juegan un papel importante en la física, particularmente en astrofísica y cosmología. Los fuertes campos electromagnéticos y gravitacionales son dos de los ingredientes más importantes de los objetos compactos y del universo primitivo. Esta sesión está dedicada a todos los aspectos teóricos del campo alto y / o fenómenos energéticos debidos a campos electromagnéticos fuertes y / o gravedad en los laboratorios terrestres, así como a la astrofísica y la cosmología, como la creación de pares de Schwinger en el espacio-tiempo de Minkowski y el espacio-tiempo curvo, Gibbons. -Radiación asombrosa, efectos de reacción inversa, magnetogénesis, aceleración de partículas cargadas, polarización de vacío y no linealidad de campos electromagnéticos fuertes. También se dedica a los aspectos experimentales y teóricos de la astrofísica de laboratorio y las observaciones astrofísicas relacionadas con la física de campos fuertes, como la aceleración de plasma de láseres intensos, la interacción del plasma con campos electromagnéticos fuertes, la radiación de cargas aceleradas, la observación de birrefringencia en estrellas de neutrones, la simulación de fuertes efectos de gravedad, etc.

Los efectos de la electrodinámica (no) lineal sobre las propiedades de los objetos compactos astrofísicos / gravitacionales

Presidente: Seyed Hossein Hendi

Las propiedades de los objetos astrofísicos compactos como agujeros negros, estrellas de neutrones, enanas blancas, etc., se ven afectadas por los campos electromagnéticos internos y externos.
En esta sesión paralela, nos gustaría investigar los efectos de diferentes modelos de electrodinámica no lineal (o lineal) sobre diversas propiedades de diversos objetos astrofísicos compactos. Estas investigaciones no se limitan al punto de vista clásico y se puede tener en cuenta la perspectiva cuántica.

Enanas blancas

Explosiones de enanas blancas

Moderadores: Robert Fisher y María Pilar Ruiz Lapuente

Las supernovas de tipo Ia desempeñan un papel crucial como velas estandarizables para la cosmología y sustentan las mediciones tanto de la energía oscura como de la tensión del Hubble. Sin embargo, la naturaleza de los progenitores estelares y los mecanismos de explosión de las supernovas de tipo Ia sigue siendo un área de investigación activa. Esta sesión reunirá a miembros de la comunidad de cosmología de supernovas junto con observadores y teóricos que investigan el problema del progenitor estelar tipo Ia y los mecanismos de explosión, y tiene como objetivo lograr un diálogo sobre problemas de interés que vinculan a ambos grupos.
Las áreas particulares de enfoque para la sesión incluyen: * Progenitores estelares de tipo Ia y mecanismos de explosión * Simulaciones multidimensionales de tipo Ia * Discriminantes fotométricos y espectroscópicos de los progenitores de tipo Ia, particularmente en épocas tempranas y tardías * Efectos evolutivos en la cosmología de supernovas de SNe Ia y su impacto en Mediciones de energía oscura * El brillo absoluto de Ia normal SNe el vínculo del brillo absoluto y las vistas de la escala de distancia en la tensión constante del Hubble.

Enanas blancas, estrellas magnéticas compactas y astrofísica nuclear

Presidentes: Manuel Malheiro y Jaziel Goulart Coelho

Avances teóricos y observacionales en White Dwarfs (WD), considerando su constitución y observación reciente de WD muy Rápidas y masivas, así como la importancia y posible identificación de campos magnéticos fuertes en Estrellas Compactas junto con la relevancia de los procesos nucleares para explicar la estabilidad de Estas fuentes e incluso eventos explosivos como ráfagas, FRB son los temas principales de esta sesión paralela.


Detectando agujeros negros supermasivos

Otro objeto aparentemente invisible que el Hubble ha ayudado a iluminar son los agujeros negros supermasivos. Estos cuerpos densos son varios miles de millones de veces más masivos que nuestro Sol y se cree que se encuentran en el corazón de la mayoría de las galaxias.

Antes del Hubble, estos agujeros negros eran completamente teóricos. La única evidencia de su existencia fueron las observaciones de radio de galaxias distantes conocidas como cuásares, que contenían objetos del tamaño del Sistema Solar pero que brillaban más que cualquier otra cosa conocida en el Universo.

Leer más sobre cosmología:

Hubble pudo determinar que las emisiones de radio provenían de los centros de las galaxias que las contenían, muy probablemente de un gas extremadamente caliente que se estaba calentando intensamente mientras giraba alrededor de un agujero negro gigante.

En 1997, el Espectrógrafo de Imágenes del Telescopio Espacial se instaló en el Hubble. Este instrumento era mucho mejor para observar la región cercana al centro de una galaxia y podía distinguir el rápido movimiento de las estrellas atrapadas en órbita cerca de un agujero negro. El instrumento pronto los encontró, probando definitivamente la existencia de agujeros negros supermasivos.

Durante los últimos 30 años, el telescopio espacial Hubble ha ayudado a los astrónomos a extraer fotones de las profundidades más profundas del espacio e incluso a lugares iluminados de nuestro cosmos donde no brilla la luz, ayudando a revelar los secretos más oscuros del Universo.


Ver el vídeo: Bakan, De Kiruza en el programa Puro Chile de TVN. Febrero 2016 (Septiembre 2022).