Los investigadores han desarrollado un método revolucionario para realizar la transformada fraccionada de Fourier de pulsos ópticos utilizando memoria cuántica. Este logro único implicó implementar la transformación en un estado de “gato de Schrödinger”, con aplicaciones potenciales en telecomunicaciones y espectroscopia.
Investigadores de la Facultad de Física de la Universidad de Varsovia, junto con expertos del Centro QOT de Tecnologías Ópticas Cuánticas, han desarrollado una técnica innovadora que permite realizar la transformada fraccionada de Fourier de pulsos ópticos con ayuda de la memoria cuántica.
Este logro es único a escala global, ya que el equipo fue el primero en presentar una implementación experimental de dicha transformación en este tipo de sistema. Los resultados de la investigación fueron publicados en la prestigiosa revista. Cartas de examen físico. En su trabajo, los estudiantes probaron la implementación de la transformada fraccionada de Fourier utilizando un pulso óptico doble, también conocido como estado del «gato de Schrödinger».
El espectro del pulso y la distribución temporal.
Las ondas, como la luz, tienen sus propias propiedades características: duración y frecuencia de los pulsos (correspondientes, en el caso de la luz, a su color). Resulta que estas características están unidas por una operación llamada transformada de Fourier, que nos permite pasar de la descripción de una onda en el tiempo a la descripción de su espectro en frecuencias.
La transformada fraccionaria de Fourier es una generalización de la transformada de Fourier que permite una transición parcial de una descripción de una onda en el tiempo a una descripción en frecuencia. Intuitivamente, esto puede entenderse como una rotación de una distribución (por ejemplo, la función cronocíclica de Wigner) de la señal considerada en un cierto ángulo en el dominio tiempo-frecuencia.
Estudiantes en el laboratorio presentando la rotación de los estados del gato de Schrödinger. Ningún gato resultó herido durante el proyecto. Crédito: S. Kurzyna y B. Niewelt, Universidad de Varsovia
Resulta que las transformadas de este tipo son excepcionalmente útiles en el diseño de filtros espectral-temporales especiales para eliminar el ruido y permitir la creación de algoritmos para utilizar la naturaleza cuántica de la luz para distinguir pulsos de diferentes frecuencias con mayor precisión que los métodos tradicionales. métodos. Esto es especialmente importante en espectroscopia, que permite estudiar las propiedades químicas de la materia, y en telecomunicaciones, que requieren la transmisión y procesamiento de información con gran precisión y rapidez.
¿Lentes y la transformada de Fourier?
Una lente de vidrio común es capaz de enfocar un haz de luz monocromático que incide sobre ella casi en un solo punto (enfoque). Cambiar el ángulo de incidencia de la luz sobre la lente da como resultado un cambio en la posición del enfoque. Esto nos permite convertir los ángulos de incidencia en posiciones, obteniendo la analogía de la transformada de Fourier, en el espacio de direcciones y posiciones. Un espectrómetro clásico basado en rejilla de difracción utiliza este efecto para convertir la información de longitud de onda de la luz en posiciones, lo que nos permite distinguir líneas espectrales.
Lentes de tiempo y frecuencia.
Al igual que la lente de vidrio, las lentes de tiempo y frecuencia permiten convertir la duración de un pulso en su distribución espectral o, efectivamente, realizar una transformada de Fourier en el espacio de tiempo y frecuencia. La selección correcta de las potencias de dichas lentes permite realizar una transformada fraccionada de Fourier. En el caso de los pulsos ópticos, la acción de las lentes de tiempo y frecuencia corresponde a la aplicación de fases cuadráticas a la señal.
Para procesar la señal, los investigadores utilizaron una memoria cuántica (o más precisamente, una memoria con capacidad de procesamiento cuántico de luz) basada en una nube de átomos de rubidio colocados en una trampa magnetoóptica. Los átomos se enfriaron a una temperatura de decenas de millones de grados por encima cero absoluto. La memoria se colocó en un campo magnético cambiante, lo que permitió almacenar componentes de diferentes frecuencias en diferentes partes de la nube. El pulso se amplió en el tiempo durante la escritura y la lectura, y en la frecuencia durante el almacenamiento.
El dispositivo desarrollado en la Universidad de Washington permite la implementación de dichas lentes en una gama muy amplia de parámetros y de forma programable. Un pulso doble es muy propenso a la decoherencia, por lo que a menudo se lo compara con el famoso gato de Schrödinger: una superposición macroscópica de seres vivos y muertos, casi imposible de lograr experimentalmente. Sin embargo, el equipo pudo implementar operaciones fieles en estos frágiles estados de doble pulso.
La publicación es el resultado del trabajo del Laboratorio de Dispositivos Ópticos Cuánticos y el Laboratorio de Memoria Cuántica del centro “Tecnologías Ópticas Cuánticas” con la participación de dos estudiantes de maestría: Stanislaw Kurzyna y Marcin Jastrzebski, dos estudiantes universitarios Bartosz Niewelt y Jan Nowosielski, el Dr. Mateusz Mazelanik y los jefes de laboratorio, el Dr. Michal Parniak y el profesor Wojciech Wasilewski. Por los resultados descritos, Bartosz Niewelt también recibió una beca de presentación en la reciente conferencia DAMOP en Spokane, WA.
Antes de su aplicación directa en telecomunicaciones, el método primero debe asignarse a otras longitudes de onda y rangos de parámetros. Sin embargo, la transformada fraccionaria de Fourier podría resultar crucial para los receptores ópticos en redes avanzadas, incluidos los enlaces ópticos por satélite. Un procesador de luz cuántica desarrollado en la Universidad de Washington permite encontrar y probar de manera eficiente estos nuevos protocolos.
Referencias: “Implementación experimental de la transformada óptica fraccionaria de Fourier en el dominio tiempo-frecuencia” por Bartosz Niewelt, Marcin Jastrzębski, Stanisław Kurzyna, Jan Nowosielski, Wojciech Wasilewski, Mateusz Mazelanik y Michał Parniak, 12 de junio de 2023, Cartas de examen físico. DOI: 10.1103/PhysRevLett.130.240801
El proyecto “Tecnologías Ópticas Cuánticas” (MAB/2018/4) se lleva a cabo en el marco del programa Agendas Internacionales de Investigación de la Fundación para la Ciencia Polaca cofinanciado por la Unión Europea en el marco del Fondo Europeo de Desarrollo Regional.
El cuarto vuelo de prueba del megacohete Starship de SpaceX aún no se ha realizado, pero la compañía ya se está preparando para el quinto lanzamiento.
SpaceX llevó a cabo un «fuego estático» con la etapa superior de una nave espacial hoy (8 de mayo) en su sitio Starbase en el sur de Texas, encendiendo brevemente los seis motores Raptor del vehículo de 165 pies de altura (50 metros) mientras permanecía anclado a la base. . .
SpaceX normalmente realiza disparos estáticos antes del lanzamiento, pero este vehículo no es el próximo en abandonar la Tierra. Este sería el Flight 4 Starship, que podría lanzarse este mes. SpaceX ya ha disparado estáticamente sus dos elementos: la etapa superior, conocida como Ship, y su propulsor gigante de primera etapa Super Heavy, que alberga 33 Raptors.
Por lo tanto, el vehículo del Vuelo 4 probablemente esté listo para partir. Pero SpaceX aún necesita obtener una licencia de lanzamiento de la Administración Federal de Aviación de EE. UU. (FAA), que parece estar todavía investigando lo que sucedió durante el último despegue de Starship.
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La etapa superior del vuelo 5 de SpaceX realiza una prueba de fuego estático el 8 de mayo de 2024. (Crédito de la imagen: SpaceX a través de X)
Este vuelo, el tercero que involucra una pila completa de Ship-Super Heavy, se lanzó desde Starbase el 14 de marzo.
Starship tuvo un desempeño bastante bueno ese día, según SpaceX. Sus dos etapas se separaron con éxito y el Super Heavy completó con éxito su impulso de retroceso poco después, colocándose en posición para un aterrizaje planificado en el Golfo de México.
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Mientras tanto, la etapa superior alcanzó la velocidad orbital y voló durante unos 50 minutos, mucho más de lo que había logrado anteriormente un vehículo Starship.
SpaceX se está preparando para la cuarta prueba de vuelo integrada de su enorme vehículo Starship, y también la quinta, como se ve en esta prueba de disparo de la etapa superior del Vuelo 5 Starship. (Crédito de la imagen: SpaceX a través de X)
Sin embargo, ambas etapas finalmente se separaron: el Super Heavy a unos 500 m (1.650 pies) sobre las olas y la Nave al reingresar a la atmósfera de la Tierra.
SpaceX está desarrollando Starship para transportar personas y carga a la Luna, Marte y más allá. La NASA eligió este enorme vehículo para ser el primer módulo de aterrizaje lunar tripulado para su programa Artemis, por ejemplo, y el fundador y director ejecutivo de SpaceX, Elon Musk, ha promocionado repetidamente el potencial de Starship para hacer económicamente viable la colonización de Marte.
Poner en funcionamiento Starship probablemente requerirá muchos vuelos de prueba, y SpaceX está ansioso por hacerlos volar relativamente rápido, como lo muestra el fuego estático de hoy. De hecho, Musk dijo que la compañía planea lanzar Starship. al menos seis veces este año.
Los investigadores que utilizaron el telescopio espacial James Webb pueden haber encontrado rastros de gases atmosféricos que rodean 55 Cancri e, un exoplaneta rocoso ubicado a 41 años luz de la Tierra. Este descubrimiento se considera la mejor evidencia hasta el momento de la existencia de una atmósfera planetaria rocosa fuera de nuestro sistema solar.
Renyu Hu, del Laboratorio de Propulsión a Chorro (JPL) de la NASA, es el autor principal de un artículo publicado en Nature. «Webb amplía los límites de la caracterización de exoplanetas a los planetas rocosos». » dijo Hu. «Esto realmente permite un nuevo tipo de ciencia».
55 Cancri e está clasificada como una súper Tierra, con un diámetro casi el doble que el de la Tierra y una densidad ligeramente mayor. Orbita tan cerca de su estrella que su superficie probablemente esté fundida, un océano de magma hirviente. El planeta también es susceptible al bloqueo de las mareas, con un lado diurno mirando hacia la estrella en todo momento y un lado nocturno en perpetua oscuridad.
A pesar de numerosas observaciones desde su descubrimiento en tránsito en 2011, la pregunta de si 55 Cancri e tiene atmósfera o no sigue sin respuesta. A diferencia de las atmósferas de los gigantes gaseosos, las atmósferas más delgadas y densas que rodean los planetas rocosos siguen siendo difíciles de alcanzar.
Esta curva de luz muestra el cambio en el brillo del sistema 55 Cancri a medida que el planeta rocoso 55 Cancri e, el más cercano de los cinco planetas conocidos del sistema, se mueve detrás de la estrella. Este fenómeno se conoce como eclipse secundario. Cuando el planeta está al lado de la estrella, la luz del infrarrojo medio emitida tanto por la estrella como por el lado diurno del planeta llega al telescopio y el sistema parece más brillante. Cuando el planeta está detrás de la estrella, la luz emitida por el planeta se bloquea y sólo la luz de la estrella llega al telescopio, provocando una disminución del brillo aparente. Los astrónomos pueden restar el brillo de la estrella del brillo combinado de la estrella y el planeta para calcular la cantidad de luz infrarroja procedente del lado diurno del planeta. Esto luego se utiliza para calcular la temperatura diurna y deducir si el planeta tiene atmósfera o no. El gráfico muestra los datos recopilados utilizando el modo de espectroscopía de baja resolución en el instrumento de infrarrojo medio (MIRI) de Webb en marzo de 2023. Cada uno de los puntos de datos de color púrpura muestra el brillo de la luz en una longitud de onda de 7,5 a 11,8 micrones, promediado en aproximadamente intervalos de cinco minutos. La línea gris es el mejor ajuste o curva clara del modelo que mejor se ajusta a los datos. La disminución del brillo durante el eclipse secundario es de sólo 110 partes por millón, o alrededor del 0,011 por ciento. La temperatura del planeta calculada a partir de esta observación es de unos 1.800 kelvin (unos 1.500 grados Celsius), que es significativamente más baja de lo que se esperaría si el planeta no tuviera atmósfera o sólo tuviera una fina atmósfera de vapor de roca. Esta temperatura relativamente baja indica que el calor se distribuye desde el lado diurno hacia el lado nocturno del planeta, probablemente por una atmósfera rica en sustancias volátiles.
[Image description: Diagram of a secondary eclipse and a graph of change in brightness over time. Below the diagram is a graph showing the change in brightness of mid-infrared light emitted by the star-planet system over the course of about four and a half hours. The infographic shows that the brightness of the system decreases as the planet moves behind the star.]
Créditos: NASA, ESA, CSA, J. Olmsted (STScI), A. Bello-Arufe (JPL)
Para distinguir entre la posibilidad de que el planeta tenga una atmósfera o simplemente un fino velo de roca vaporizada, los investigadores utilizaron NIRCam y MIRI de Webb para medir la luz infrarroja de 4 a 12 micrones proveniente del planeta. Aunque Webb no puede capturar una imagen directa de 55 Cancri e, puede medir cambios sutiles en la luz de todo el sistema a medida que el planeta orbita la estrella.
El equipo pudo calcular la cantidad de diferentes longitudes de onda de luz infrarroja procedente del lado diurno del planeta. Este método, conocido como espectroscopia de eclipses secundarios, es similar al utilizado por otros equipos de investigación para buscar atmósferas de exoplanetas rocosos.
La primera indicación de que 55 Cancri e podría tener una atmósfera sustancial provino de mediciones de temperatura basadas en su emisión térmica. Si el planeta está cubierto de roca fundida oscura con un fino velo de roca vaporizada o si no tiene atmósfera, la temperatura durante el día debería rondar los 2.200 grados Celsius. En cambio, los datos del MIRI mostraron una temperatura relativamente baja, de alrededor de 1.540 grados Celsius. Esto indica que la energía se distribuye desde el lado diurno hacia el lado nocturno, muy probablemente por una atmósfera rica en sustancias volátiles.
Un espectro de emisión térmica capturado por la NIRCam (cámara de infrarrojo cercano) de Webb en noviembre de 2022 y el MIRI (instrumento de infrarrojo medio) en marzo de 2023, muestra el brillo (eje y) de diferentes longitudes de onda de luz infrarroja (eje x) emitida. por el exoplaneta súper Tierra 55 Cancri e. El espectro muestra que el planeta podría estar rodeado por una atmósfera rica en dióxido de carbono o monóxido de carbono y otros volátiles, no sólo rocas vaporizadas. El gráfico compara los datos recopilados por NIRCam (puntos naranjas) y MIRI (puntos morados) con dos modelos diferentes. El modelo A, en rojo, muestra cómo debería verse el espectro de emisión de 55 Cancri e si tuviera una atmósfera de roca vaporizada. El modelo B, en azul, muestra cómo se vería el espectro de emisión si el planeta tuviera una atmósfera rica en volátiles desgasificada por un océano de magma cuyo contenido de volátiles es similar al del manto terrestre. Los datos de MIRI y NIRCam son consistentes con el modelo rico en volatilidad. La cantidad promedio de luz infrarroja emitida por el planeta (MIRI) muestra que su temperatura diurna es significativamente más baja de lo que sería si no tuviera una atmósfera que distribuyera el calor del lado diurno al lado nocturno. La caída del espectro entre 4 y 5 micrones (datos NIRCam) puede explicarse por la absorción de estas longitudes de onda por las moléculas de monóxido de carbono o dióxido de carbono en la atmósfera. El espectro se produjo midiendo el brillo de luz de 4 a 5 micrones con el espectrómetro NIRCam GRISM de Webb y de luz de 5 a 12 micrones con el espectrómetro MIRI de baja resolución, antes, durante y después de mover el planeta detrás de su estrella (el eclipse secundario). La cantidad de cada longitud de onda emitida por el planeta (eje y) se calculó restando el brillo de la estrella sola (durante el eclipse secundario) del brillo de la estrella y el planeta combinados (antes y después del eclipse). Cada observación duró aproximadamente ocho horas. Tenga en cuenta que los datos de NIRCam se han desplazado verticalmente para alinearse con el modelo B. Aunque las diferencias de brillo entre cada longitud de onda en la banda NIRCam se derivan de la observación (los datos sugieren un valle entre 4 y 5 micrones), el brillo absoluto (la posición vertical de este valle) no se pudo medir con precisión debido al ruido en los datos.
[Image description: Graph showing the brightness of light captured by Webb’s NIRCam and MIRI instruments plotted alongside two different model emission spectra, and an illustration of the planet and its star in the background.]
Créditos: NASA, ESA, CSA, J. Olmsted (STScI), R. Hu (JPL), A. Bello-Arufe (JPL), M. Zhang (Universidad de Chicago), M. Zilinskas (SRON Instituto Holandés de Investigación Espacial) )
Cuando el equipo analizó los datos de NIRCam, vio tendencias consistentes con una atmósfera rica en volatilidad. «Vemos una caída en el espectro entre 4 y 5 micrones: menos luz llega al telescopio». explicó el coautor Aaron Bello-Arufe, también del JPL. «Esto sugiere la presencia de una atmósfera que contiene monóxido de carbono o dióxido de carbono, los cuales absorben estas longitudes de onda de luz».
Este apasionante descubrimiento profundizará nuestra comprensión de los exoplanetas y sus atmósferas. Las capacidades de Webb también permitirán a los científicos continuar explorando planetas rocosos y ampliar los límites de la investigación de exoplanetas.
Referencia de la revista
Hu, R., Zhang, M., Paragas, K., Zilinskas, M., Van Buchem, C., Bess, M., Patel, J., Ito, Y., Damiano, M., Scheucher, M. , Oza, AV, Knutson, HA, Miguel, Y., Dragomir, D., Brandeker, A. y Demory, B. (2024). Una atmósfera secundaria en el exoplaneta rocoso 55 Cancri e. Naturaleza, 1-2. YO: 10.1038/s41586-024-07432-x
Cuando los astrónomos observan galaxias, suelen realizar una especie de arqueología. Bueno, arqueología cósmica.
Básicamente, al examinar cómo es una galaxia y cómo interactúa con sus vecinas galácticas más cercanas, es posible reconstruir la historia de esa galaxia. Y una herramienta que los astrónomos pueden utilizar para tal trabajo es la Telescopio de rastreo VLT (VST), el telescopio de luz visible más grande del mundo. El VST ha publicado un tríptico de imágenes que ilustran algunas de estas galaxias lejanas necesarias para el descubrimiento del pasado galáctico.
Una imagen muestra ESO 510-G13, una galaxia a 150 millones de años luz de distancia en la constelación de Hidra. A través de los puntos brillantes que representan estrellas de la Vía Láctea, el halo central y el disco en forma de S de ESO 510-G13 son claramente visibles en el centro izquierda. La forma del disco es inusual y los astrónomos creen que podría deberse a las secuelas de una antigua colisión entre esta galaxia y otra galaxia. Un par de galaxias más distantes son visibles en la esquina inferior derecha de la imagen. Están a unos 250 millones de años luz de nosotros.
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ESO 510-G13, una curiosa galaxia lenticular a unos 150 millones de años luz, hacia la constelación de Hidra. (Crédito de la imagen: INAF/VST. Agradecimientos: M. Spavone (INAF), R. Calvi (INAF))
Una segunda imagen muestra cuatro miembros de un cúmulo de galaxias, conocido como Hickson Compact Group 90, ubicado a una distancia más modesta de 100 millones. Años luz muy lejos en la constelación de Piscis Austrinus. Tres de las galaxias se encuentran cerca del centro: NGC 7173, NGC 7176 y la espiral NGC 7174. Se intercambian estrellas y gas entre sí, creando un halo luminoso que los entrelaza. Una cuarta galaxia, NGC 7172, se encuentra sola en la parte superior de la imagen; EL un agujero negro supermasivo en su centro está envuelto en polvo oscuro.
El cúmulo de galaxias Abell 1689, observable hacia la constelación de Virgo. (Crédito de la imagen: INAF/VST. Agradecimientos: M. Spavone (INAF), R. Calvi (INAF))
La tercera y última imagen representa un cúmulo diez veces más alejado que cualquiera de los otros dos: Abel 1689situado a más de 2.300 millones de años luz de distancia en el constelación de virgo. Abell 1689 en realidad contiene más de 200 galaxias. Juntos, su colosal masa distorsiona la espacio–tiempo alrededor de ellos – creando un lente gravitacional lo que distorsiona la luz de las galaxias detrás.
Ubicado en el Observatorio Paranal del Observatorio Europeo Austral en Chile, el VST ha estado observando el cielo desde 2011. Los operadores del telescopio planean publicar más imágenes en los próximos meses.
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