Publicaciones

En este artículo, utilizamos un código de método de elementos discretos de esfera blanda para simular la transmisión y estudiar la atenuación de una onda sísmica. Luego, aplicamos nuestros hallazgos a las diferentes misiones espaciales que han tenido que tocar la superficie de diferentes cuerpos pequeños del sistema solar. Además, hacemos lo mismo con la onda sísmica generada por los impactos a hipervelocidad producidos por las misiones DART y Hayabusa2 una vez que la onda de choque se transforma en onda sísmica. Descubrimos que incluso a presiones muy bajas, como las presentes en el interior de los asteroides, la velocidad de la onda sísmica aún puede ser del orden de cientos de metros por segundo dependiendo de la velocidad del impacto que produce la onda. Como se esperaba de las mediciones experimentales, nuestros resultados muestran que la velocidad de la onda depende directamente de P1/6, donde P es la presión total (presión de confinamiento más presión inducida por las olas). Independientemente de la presión del sistema y de la velocidad del impacto (en el rango investigado), la disipación de energía es extremadamente alta. Estos resultados nos proporcionan una manera de anticipar hasta qué punto una onda sísmica podría haber sido capaz de mover algunas partículas pequeñas en la superficie de un cuerpo pequeño al entrar en contacto con una nave espacial. Además, esta rápida disipación de energía implicaría que incluso los impactos a hipervelocidad deberían perturbar sólo la capa externa de un agregado autogravitante sobre la cual podrían tener lugar la segregación y otros fenómenos. Esto, a su vez, produciría una estructura en capas de la que se han observado algunas pruebas.

En experimentos de laboratorio, se utilizan vídeos de alta velocidad para detectar y rastrear los movimientos de partículas superficiales de tamaño mm causados ​​por un impacto normal de baja velocidad contra la arena. Fuera del radio final del cráter y antes del aterrizaje de la cortina de eyección, los desplazamientos de partículas se miden mediante velocimetría de seguimiento de partículas y con un método de correlación cruzada. Las partículas de la superficie rebotan y también se desplazan permanentemente, y tanto los desplazamientos máximos como los permanentes decaen rápidamente en función de la distancia desde el centro del cráter. La superficie comienza a moverse antes de que la mayor parte de la cortina de eyecciones haya tocado tierra, pero continúa moviéndose después de que el pulso sísmico del subsuelo ha decaído. Los ángulos de los rayos para las velocidades superficiales y subterráneas son similares a los descritos por el modelo Z de Maxwell. Esto implica que el campo de flujo fuera de la región de excavación del cráter es una continuación del flujo de excavación del cráter. La relación entre el desplazamiento final de las partículas y el radio del cráter se asemeja a la medida en otros cráteres de impacto.

Se ha propuesto que algunos asteroides activos se formaron como resultado de eventos de impacto. Debido a que los asteroides activos generalmente se descubren por casualidad solo después de que sus colas se han formado completamente, el proceso de cómo las eyecciones de impacto evolucionan hasta convertirse en una cola, hasta donde sabemos, no se ha observado directamente. La misión Double Asteroid Redirection Test (DART) de NASA, además de haber cambiado con éxito el período orbital de Dimorphos, demostró el proceso de activación de un asteroide resultante de un impacto en condiciones precisamente conocidas. Aquí informamos las observaciones de las eyecciones de impacto de DART con el Telescopio Espacial Hubble desde el tiempo de impacto T + 15 min hasta T + 18,5 días con resoluciones espaciales de alrededor de 2,1 km por píxel. Nuestras observaciones revelan la compleja evolución de las eyecciones, que primero están dominadas por la interacción gravitacional entre el sistema binario de Didymos y el polvo expulsado y posteriormente por la presión de la radiación solar. La eyección de menor velocidad se dispersó a través de una cola sostenida que tenía una morfología consistente con las colas de asteroides observadas previamente que se cree que fueron producidas por un impacto. La evolución de las eyecciones tras el experimento de impacto controlado de DART proporciona así un marco para comprender los mecanismos fundamentales que actúan sobre los asteroides perturbados por un impacto natural.

Realizamos experimentos de impactos con una velocidad oblicua de 104 m/s en un medio granular (arena). Los cráteres de impacto tienen bordes casi redondos incluso en un ángulo rasante de aproximadamente 10°; sin embargo, la fuerza de los pulsos sísmicos excitados por el impacto depende del ángulo de impacto, y la relación entre los picos de velocidad hacia arriba y hacia abajo puede ser tan grande como 5, particularmente a poca profundidad. La pendiente del cráter, el desplazamiento entre el centro del cráter y el lugar del impacto, el volumen del cráter, la variación azimutal en el ángulo de eyección, las formas de los pulsos sísmicos y la dirección del flujo subsuperficial también son sensibles al ángulo de impacto, pero en un grado mucho menor que la fuerza del pulso subsuperficial. Las amplitudes máximas de los pulsos ascendentes y descendentes se pueden estimar a partir de los componentes horizontal y vertical del impulso impartido al medio por el proyectil.

The entanglement entropy of an arbitrary spacetime region A in a three-dimensional conformal field theory (CFT) contains a constant universal coefficient, F(A). For general theories, the value of F(A) is minimized when A is a round disk, F0, and in that case it coincides with the Euclidean free energy on the sphere. We conjecture that, for general CFTs, the quantity F(A)/F0 is bounded above by the free scalar field result and below by the Maxwell field one. We provide strong evidence in favor of this claim and argue that an analogous conjecture in the four-dimensional case is equivalent to the Hofman-Maldacena bounds. In three dimensions, our conjecture gives rise to similar bounds on the quotients of various constants characterizing the CFT. In particular, it implies that the quotient of the stress-tensor two-point function coefficient and the sphere free energy satisfies CT/F0≤3/(4π2log2−6ζ[3])≃0.14887 for general CFTs. We verify the validity of this bound for free scalars and fermions, general O(N) and Gross-Neveu models, holographic theories, N=2 Wess-Zumino models and general ABJM theories.

This article deals with the study of the dynamics of particles in different wormhole geometries. Using the Jacobi metric approach we study the geodesic motion on the Morris–Thorne wormhole. We found the only stable circular orbit located at the throat. We show that the Gaussian curvature of the Jacobi metric is directly related with the wormhole flare-out condition. We provide a simple test for determining the existence of a throat in a spacetime by using the Gaussian curvature of the associated Jacobi metric only. We discuss about the trajectories in the Kepler problem in a wormhole background. Finally, we discuss about the restrictions over the stress–energy tensor imposed by the existence of elliptic orbits in the Kepler problem.