develando el universo con astropartículas Gustavo Medina

Una nueva astrofísica: develando el universo con astropartículas
Gustavo Medina-Tanco
La historia de los rayos cósmicos es una de aventura y determinación.
Casualmente este año se cumple un siglo desde que el físico austríaco Víctor Francis
Hess (1883-1964), demostró la existencia de un flujo de partículas ionizantes
provenientes del espacio exterior. Este fenómeno, basado en un error que llevó décadas
descubrir, vendría a llamarse de “rayos cósmicos”, y ha absorbido el esfuerzo de centenas
de científicos por varias generaciones.
Figura 1: Vuelo del descubrimiento de Víctor Hess (margen superior derecha) en el globo
de Hidrógeno Böhmen (1812).
A fines del siglo XIX se sabía que el aire se ionizaba naturalmente. Después del
descubrimiento de la radioactividad por Henri Becquerel in 1896, se pensó que dicha
ionización provenía de elementos radioactivos en la superficie terrestre. Mediciones
realizadas en la primera década del siglo XX mostraban un decrecimiento de la
intensidad de ionización atmosférica en función de la altura, que podía explicarse como
absorción de radiación terrestre por el aire, dando credibilidad a esta hipótesis. Entre
1911 y 1913, Hess realizó una serie de vuelos en Globo, cargando electroscopios
mejorados por él mismo, para efectuar mediciones en función de la altura. Hizo vuelos
tanto de día como de noche e incluso en un eclipse, para verificar si la radiación podía
originarse en el Sol. Finalmente, en el séptimo vuelo de 1912, demostró claramente que,
si bien la ionización efectivamente decrecía hasta una altitud de 1000 m, a partir de allí
tornaba a crecer nuevamente hasta duplicar el valor medido en la superficie para un altura
de 5300 m, la máxima alcanzada en el vuelo. A partir de estos resultados, concluyó que
radiación ionizante penetraba la atmosfera terrestre desde el espacio exterior. Este
resultado fue comprobado por otros científicos en años posteriores, entre ellos Verner
Kolhörster a 9000 m de altura en 1913-1914 y Robert Millikan en 1925.
El origen de la radiación ionizante era un tópico candente de la época, y Hess no era el
único científico trabajando en él. De hecho, cabe notar a Doménico Pacini (Fig. 2), quien
llego a idénticas conclusiones a las de Hess, y publicadas en el mismo año, pero con un
método diferente: el midió la atenuación bajo el agua de un lago. Lamentablemente,
Pacini murió en 1934, dos años antes del la entrega del Nobel a Hess, y su trabajo
permaneció mayormente olvidado hasta nuestros días.
Figura 2: Doménico Pacini (1878-1934). Co-descubridor “olvidado” de los rayos
cósmicos, realizando una medición con un electroscopio de la época.
La historia de los rayos cósmicos comenzó así en medio a aventuras, ya sea volando en la
alta atmósfera o bajo el agua, y en los años siguientes ha llevado científicos a todas las
latitudes del planeta, a las cimas de las montañas más altas, a mesetas desoladas, bajo los
océanos, a los desiertos polares, al espacio exterior y hasta la profundidad de los hielos
antárticos en una búsqueda permanente de conocimiento para tratar de comprender uno
de los fenómenos físicos más complejos ya atacados por el ser humano.
Es aparentemente llamativo que, con tanto esfuerzo invertido y un siglo de investigación,
este fenómeno aún sea un candente, en la frontera del conocimiento.
Cabe entonces preguntarse, por qué el fenómeno de los rayos cósmicos es tan difícil de
estudiar? Los orígenes de esta dificultad son básicamente: (i) que las partículas primarias
no consiguen penetrar la atmósfera hasta la superficie de la tierra, (ii) que el flujo cae
fuertemente con la energía de la partícula incidente, requiriendo grandes detectores y
tiempos de integración y (iii) que las partículas son cargadas, por lo que su propagación
es afectada por los campos magnéticos cósmicos, destruyendo la correlación entre la
posición de la fuente en el cielo y la dirección de llegada de la partícula.
Qué es lo que conocemos? Podemos empezar por el espectro de energía de los rayos
cósmicos (Figura 3).
Figura 3: Izquierda: espectro de energía de los rayos cósmicos. Derecha: ídem, pero
multiplicado por E-2.7 para resaltar sus principales características: la rodilla, la segunda
rodilla, la depresión del tobillo y la supresión de flujo a las energías más altas conocida
como el corte GZK
El espectro se extiende por más de 12 órdenes de magnitud en energía (las unidades
utilizadas comúnmente se muestran a lo largo del eje horizontal) y más de 32 órdenes de
magnitud en flujo. Esto convierte los rayos cósmicos en un fenómeno único en la
naturaleza. Es claro también, que un espectro de energías tan vasto difícilmente puede ser
producido por un único mecanismo físico o por una única clase de fuente astrofísica.
De hecho, pistas de esto se encuentran en la propia forma del espectro. Como lo muestra
la recta verde en la figura 3, el espectro puede ser representado en primera aproximación
por una única ley de potencia de exponente “-3”. Las pequeñas desviaciones existentes,
pueden ser visualmente amplificadas mediante el “truco” de multiplicar el espectro por
una potencia elevada de la energía, por ej. E-2.7 en la viñeta superior derecha de la figura
3, y son de gran importancia astrofísica: (i) la primera rodilla (knee), localizada a ~1015
eV, muy posiblemente marca el inicio del fin de la aceleración de partículas relativistas
en nuestra Galaxia, (ii) la segunda rodilla (second knee), situada a ~ 3 x 1017 eV,
representa, tal vez, el límite de menor energía del flujo extragaláctico que consigue llegar
a nuestra Galaxia, (iii) el tobillo (ankle), una depresión en el flujo espectral que se
extiende de ~ 3 x 1017 eV a ~ 1019 eV, cuyo origen todavía no se entiende
completamente, pudiendo deberse tanto a la transición entre el predominio de los flujos
Galáctico y extragaláctico en el interior del disco de nuestra Galaxia, como a la
interacción del flujo extragaláctico con el fondo de radiación cósmico de microondas
reliquia del Big-Bang, (iv) una fuerte supresión del espectro a energías mayores que
1019.6 eV, como resultado de la producción de piones por la interacción de protones
extragalácticos con la radiación de fondo, el renombrado corte GZK, o, simplemente, del
límite máximo de aceleración en fuentes extragalácticas. Todos los procesos
mencionados son de suma importancia para la comprensión de la física de rayos
cósmicos, pero además tienen profundas implicaciones para la astrofísica Galáctica y
extragaláctica, así como para la física de las interacciones entre las partículas elementales
a energías mucho más elevadas que las alcanzables con los aceleradores hechos por el
hombre.
Resumiendo, el Sistema Solar, la Vía Láctea y el universo como un todo participan en la
producción de rayos cósmicos a diferentes escalas que se superponen parcialmente. Hoy
en día creemos que las partículas con energías menores a la segunda rodilla son galácticas,
y que las que tiene energías mayores que el tobillo se originan en otras galaxias. Desde la
segunda rodilla y a lo largo del tobillo es una región de mezcla de ambas. Las fuentes de
rayos cósmicos en la Galaxia son muchas. El Sol y estrellas semejantes, por ejemplo,
contribuyen a la región de menor energía, hasta 109 eV pero, la gran mayoría, muy
probablemente se acelera en las ondas de choque que las supernovas lanzan en el medio
interestelar y después de eso viajan por unos 20 millones de años hasta llegar a la Tierra.
En cuanto al origen de la componente extragaláctica, aunque duela reconocerlo, aún no
conocemos la respuesta.
Rayos cósmicos de altísimas energías
Los rayos cósmicos con energías superiores a 3x1019 eV son una incógnita. Hoy en día no
sabemos donde se originan, como se producen o, inclusos, qué es lo que son. De hecho,
los mecanismos de aceleración y pérdidas de energía que conocemos parecen
inadecuados. Más aún, sabemos que ellos no pueden venir de distancias superiores a unas
pocas centenas de millones años luz, algo relativamente local en escala cósmica, donde
no parecen existir fuentes astrofísicas capaces de producirlos. Con base en nuestro
conocimiento físico presente, interacciones con fotones, tanto en los lugares de
aceleración como durante la propagación, deberían emitir cantidades copiosas de
neutrinos de muy altas energías que no hemos observado aún. A las más altas energías,
los campos magnéticos cósmicos deberían comenzar a ser insuficientes para desviar
considerablemente a las partículas y, consecuentemente, la distribución de sus fuentes
sobre la esfera celeste debería volverse aparente. Si bien hay leves indicaciones de que
esto último pueda estar presente en los datos más nuevos disponibles, no existe ninguna
prueba conclusiva. Finalmente, la interpretación científica de los datos se ve complicada
por el hecho de que no se observa la partícula primaria (ver sección a seguir), sino el
resultado de múltiples interacciones hadrónicas con núcleos atmosféricos. A estas
energías, muy superiores a las del LHC, no existen mediciones de laboratorio de los
parámetros relevantes para describir dichas interacciones, sino que deben ser
extrapoladas a partir de mediciones a energías mucho menores. No es de llamar la
atención que grandes esfuerzos científicos estén siendo dedicados a explorar esta región
espectral y que eso solo debe aumentar en el futuro próximo.
Detectores de rayos cósmicos
La vastedad del espectro vuelve imposible utilizar una única técnica experimental para
estudiar los rayos cósmicos. A energías relativamente bajas, de GeV-TeV, el flujo es lo
suficientemente alto, millares de partículas por metro cuadrado por segundo, como para
que detectores puedan ser instrumentados en plataformas satelitales, permitiendo la
observación directa de las partículas que llegan a la atmósfera terrestre. A estas energías,
la composición es muy bien conocida: 99% son núcleos, de los cuales 89% son protones,
10% Helio y 1% núcleos más pesados. Solo 1% son electrones y la causa de esto no es
bien comprendida.
A energías más elevadas, la rápida disminución del flujo requiere de detectores que, por
su tamaño, se vuelven inviables para el espacio y otra técnica debe ser empleada. Cuando
una partícula de muy alta energía llega a la atmósfera, aunque parezca contra intuitivo, no
la puede penetrar. A unos 20 km de altura, interactúa con algún núcleo atmosférico y
acaba desatando una cascada de partículas (ver figura 4), ya que sus hijas tiene aún
energías suficientemente elevadas para continuar produciendo más partículas por muchas
generaciones sucesivas (por ej., un primario de 1020 eV puede producir 1011 partículas
hijas a nivel del suelo). La multitud de partículas generadas viaja a la velocidad de la luz,
dentro de un disco con una espesor de decenas de metros y un radio que puede llegar a
decenas de km a las más latas energías, y eso lo que se denomina “chubasco atmosférico”.
En la práctica, a energías superiores a centenas de TeV, esto es lo que se observa en vez
del rayo cósmico primario.
Figura 4: Izquierda: chubascos atmosféricos. Derecha: las dos técnicas principales de
detección en tierra a altas energías, superficie y florescencia.
Las técnicas de observación más utilizadas son esencialmente dos (figura 4, derecha). La
primera, conocida como de “Superficie”, consiste en la detección del frente del chubasco
(el disco) cuando éste cruza el suelo, por detectores discretos de partículas esparcidos
sobre una gran área. El tiempo de pasaje, la energía depositada en cada detector, la
estructura temporal de la señal y, en algunos casos, las abundancias relativas de partículas
en el interior del disco (electrones, positrones, fotones y muones), son utilizados, con
mayor o menor suceso, para inferir la dirección original de llegada a la Tierra del rayo
cósmico primario, su energía e identidad. La segunda técnica, llamada de “fluorescencia”
consiste en aprovechar el hecho de que las partículas cargadas en el disco excitan al N2
atmosférico a su paso, quien se desexcita inmediatamente emitiendo luz ultra-violeta. En
noches muy oscuras, sin luna y con aire limpio, esta luz puede ser observada con
telescopios. La traza tridimensional producida indica la dirección del primario, la
cantidad de luz emitida es proporcional a su energía y la distribución de luz emitida a lo
largo de la traza contiene información sobre su identidad. En todo caso, debe recordarse
que, el hecho de que la información este allí, no quiere decir que sea fácil recuperarla. En
principio, el contenido de información de la partícula incidente típicamente ha sido
redistribuido entre centenas de billones de partículas hijas.
Las dos décadas pasadas han testimoniado un avance considerable a nivel mundial en las
tecnologías empleadas, lo que ha llevado a un sostenido incremento en sensibilidad.
Consecuentemente, varios de estos frentes de investigación se encuentran en el umbral de
descubrimientos importantes que, muy probablemente, abrirán nuevos canales para la
comprensión y exploración científica del cosmos.
El fenómeno de rayos cósmicos plantea intrigas apasionantes a todas las energías pero,
sin duda, son las mayores energías las que tienen el mayor potencial de descubrimiento.
Dado el bajo flujo de partículas en esta región espectral, el costo y la complejidad de los
experimentos vuelven imprescindible la cooperación internacional a través de grandes
colaboraciones o consorcios. Esta actividad conjunta se basa no sólo en la distribución de
costos entre sus miembros, sino, y más fundamentalmente, también en un flujo
permanente de ideas y de información que enriquece a todos sus participantes.
En esta área en particular, México es un participante activo y permanente a nivel mundial.
Un ejemplo importante de esto es la participación de diversas instituciones del país en la
construcción y operación del Observatorio Pierre Auger, el mayor detector de rayos
cósmicos de altísimas energías hoy en operación en el mundo. La experiencia ganada en
la operación de detectores Cherenkov en agua, fluorescencia y centelladores, ha fungido
como disparador para otros proyectos, como ser el diseño construcción del detector
BATATA, una contribución enteramente nacional, para el Observatorio Auger, la
planeación e implementación del observatorio de rayos gamma HAWC y la participación
en la nueva generación de detectores de rayos cósmicos a energías extremas, el
observatorio espacial JEM-EUSO.
Observatorio Pierre Auger
El Observatorio Auger (OA), terminado de construir en 2008, se encuentra localizado a
aproximadamente 35 grados de latitud sur, en Malargüe, provincia de Mendoza,
Argentina, a una altitud de 1400 m sobre el nivel del mar y a una decena de kilómetros
del cordón oriental de la Cordillera de los Andes. Una de las característica del OAS que
lo hacen especial es su gran tamaño, llegando a abarcar un área total de 3000 km 2; la otra
es la operación simultánea, por vez primera, de las dos técnicas experimentales
empleadas para observar los chubascos atmosféricos: detectores de superficie y
detectores de fluorescencia. La primera de ellas involucra la operación de más de 1600
estaciones de detección de luz Cherenkov en agua, emplazadas en un entramado
triangular con espaciamiento de 1500 m. Por su parte, la técnica de detección por
fluorescencia del nitrógeno atmosférico requiere de la operación de 27 telescopios de 4 m
de diámetro cada uno, distribuidos en 4 sitios localizados en la periferia del entramado de
estaciones. La exactitud en la determinación del punto de impacto del chubasco sobre el
suelo, dado por el detector de superficie, mejora considerablemente la resolución
geométrica del detector de fluorescencia, mientras que el aspecto calorimétrico de este
último sirve para mejorar la calibración en energía del detector de superficie.
Figura 5: Observatorio Pierre Auger. Cada punto azul es un detector Cherenkov en agua ,
espaciados a 1.5 km sobre un área de 3000 km2. Las cuñas en los cuatro puntos alrededor
de esta superficie representan 24 telescopios de fluorescencia de más de 10 m2 de área
(otros 3 no mostrados existen en Coihueco). El punto rojo representa a localización de la
extensión AMIGA, de 23 km2 de área, dentro de la cual se localiza el detector BATATA,
contribución enteramente mexicana al Observatorio.
Las contribuciones de México a Auger son varias, tanto en instrumental como en ciencia.
Una empresa mexicana, ROTOPLAS, participó en la fabricación de 2/3 de los 1600
detectores de superficie. Esta es la primera oportunidad en la cual una empresa nacional
tiene una participación de tamaña importancia en un desarrollo científico-tecnológico
internacional.
Varias dependencias de la UNAM (ICN, IGEF y CCADET), en colaboración con la
BUAP y el IFM-UMSNH, han construido el telescopio de muones denominado
BATATA. Este es un instrumento, único en su tipo en el Observatorio, ya ha sido
construido y está siendo instalado en el campo.
Figura 6: Detector BATATA: esquemas generales y detalle de planos, barras
centelladoras y sitio de su emplazamiento. Se puede observar la caseta de control, la
granja de paneles solares y, al fondo, las torres de los 4 aerogeneradores.
Cabe destacar también como una de las contribuciones teórico-fenomenológicas, la
propuesta y calibración por parte de investigadores mexicanos, de un nuevo parámetro
oficialmente utilizado por la Colaboración para la discriminación de fotones ultraenergéticos. No obstante, quizás el mayor impacto práctico para el país de esta
colaboración internacional, se refiere al flujo de conocimiento de procesos y datos de la
colaboración internacional, al cual los miembros mexicanos tienen acceso pleno. Esto
último ha permitido el desarrollo de recursos humanos locales en áreas de alta tecnología,
que hoy en día se ven reflejados en desarrollos científicos locales, como ser la
construcción del detector HAWC, los varios detectores de rayos cósmicos del complejo
de Sierra Negra, así como la participación de México en el proyecto espacial JEMEUSO.
Proyecto espacial JEM-EUSO
Este gran detector es la extensión natural de la exitosa participación mexicana en el
Observatorio Pierre Auger y garantiza la continuidad de la investigación de frontera en el
área por parte de nuestra comunidad a lo largo de las próximas décadas.
Las partículas con energía superiores 3x1019 eV son, como ya se mencionó, las de mayor
interés físico. Pero, gracias al Observatorio Auger, se conoce hoy que, a las más altas
energías, el flujo de rayos cósmicos es ~ 1/1000 km2/año. Consecuentemente, el tamaño
del detector es un parámetro crítico. Actualmente, la mayor área de detección disponible
es la de Auger, con ~3000 km2 la cual es insuficiente a las energías extremas. Como en la
práctica, es poco factible construir detectores con área mucho mayor sobre a superficie
terrestre, la opción es un telescopio en órbita que pueda utilizar la técnica de
fluorescencia para observar chubascos sobre un área de millones de km2. Por esta razón,
una colaboración de más de 280 científicos de 13 países, entre los que se cuenta México,
ha propuesto la construcción del telescopio JEM-EUSO, un experimento espacial con un
área equivalente a 3x106 km2 y 3000 Gton para la detección de neutrinos de altas energías.
Dicho telescopio refractor tendrá una masa de 2 toneladas y será instalado en la Estación
Espacial Internacional. México es responsable por el diseño, construcción y calificación
espacial de todo el sistema de monitoreo del detector, que incluye alrededor de dos mil
sensores de diferentes tipos y su control activo e inteligente y por le diseño del sistema de
alimentación del instrumento. Esta es la primera vez que se produce en México
tecnología con calificación espacial a ser certificada por las principales agencias
espaciales internacionales. Así mismo, México ha sido distinguido con la coordinación
científica de la misión. Diversos institutos de la UNAM, BUAP y la UMSNH son parte
de esta iniciativa.
Figura 7: Vista esquemática del telescopio JEM-EUSO en su punto de anclaje en el
modulo Japonés de la ISS.
Figura 8: Izq.: área efectiva exposición de JEM-EUSO en comparación con el
Observatorio Auger. Der.: Visión panorámica de los principales objetivos científicos.
A lo largo de 2012 se construirán dos prototipos de JEM-EUSO de los cuales participa
activamente el grupo mexicano en su construcción y diseño. Estos son versiones
reducidas del telescopio, de 1.2x1.2m de sección y 2m de altura. Uno será instalado en el
Utah, inmerso en un arreglo de detectores denominado Telescope Array, y el otro será
utilizado en vuelos en globos estratosféricos, a partir de 2013, en el ártico y,
posiblemente a latitudes ecuatoriales (India?) y tropicales (México?), con el apoyo y
coordinación de la agencia espacial francesa, CNES. Esta será la primera vez que se
realizarán observaciones de chubascos desde un instrumento en vuelo. México participa
activamente de estos prototipos, tanto en el diseño y construcción de hardware y el
análisis térmico, como en la integración del instrumento y en la producción de
herramientas de análisis de datos y simulación científica e ingenieril.
Así, paradójicamente, la historia que comenzó hace un siglo con un globo, se cierra hoy
de la misma forma.
Figura 9: vuelos de globos estratosféricos se realizarán en el ártico con prototipos de
JEM-EUSO a partir de 2013.