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.