Debido a que un individuo con características físicas similares a quien suscribe hizo una aparición en la Televisión Pública hablando sobre el Observatorio Pierre Auger, me veo en la necesidad de hacer lo mismo por este medio (sí, no quiero ser menos, ¿y qué?)

El desafío de estudiar las partículas más energéticas del Universo.

Cuando Victor Hess, a principios del siglo XX, descubrió un nuevo tipo de radiación proveniente del espacio, no podía ni siquiera soñar que algún día esas partículas darían lugar a una nueva rama de la astronomía. Los rayos cósmicos, así bautizados algunos años después, han intrigado a los científicos durante décadas. Los pioneros que dedicaron su vida a estudiarlos viajaron en globo, subieron a la cima de altas montañas, vivieron durante meses en lugares aislados y con temperaturas extremas o construyeron aparatos increíbles, por su tamaño y complejidad, para poder develar sus secretos.

¿De que lugar vienen estas partículas, más pequeñas que un átomo, pero capaces de recorrer enormes distancias a velocidades cercanas a la de la luz? Se sabe desde hace tiempo que muchas de ellas, las de menor energía (o velocidad), llegan desde el Sol, formando lo que se conoce como viento solar.Los científicos descubrieron también que estas partículas son protones, uno de los componentes del núcleo de los átomos. Estos protones, por su carga eléctrica, producen efectos de gran belleza como las auroras boreales y australes, o sumamente desagradables, como daños en los satélites que orbitan la Tierra e interferencias en las comunicaciones.

Los rayos cósmicos de mayor energía provienen de lejanos lugares de nuestra galaxia o, incluso, de fuera de ella. Existen diferentes teorías acerca de como se aceleran y en que lugares se producen. Cuanto mayor es su energía, más difícil es para los científicos explicar su existencia, ya que son necesarios campos magnéticos muy intensos actuando dentro de espacios enormes para que la partículas se aceleren hasta las energías más altas. Muy pocos objetos astronómicos, entre los que se cuentan las supernovas, los núcleos galácticos activos, las estrellas de neutrones y las explosiones de rayos gamma, son posibles candidatos a ser fuentes de rayos cósmicos.

Una tarea difícil

En principio, debería ser posible saber de dónde provienen éstas partículas construyendo un detector que pueda “verlas” y determinando su camino hasta la Tierra. El problema es que, salvo para aquellas partículas de energía extremadamente alta, la información del lugar donde fueron originados se pierde completamente. Los campos magnéticos existentes dentro de las galaxias y en el espacio entre ellas las desvían, alterando su trayectoria de forma prácticamente impredecible. Sólo los rayos cósmicos de mayor energía pueden llegar hasta nuestro planeta viajando en línea recta, precisamente debido a la enorme velocidad a la que se mueven. La intensidad de los campos magnéticos a través de los que viajan no es suficiente para desviarlos y pueden señalar así directamente a su lugar de origen. Esto hace que sean fundamentales para una rama de la ciencia que, hasta hace unos años, era sólo posible en la fantasía de los investigadores: la astronomía de partículas. Tradicionalmente, la astronomía utiliza la luz en sus diferentes longitudes de onda o energías, desde las ondas de radio hasta los rayos gamma, para obtener información acerca de lo que ocurre en el interior de los diferentes objetos que existen en el Universo. Si se pudieran utilizar partículas con el mismo fin, se obtendría información nueva o complementaria que permitiría entender mejor los procesos físicos que se producen en estos remotos lugares del Universo.

Los rayos cósmicos de mayor energía sólo pueden estudiarse indirectamente. Cuando una de éstas partículas llega a las capas superiores de la atmósfera terrestre, interactúa con un núcleo de alguno de los elementos que componen el aire. Esto produce una cascada de partículas secundarias, que se extiende sobre varias decenas de kilómetros cuadrados al llegar al nivel del suelo. Toda la energía del rayo cósmico primario se distribuye entre cientos de millones de partículas, o bien se utiliza para crearlas. Estudiando las características de la cascada, tales como el número total de partículas, su dirección de avance y el lugar dónde se produce su máximo desarrollo, se pueden deducir las características del rayo cósmico primario.

Construyendo el observatorio

El Observatorio Pierre Auger fue diseñado, precisamente, para estudiar aquellos rayos cósmicos de energía extremadamente alta: 10²⁰ eV (electron-volt). La energía de éstas partículas cósmicas es comparable a la que posee una pelota de tenis en un saque potente, sólo que concentrada en algo de un tamaño muchísimo menor.

Bautizado en honor del físico francés que descubrió, en la década del ’30, las cascadas de partículas secundarias anteriormente mencionadas, el observatorio cubre una superficie total de 3300 km2. Este tamaño descomunal tiene una justificación clara: los rayos cósmicos de mayor energía no son cosa de todos los días. Se estima que, en promedio, sólo llega a nuestro planeta uno por kilómetro cuadrado de superficie cada cien años. La única manera de que el número de eventos registrados sea suficiente para obtener información útil acerca de estas partículas es cubrir esta enorme superficie con detectores.

No es simple encontrar un lugar con una superficie llana tan grande, mayor que la cubierta por las ciudades más grandes del mundo (la superficie de la ciudad de Buenos Aires, por ejemplo, es aproximadamente 16 veces menor). Este fue uno de los motivos para elegir Pampa Amarilla, al sur de la provincia de Mendoza, en Argentina, para emplazar el sitio sur del observatorio. Se trata de una enorme meseta, con una altura promedio cercana los 1400 m sobre el nivel del mar.

El observatorio utiliza dos técnicas diferentes para estudiar los rayos cósmicos: los detectores de fluorescencia, que observan el camino de la cascada de partículas secundarias en la atmósfera, y los de superficie que registran el arribo de las partículas a nivel del suelo. Se dice, por lo tanto, que es un observatorio híbrido. En Argentina se han instalado 1600 detectores de superficie, en una grilla triangular de 1,5 km de lado, y 24 detectores de fluorescencia, distribuidos en 4 edificios y observando el cielo por encima de los primeros.

La construcción en sí misma fue una tarea ardua y complicada, que llevó aproximadamente 6 años. Las enormes distancias, las dificultades para acceder a los diferentes lugares dónde se instalaron los detectores de superficie, la construcción de los edificios que albergan a los detectores de fluorescencia, el armado de los equipos de detección, los sistemas auxiliares de control y adquisición de datos, cada parte requirió del esfuerzo, el ingenio y la disposición para resolver problemas nunca antes encarados. Todo el personal que construyó este instrumento único y que hoy trabaja para mantenerlo funcionando merece reconocimiento y admiración.

Desde un principio, Pierre Auger fue pensado como un observatorio con dos ubicaciones, una en cada hemisferio de la Tierra. Dado que los objetos que pueden observarse en el cielo de cada hemisferio son diferentes, ambos sitios son necesarios y permitirán obtener información complementaria. El sitio norte se construirá cerca de Lamar, estado de Colorado, en EE.UU.

El objetivo de tamaña obra es determinar de que lugar del cosmos llegan estos rayos cósmicos, que tipo de partículas los componen y, en el mejor de los casos, aprender más sobre lo que sucede en algunos lugares del Universo casi inexplorados.

Un destello en el cielo

Entre todas las partículas que componen la cascada secundaria se destacan los electrones. Estos interactúan con las moléculas de nitrógeno, muy abundante en la atmósfera terrestre, produciendo fluorescencia. Esta luz ultravioleta marca el camino de las partículas según avanzan hacia la superficie terrestre. De esta manera se obtiene información acerca de la dirección y energía del rayo cósmico que las produjo.

Los detectores de fluorescencia utilizan grandes espejos para concentrar esta luz, muy tenue, y fotomultiplicadores (detectores de luz muy sensibles) que la transforman en un pulso eléctrico, que puede analizarse para almacenar luego esta información en una computadora. Antes de llegar a los espejos, la luz pasa por un filtro que permite eliminar la mayor parte de la luz que no es producida por la fluorescencia del nitrógeno (es decir, tiene otra longitud de onda) y que afectaría la calidad de los datos.

Los espejos concentran la luz de fluorescencia sobre una cámara compuesta por 440 fotomultiplicadores. Se forma una imagen de la cascada, en la que cada fotomultiplicador representa un pixel. Analizando esta imagen es posible saber en que dirección avanzan las partículas y cuantas se produjeron a diferentes alturas. La dirección de avance de la cascada es la misma de la partícula primaria.

Diferentes partículas primarias producen cascadas que tienen un máximo desarrollo (es decir, un mayor número de partículas secundarias) a diferentes alturas. Por ejemplo, una cascada originada por un protón tendrá un máximo a una altura menor que si hubiera sido producida por un núcleo de hierro. La posición del máximo puede determinarse utilizando la imagen generada por cada detector de fluorescencia. De esta manera se puede saber, estadísticamente, que tipo de partículas componen los rayos cósmicos estudiados.

Cuanto más energética sea la partícula primaria, mayor número de partículas se producirán en la cascada y, por lo tanto, mayor será la cantidad de luz de fluorescencia inducida. La cantidad total de luz colectada por un detector de fluorescencia permite de esta manera medir directamente la energía del rayo cósmico primario.

Es fundamental conocer las condiciones atmosféricas en el momento en que los detectores de fluorescencia están funcionando. Si la luz es absorbida o dispersada (por ejemplo, por polvo en suspensión) esto puede falsear los datos obtenidos. El observatorio cuenta con diferentes instalaciones dedicadas al estudio de la atmósfera, cuyos datos sirven para compensar por estas posibles variaciones en la cantidad de luz detectada.

Los detectores de fluorescencia sólo pueden funcionar en noches sin luna, lluvia o nieve y con la menor cantidad de nubes posible. Esto representa, aproximadamente, el 15% del tiempo total. El nivel de precipitación anual es bajo en los lugares elegidos para construir los observatorios sur y norte, que además poseen un cielo limpio de polución proveniente de la actividad humana.

Un destello en el agua

Para detectar las partículas que llegan al nivel del suelo, se utilizan tanques fabricados en resina de polietileno que contienen, cada uno, 12000 litros de agua destilada. Cuando una partícula con carga eléctrica viaja a gran velocidad a través de un medio transparente (como el agua), produce una cierta cantidad de luz. Este fenómeno se denomina efecto Cherenkov y tiene el mismo origen que la luz azulada que se observa en las fotos de las piletas de los reactores nucleares.

Cada detector de superficie está equipado con tres fotomultiplicadores, similares a los utilizados en los detectores de fluorescencia, pero de mayor tamaño. Estos detectan la luz producida por las partículas secundarias en el agua y la convierten en una una señal que se puede analizar y almacenar.

Puesto que los 1600 tanques están ubicados en lugares de difícil acceso, deben funcionar de forma totalmente autónoma. Utilizan paneles con celdas solares para cargar dos baterías, que proporcionan la energía necesaria para el funcionamiento de cada uno de los componentes. Este sistema les permite tomar datos prácticamente todo el tiempo, día y noche, independientemente de las condiciones climáticas.

La información de un sólo detector de superficie no es suficiente para obtener datos acerca de la cascada. Es necesario utilizarlos en coincidencia, es decir combinando la información de todos los tanques que detectaron partículas dentro de un intervalo de tiempo. Además de este modo de funcionamiento, cada vez que algún detector de fluorescencia detecta una cascada, la información de su posición y orientación se utiliza para determinar si uno o más tanques registraron tambien las partículas. Esta es la base del funcionamiento híbrido, que mejora enormemente la calidad con la que se puede reconstruir la dirección de los rayos cósmicos.

Cada detector de superficie comunica sus datos al edificio de fluorescencia más cercano, desde dónde son retransmitidos al Centro de Adquisición de Datos, en la estación central. El funcionamiento de todos los detectores se controla remotamente, a través de computadoras. No es necesario trasladarse hasta ninguno de ellos para tener acceso a los datos.

La utilización de tanques de agua no es el único método para construir un arreglo de detectores de superficie. Otros obsrvatorios, como AGASA en Japón o Telescope Array en EE. UU., utilizan centelladores plásticos. La ventaja de utilizar tanques de agua es que estos son más eficientes para detectar cascadas que llegan a la superficie terrestre con ángulos mayores a 60 grados, incluso aquellas que son prácticamente horizontales.

¿Que son y de dónde vienen?

Hay varias evidencias que llevan a los científicos a pensar que estos rayos cósmicos de enorme energía son protones. Es decir, las mismas partículas que forman ese viento contínuo que nos llega desde el Sol, pero provenientes de regiones mucho más lejanas y agitadas, en términos físicos claro está.

Si esta especulación fuese cierta, las partículas perderían energía en su camino hacia la Tierra debido a diferentes procesos, relacionados con la presencia de la radiación de fondo cósmica de microondas, un mar de fotones que inunda el espacio y que se originó poco después del comienzo del Universo. Sólo aquellas partículas originadas a menos de 150 millones de años luz de nuestro planeta podrían llegar con una energía cercana a los 1020 eV. Esta distancia, que parece enorme a escala humana, es relativamente pequeña respecto al tamaño del Universo visible. En términos experimentales, este límite para la distancia desde la que pueden llegarnos los rayos cósmicos se vería como una disminución brusca en el número de partículas detectadas a partir de una cierta energía. Otros experimentos han observado esta característica con anterioridad y los datos del Observatorio Auger confirman su existencia.

Los datos obtenidos hasta el momento indican que los eventos no provienen de cualquier dirección con igual probabilidad, sino de fuentes puntuales. Existe una correlacion entre la dirección de varios eventos y la ubicación de núcleos galácticos activos cercanos, aunque no se puede asegurar aún que éstos sean las fuentes, debido a que el error en la determinación de la dirección de arribo de los rayos cósmicos aún es demasiado grande.

Antes del desarrollo de los aceleradores de partículas, en la decada del ’50 del siglo pasado, los rayos cósmicos eran la única manera de estudiar las interacciones físicas en el mundo subatómico. El acelerador más grande del mundo al momento de escribir esta nota, el LHC (Large Hadron Collider o Gran Colisionador de Hadrones) construído en el laboratorio europeo CERN, “sólo” alcanza a producir interacciones entre protones a una energía aproximada de 1013 eV, 10 millones de veces menor que la de los rayos cósmicos estudiados por el Observatorio Pierre Auger. De alguna manera, esta rama de la ciencia que combina física y astronomía, nos lleva de nuevo al pasado, a esperar que la Naturaleza nos provea de aquello que no es posible crear en el laboratorio.

Esta nota fue publicada originalmente en su forma completa en la revista “Investigación & Ciencia”, Número 393, Junio de 2009.

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