Neutrinos, los notarios del universo

Astronomía neutrínica

Esquema del telescopio de neutrinos ANTARES (Francia)

Esquema del telescopio submarino de neutrinos ANTARES (Francia).

Gran Telescopio Canarias

Gran Telescopio Canarias (España), el mayor del mundo. Como cualquier otro instrumento óptico, sólo puede operar en las frecuencias lumínicas del espectro electromagnético.

Nuestra capacidad de aprender, de comprender, depende por completo de nuestra posibilidad de observar. La observación es el primer paso, el más fundamental, del método científico sin el cual permaneceríamos aún en la Edad Media. A partir del punto donde ya no pueden llegar nuestras manos o nuestras sondas, necesitamos que algo llegue hasta aquí para poderlo detectar. Este algo suele ser radiación electromagnética en cualquiera de sus frecuencias –luz, infrarrojos, rayos gamma o X, lo que sea–, porque la radiación electromagnética puede recorrer enormes distancias con relativamente pocas alteraciones hasta que se acerca por aquí y nuestros ojos e instrumentos la pueden registrar.

Así es como tú puedes ver el sol en el día y las estrellas en la noche; así fue como pudimos conocer todo lo que hemos aprendido hasta hoy y así es también como nuestros grandes observatorios logran saber de cosas que están a miles de millones de años-luz de distancia, adentrándonos cada día más en los secretos fundamentales del universo. Sin esta interacción esencial, la observación no sería posible y el método científico resultaría inaplicable, manteniéndonos así eternamente en las tinieblas de la ignorancia y la incomprensión.

Sin embargo, la radiación electromagnética presenta algunas deficiencias en este papel de notario del universo. Simplemente, hay algunas cosas que no puede atravesar, o cuando las atraviesa ya ha desaparecido la información más interesante. Una simple nebulosa de polvo estelar es opaca por completo a la mayor parte de estas emisiones; y además, no nos permite saber lo que hay dentro de las cosas. ¿Significará esto que estamos condenados a pararnos ahí, a no llegar nunca a saber con certeza de la totalidad?

La sandía, la estrella y el límite de Greisen-Zatsepin-Kuzmin.

Sandías

¿Cómo sabríamos de qué color es una sandía por dentro si no pudiéramos mirar en su interior? Pues el mismo problema tenemos con todo lo que está en el corazón de las estrellas y las galaxias, o detrás de barreras infranqueables para la radiación electromagnética.

Supongamos una sandía. Una sandía verde y dura por fuera, y roja y jugosa por dentro. ¡Alto ahí! ¿Cómo sabemos que la sandía es roja y jugosa por dentro, si sólo podemos ver su apariencia exterior? Bueno, me dirás, por supuesto todos hemos visto sandías abiertas alguna vez. Las compramos en el supermercado, las abrimos y nos las comemos, ¡menudo misterio! Y bien buenas que están, sobre todo con estos calores veraniegos.

Pero, ¿y si no pudiésemos acceder directamente a la sandía? Imagínate que las sandías no se dieran en la Tierra, sino en algún planeta donde no podamos llegar: las hemos descubierto con un telescopio y –puesto que somos tan curiosos– nos preguntamos cómo serán por dentro. Si no tenemos la capacidad de enviar una sonda, algo que les haga un agujero o las reviente o las exponga de algún modo ante nuestros ojos y nuestros aparatos, su interior permanecerá desconocido para la Humanidad.

Bien, pues ese es el problema que tenemos con buena parte de lo que hay en el universo: conocemos su aspecto exterior, pero no el interior. Las estrellas, por ejemplo. Sabemos que dentro de las estrellas ocurren cosas extraordinarias, cuyo descubrimiento nos aportaría enormes beneficios científicos y tecnológicos; lamentablemente, este conocimiento nos está vedado en la actualidad porque la radiación electromagnética que llega hasta la Tierra –y hasta los satélites que tenemos por ahí dando vueltas– se produce sobre todo en su corteza exterior. Lo que ocurre realmente dentro de una estrella sigue siendo objeto de hipótesis más o menos bien fundadas, que no tenemos ninguna forma de verificar por la sencilla razón de que no lo podemos ver.

Lo mismo ocurre con los objetos que se encuentran detrás de una barrera opaca a la radiación electromagnética. Por ejemplo, tenemos muchos problemas para saber lo que se encuentra al otro lado de nuestra propia galaxia, dado que el disco principal y la barra nuclear de la Vía Láctea están llenos de materia que bloquea el paso de los fotones de la radiación electromagnética y reduce a un mínimo –e incluso a cero– nuestra visibilidad. Este mismo fenómeno se da en los núcleos de cualquier otra galaxia, transformando en invisible todo lo que sucede dentro (y todo esto son algunas de las cosas más interesantes de nuestro universo, las que pueden aportar pistas esenciales para su comprensión profunda).

Radiación cósmica de fondo (WMAP)

La radiación de fondo cósmico absorbe los fotones de mayor energía, filtrando así buena parte de la radiación electromagnética que llega a la Tierra. Debido a este mecanismo, hay muchas cosas que no podemos observar más allá del límite GTK (a unos trescientos millones de años-luz).

Peor aún: los fotones de mayor energía interaccionan con la radiación de fondo cósmico para transformarse en pares electrón-positrón que se quedan varados por ahí. Este efecto, que los físicos llaman límite de Greisen-Zatsepin-Kuzmin (GZK), actúa como un filtro que deja pasar sólo a los fotones de menor energía y por tanto nos priva de conocer otro montón de cosas importantes más que suceden a partir de la barrera de los trescientos millones de años-luz.

¡Pues sí que estamos bien! ¿Significa eso que la Humanidad debe conformarse con descubrir sólo lo que ocurre superficialmente en nuestro entorno local? Ah, no. De eso nada. La hija de la lluvia es demasiado curiosa, demasiado brillante para detenerse ahí. Por fortuna, hay algo más capaz de superar todas estas barreras y terminar interactuando con sus ojos, con sus máquinas, con su mente inquieta y cotilla. Este algo más es un ente minúsculo, que se encuentra en el mismísimo borde de la realidad, tan en el borde que interacciona muy mal con ella pero se aviene a hacerlo un poquitín. Este ente mensajero de los secretos profundos del cosmos, verdadero notario de este universo, es la partícula que llamamos neutrino.

El neutrino al rescate.

El neutrino es una partícula subatómica del tipo que llamamos fermiones (por el físico experimental y teórico Enrico Fermi), como los electrones o los quarks. Se sospecha que puede ser un fermión de Majorana, es decir, que sería su propia antipartícula; esto no está verificado aún en la actualidad. Lo teorizó Wolfgang Pauli, en 1930, mientras estudiaba la radioactividad; pero no fue hasta 1956 cuando su existencia real se comprobó de manera experimental. En 1962 se descubrió que existía al menos en dos sabores y allá por 1975 quedó determinado en el nivel teórico que se trataba en realidad de tres: el electrón-neutrino (νe), el muón-neutrino (νμ) y el tau-neutrino (ντ). Para el año 2000, las tres variantes habían sido ya detectadas experimentalmente. Todos los neutrinos poseen masa, aunque minúscula, y algunos piensan que deberían tener también un ínfimo momento magnético. Viajan por el universo a velocidades similares a las de la luz.

Modelo estándar de partículas

Modelo estándar de partículas, que refleja todos los componentes conocidos de la materia y de la energía. Puede observarse que los tres sabores de neutrinos presentan muy poca masa y ninguna carga.

Los neutrinos presentan varias características poco comunes en el zoo de las partículas subatómicas, como eso de que la antimateria de neutrinos puedan ser los propios neutrinos. Pero posee otra que nos interesa enormemente para este problema que nos ocupa: está tan en el borde de lo que existe que interactúa fatal con la materia. Para un neutrino, el electromagnetismo o la fuerza cromática («fuerte») no existen: sólo interaccionan bien con la fuerza débil y, en menor medida, con la gravedad.

¿Y esto qué quiere decir? Pues quiere decir que los neutrinos pueden viajar por el espaciotiempo con muy pocas molestias, a diferencia de lo que ocurre con la radiación electromagnética. Para un neutrino, un muro de plomo de cien años-luz de grosor resulta transparente casi por completo: pasa a través como si no hubiera nada ahí. (Eso viene a ser como desde aquí a Edasich del Dragón, ríete tú de la Gran Muralla China.) Y están por todas partes: hay un saco de ellos en este universo. Se producen en gran cantidad en las estrellas (como nuestro Sol), en las supernovas, en la atmósfera terrestre y hasta debajo de nuestros pies, como parte de la radiación natural de fondo.  Incluso los reactores de las centrales nucleares generan una cantidad respetable. Tu cuerpo (y el mío) es atravesado por unos cincuenta billones de neutrinos cada segundo; la inmensa mayoría vienen del Sol, pero otros han llegado hasta aquí después de cruzar un buen cacho de universo.

Estos neutrinos proceden del interior de las estrellas y del corazón de las galaxias, han recorrido distancias inmensas con poca o ninguna alteración y ahora llegan hasta aquí (si bien por el momento sólo hemos detectado dos fuentes astrofísicas constantes: el Sol y la supernova SN 1987A). Contienen una cantidad enorme de información sobre lo que hay en esos lugares y sobre algunas de las cosas que se han encontrado por el camino. Son la alternativa que todo lo penetra y todo lo ve a la frágil radiación electromagnética: los fieles notarios del universo listos para contarnos un cuento maravilloso sobre las profundidades del cosmos y de la realidad que eres, soy, somos.

Bueno, pues entonces, problema solucionado; ¿no? ¡Vamos a contar neutrinos, tralará! ¿O qué…?

Cazadores de neutrinos.

El problema radica, naturalmente, en que como ya hemos dicho los neutrinos no interaccionan con casi nada y son capaces de atravesar todo, incluyendo bloques de materia sólida millones de veces más gruesos que el propio planeta Tierra. No interactúan, no se paran, no se inmutan. Eso significa que, para ellos, es como si nuestro planeta, nuestros aparatos y nosotros mismos no estuviéramos ahí y no hubiéramos estado jamás. Entonces, ¿qué clase de celada podemos montar para que uno de estos entes en el límite de la realidad tenga a bien pararse un momentín a charlar y contarnos lo que sabe?

El truco consiste en que, como comenté más arriba, los neutrinos interaccionan a través de la fuerza electrodébil. Esto significa que pueden hablarnos por dos vías:

  • Primera detección de un neutrino en una cámara de burbujas (1970)

    Primera detección de un neutrino en una cámara de burbujas (1970). Un neutrino (invisible) colisiona con un protón y se transforma en un mesón-μ, creando también un mesón-π.

    Mediante la interacción débil de corriente neutra, el neutrino influye vía un bosón Z sobre un electrón de los que constituyen la materia y lo acelera a velocidades relativistas, próximas a las de la luz en el vacío. Si esto sucede en un medio como el agua, la velocidad de la luz en el medio quedará excedida y se producirá una débil traza luminosa por radiación de Cherenkov, delatando así su existencia. Lamentablemente, este procedimiento sólo nos hará saber que el neutrino está pasando por ahí, pero no suministra ninguna información adicional.

  • Mediante la interacción débil de corriente cargada, en cambio, el neutrino se transforma en su leptón equivalente (un electrón-neutrino en un electrón, un muon-neutrino en un muon o un tau-neutrino en un tau) mediante el intercambio de un bosón W. Esto es mucho más interesante, porque estos leptones se pueden identificar y estudiar con detectores similares a los que se encuentran en los aceleradores de partículas. La parte negativa es que, para que esta conversión se produzca, el neutrino tiene que ser bastante energético; los de menor energía se colarán sin dejar rastro alguno.

¿Y con esto qué podemos hacer? Pues hoy por hoy, todavía no mucho. Pero sí algunas cosas que nos permiten seguir avanzando con el objetivo último de poder sacar una foto neutrínica a cualquier punto del universo y además saber –por la segunda vía– qué cambios sufrió durante su largo camino hasta aquí. Pues resulta que los neutrinos cambian de sabor durante su recorrido: la misma partícula puede transformarse entre los tres estados (electrón-neutrino, muon-neutrino y tau-neutrino) mediante un fenómeno cuántico conocido como oscilación neutrínica. Este fenómeno, planteado originalmente como el problema de los neutrinos solares, se confirmó en 2002: los electrón-neutrinos producidos en el Sol llegan frecuentemente a la Tierra como muon-neutrinos o tau-neutrinos, con lo que esta conversión es posible en distancias muy cortas.

En todo caso, una vez estas partículas han interactuado de algún modo con nuestros detectores, su presencia puede medirse por una diversidad de vías: centelleadores, tubos fotomultiplicadores para captar la radiación de Cherenkov, detectores de transitorias por radio, calorímetros e incluso captadores de sonido por efecto termoacústico.

No obstante, la caza del neutrino sigue presentando en la actualidad varios desafíos de gran calado. Uno de ellos es, por supuesto, que la probabilidad de interacción del neutrino con alguna otra partícula es extremadamente baja incluso vía fuerza débil: hace falta que haya mucho volumen de masa en el detector para aumentar esta probabilidad de tal modo que alguno de ellos tenga a bien decir «¡aquí estoy! ¿De qué quieres hablar?». Otro problema fundamental es que los rayos cósmicos que caen constantemente sobre la Tierra tienden a imitar el paso de los neutrinos cuando atraviesan estos detectores, de un modo que no se puede distinguir unos de otros.

Los grandes telescopios subterráneos que miran hacia abajo.

Los ojos de ANTARES

Los ojos fotomultiplicadores de ANTARES, un telescopio de neutrinos, antes de su inmersión a 2.500 metros de profundidad en el mar Mediterráneo.

Por tanto, las trampas de neutrinos deben reunir varias condiciones singulares. La primera es que deben ser muy voluminosas, para aumentar las probabilidades de interacción. La segunda es que deben estar a gran profundidad, para aislarlas de la radiación cósmica y otros fenómenos relacionados con la radioactividad natural. La tercera es que constituyen un raro tipo de telescopio que, para observar los cielos, apuntan al centro de la Tierra; puesto que los neutrinos atraviesan el planeta y llegan al detector sin problemas, mientras que la mayor parte de las otras partículas que pueden conducir a engaño son incapaces de penetrar tanta materia. Por decirlo de algún modo, es un gran telescopio que utiliza el planeta entero como filtro.

El primer detector de neutrinos operacional del mundo fue construido en 1955 por el físico químico Raymond Davis Jr, a seis metros de profundidad bajo los Laboratorios Nacionales Brookhaven,  en el estado de Nueva York (Estados Unidos). Era un recipiente con casi cuatro metros cúbicos de un compuesto clorado, con un método primitivo de detección radioquímica. El mismo Davis no se esperaba que funcionase, pues a esa profundidad había aún demasiada radiación ambiental y además el precario montaje sólo era capaz de detectar neutrinos de muy baja energía, que apenas se delatan. Efectivamente, no encontró ninguno; pero, en el proceso, resolvió muchos de los problemas prácticos implicados en la realización de un equipo de estas características.

Sin arredrarse por este fracaso, Davis propugnó la construcción de un detector mucho más grande y capaz. En cooperación con el astrofísico John N. Bahcall, que hizo los cálculos teóricos, activaban en 1970 el experimento HOMESTAKE. HOMESTAKE era esencialmente un gran bidón con 378 metros cúbicos de percloroetileno –un producto de limpieza bastante corriente– enterrado a  1.475 metros de profundidad, en un sector agotado de la mina de oro del mismo nombre (en Dakota del Sur, EEUU). Según su modelo teórico, cuando un neutrino influyera sobre un átomo de cloro este último transmutaría en un isótopo radioactivo del argón. Cada pocas semanas, Davies inyectaba helio en el depósito para recoger el argón que pudiera haberse formado. Y allí estaba. Nacía así la astronomía neutrínica, captando neutrinos procedentes del Sol.

Inmediatamente le siguieron un gran número de detectores cada vez más grandes y sofisticados, y cada vez más parecidos a un telescopio que apunta hacia abajo. Además del KGF de India, que fue utilizado por varios equipos internacionales desde 1964, aparecieron Gargamelle (CERN, Francia, 1970), CDHS (CERN europeo, 1976), el Observatorio de Neutrinos de Baksan (Unión Soviética, 1977, fotos recientes),  IMB (Estados Unidos, 1980), Soudan-2 (Estados Unidos, 1983), KamiokaNDE-II (Japón, 1985), GALLEX (europeo, en Italia, 1991), SAGE (soviético-norteamericano, Rusia, 1991), AMANDA (Antártida, 1996), el Observatorio de Neutrinos de Sudbury (Canadá, 1999) o el experimento DONUT del Fermilab (Estados Unidos, 2000).

A todos estos les fue siguiendo una nueva generación de observatorios mucho más complejos que, aunque aún lejos de ser un verdadero telescopio neutrínico (lo que un lego entiende por un telescopio, vamos) van aproximándose constantemente. Algunos de los más importantes son los siguientes:

  • Observatorio de neutrinos de Sudbury

    Concepto del Laboratorio de Neutrinos de Sudbury (Canadá). Los telescopios de neutrinos se instalan a mucha profundidad (bajo la tierra o el agua) y están compuestos por un enorme recipiente de líquido rodeado por los detectores. Todo ello, para aumentar la probabilidad de interacción de algún neutrino, reduciendo a un mínimo otras fuentes análogas de radiación.

    El Telescopio de Neutrinos NT-200 del Lago Baikal, en Rusia (BDUNT). Un proyecto soviético completado en 1993, sigue siendo el telescopio neutrínico más grande del mundo en operación permanente. Utiliza un detector de segunda generación con 192 elementos activos, situados a 1.100 metros de profundidad bajo el mayor lago de la Tierra. Debido a su diseño y ubicación, recibe muchos neutrinos atmosféricos pero al mismo tiempo tiene una capacidad única para investigar los monopolos magnéticos.

  • Super-Kamiokande, en Japón. Situado en una mina a mil metros de profundidad, es el sucesor del KamiokaNDE que detectó la primera fuente de neutrinos más allá de nuestro sistema solar: la supernova SN 1987 A. Descubrió en 1988 las primeras evidencias de la oscilación neutrínica. En 2001, una grave avería lo puso fuera de servicio durante cinco años, hasta 2006. Está compuesto por un tanque que contiene 50.000 toneladas de agua ultrapura y 13.000 tubos fotomultiplicadores. También resulta de interés el KamLAND, situado en la misma instalación.
  • Borexino, en el Laboratorio de Gran Sasso (Italia). Se trata de una colaboración internacional entre Italia, Rusia, los Estados Unidos, Alemania y Francia. Su propósito es identificar procesos solares específicos de emisión de neutrinos, lo que exige una precisión extrema. Registró sus primeros neutrinos en 2007. En esta misma instalación también se encuentran otros experimentos importantes como el LVD o el MACRO.
  • EXO, en Nuevo México (Estados Unidos), para determinar si los neutrinos son verdaderamente partículas de Majorana o no (es decir, si un neutrino es su propia antipartícula).
  • MINERvA, en el Fermilab (Estados Unidos), para estudios de dispersión de neutrinos.
  • NEMO del Observatorio de Neutrinos Ettore Majorana. Situado en el túnel de Fréjus, entre Francia e Italia, su objetivo es demostrar el doble decaimiento beta libre de neutrinos (lo que confirmaría que son partículas de Majorana). Hasta el momento, no lo ha conseguido.
  • IceCube, sucesor de AMANDA (en construcción). Situado en la Antártida, es un proyecto de la Universidad de Wisconsin. Se trata de un conjunto de detectores por radiación de Cherenkov situados en la superficie y bajo el hielo, hasta casi 2.500 metros de profundidad. Su propósito es investigar las fuentes puntuales de neutrinos de alta energía, la coincidencia entre los grandes brotes de rayos gamma y la emisión de estas partículas, observar las oscilaciones neutrínicas y detectar supernovas galácticas. De manera indirecta, contribuirá a la búsqueda de la materia oscura y a validar o descartar la predicción de la Teoría de Cuerdas en favor de un neutrino estéril (que únicamente interactuaría con la gravedad).
  • ANTARES, situado en el Mediterráneo francés, es el IceCube del Hemisferio Norte y ambos trabajarán en estrecha cooperación junto con el futuro NESTOR (Grecia) y la actualización del NEMO (Italia). A 2.500 metros de profundidad, ANTARES consta de doce cables verticales de 350 metros de longitud con 75 fotomultiplicadores cada uno. Dado que se trata de una cooperación global, sus objetivos científicos son los mismos que los de IceCube. ANTARES incorpora también elementos de investigación oceanográfica profunda.

Dado que en la actualidad las únicas fuentes constantes de neutrinos extraterrestres positivamente detectadas son el Sol y la supernova SN 1987 A (aunque hay varios cientos de candidatas más), la astronomía neutrínica es esencialmente una forma de astronomía solar.

Disparando neutrinos artificiales a través de la Tierra.

Uno de los experimentos más interesantes de tiempos recientes ha consistido en utilizar dos grandes aceleradores de partículas para disparar neutrinos generados artificialmente a través de nuestro planeta y detectarlos con un telescopio neutrínico en otro lugar. Así, se puede estudiar de manera controlada cómo estas partículas viajan a través de la materia y de qué manera esto influye en la oscilación entre las distintas variantes. Este experimento se ha realizado en al menos dos ocasiones:

  • MINOS (Estados Unidos). Un haz de neutrinos disparado desde el NuMI del Fermilab se orientó hacia dos detectores: uno de ellos situado en las proximidades y otro a 735 kilómetros de distancia, el Soudan-2. Los neutrinos viajaron en línea recta a través de la Tierra y fueron detectados en ambos lugares, confirmando así diversas teorías sobre esta materia.
  • OPERA (Europa). Se disparan haces de muon-neutrinos desde el Súper Protón Sincrotrón del CERN –un antecesor del LHC–, situado entre Francia y Suiza, para su detección como tau-neutrinos en Gran Sasso (Italia). El 31 de mayo de 2010, OPERA confirmó la transformación de un muon-neutrino en tau-neutrino, verificando así la oscilación cuántica neutrínica de manera controlada.
Entrada al Observatorio de Neutrinos de Baksan, Rusia

Entrada al Observatorio de Neutrinos de Baksan, Rusia, operativo desde 1977.

Otra utilidad peculiar de todas estas investigaciones es la localización de reactores nucleares clandestinos. Los reactores nucleares producen una gran cantidad de anti-neutrinos, y no se puede evitar porque es una ley física directamente relacionada con la fisión de los núcleos pesados (uranio, plutonio…). Un reactor típico de 4.000 megawatios térmicos (capaz de producir 1.300 megawatios eléctricos) pierde 185 MW en forma de radiación antineutrínica que escapa en todas direcciones sin que pueda bloquearse de ninguna manera (aproximadamente el 4,5% de su producción energética).

Vamos: que una central nuclear de 1.000 MWe en realidad produce 1.045, pero los 45 MW restantes desaparecen en forma de antineutrinos: tanta energía como la fabricada por quince aerogeneradores eólicos típicos. Esto no provoca ningún problema porque los neutrinos y antineutrinos, como hemos ya repetido muchas veces, pasan a través de todo y se pierden en el espacio. Sin embargo, abre la posibilidad de detectarlos; de manera muy interesante, una buena detección y análisis de los antineutrinos emitidos por un reactor nuclear permitiría conocer su tasa de producción de plutonio. Lo cual, obviamente, resultaría de gran importancia no sólo para localizar reactores clandestinos, sino también en el control de la proliferación de armas nucleares.

La astronomía neutrínica aún está en su infancia: nuestras capacidades en estos momentos no llegan mucho más allá de lo que fueron capaces los primeros observadores con telescopios ópticos, allá a principios del siglo XVII. Pero sus posibilidades para llegar hasta lugares donde jamás antes soñamos con llegar –el corazón de las estrellas y las galaxias, las regiones del universo que nos están veladas por monumentales barreras cósmicas– son inmensas. Y en el proceso, puede ayudarnos a reducir algunos de los peores peligros de nuestro mundo. Seguramente llegará un día en que las imágenes de los telescopios neutrínicos nos resultarán tan corrientes como ya nos parecen hoy las del Hubble, el Spitzer o el Chandra. Todo ello, cosas que a aquellas gentes del pasado les habrían parecido imposibles y destarifadas. Pero ya se sabe cómo progresa la Humanidad.

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¡Qué malo!Pschá.No está mal.Es bueno.¡¡¡Magnífico!!! (80 votos, media: 4,85 de 5)
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