Desde el Sol hasta los ojos

Cabalgamos sobre la luz desde que surge en el corazón del Sol
hasta que llega a tus ojos y contribuye a formar
tus pensamientos, tus emociones y tu visión del mundo.

Monumento a Alberto Einstein en Ulm

Don Alberto "el Pelanas" no aprobaría este post. O, al menos, nuestro traje y el visor de nuestro casco. (Monumento a Albert Einstein en su ciudad natal de Ulm, Alemania)

Embútete el casco a fondo y agárrate bien fuerte a mi barriga, que hoy vamos a hacer un viaje curioso a una velocidad más curiosa todavía. Va a ser una carrera breve: sólo dura 499 segundos. Pero no va a ser una carrera corta, porque nos vamos a montar en un fotón de luz a su paso por la fotosfera solar y lo cabalgaremos hasta que llegue a la Tierra y grabe algo en un cerebro humano; o sea, un poco menos de ciento cincuenta millones de kilómetros. Sí, a la velocidad de la luz, este tramito se recorre en ocho minutos y diecinueve segundos exactos. Comparado con nosotros, el Dani Pedrosa ese va a ser un pringao.

Para nuestro viaje, nos vamos a dotar de dos objetos mágicos; esto es, dos quimeras, fábulas o como quieras llamarlo que violan las leyes fundamentales de la física y muy especialmente la Teoría de la Relatividad Especial de don Alberto, el Pelanas. El primero es un traje de cuero de unicornio translumínico, con botas, capucha y guantes y todo, que nos va a proteger del calor, la aceleración y las radiaciones y nos permitirá agarrarnos al fotón para avanzar con él a la velocidad de la luz; esto último, poseyendo masa como poseemos, jamás podríamos hacerlo en la realidad (aunque sí acercarnos mucho). El segundo va a ser un visor de cristal de la Isla de San Borondón para nuestros cascos; enseguida verás por qué. Recuerda: estas son cosas enteramente mágicas que no existen ni pueden existir en nuestro universo. Además, la física cuántica introduciría algunas objeciones a eso de localizar y agarrarse a un foton en particular; vamos a ignorarlas también. Ah, sí, y la distancia indicada al Sol es la distancia media. Que luego me dirán que si soy poco riguroso y que si os meto en la cabeza fantasías que no son y tal. ;)

Preparados.

La luz del Sol –una estrella corriente, de tipo G2V, situada en el Brazo de Orión– se origina en su núcleo. Ahí ocurren las grandes reacciones termonucleares donde también se forma el polvo de estrellas que nos compuso junto al hidrógeno primordial. Estas reacciones termonucleares de fusión son resultado del incremento de presión y temperatura provocado por la gravedad que atrae entre sí a los átomos de los soles (en su mayor parte, hidrógeno); y es esta misma gravedad la que contiene normalmente toda esta energía en un único lugar, impidiendo que se disperse por ahí sin llegar a formar un solecito ni nada. El problema fundamental para el desarrollo en la Tierra de la energía nuclear de fusión radica, precisamente, en que aquí no tenemos (ni deseamos…) una enorme gravedad para garantizar la contención y nos tenemos que buscar otras maneras.

Esta energía de fusión se expresa esencialmente bajo la forma de fotones, que viajan a la velocidad de la luz y tienden a salir despedidos en todas direcciones. Sin embargo, como en el interior de las estrellas hay mucha masa a gran densidad, pronto chocan con algún átomo y son absorbidos y re-emitidos. Es decir: los fotones permanecen rebotando por dentro del Sol durante largo tiempo hasta que logran alcanzar su superficie. Tradicionalmente se dice que les cuesta millones de años, pero según la NASA esto no es cierto: sería más bien entre un mínimo de diez mil y un máximo de ciento setenta mil años.

También se podría discutir si se trata del mismo fotón. A fin de cuentas, un fotón absorbido se convierte en otras cosas, y el emitido poco después no tiene por qué ser el mismo. Por otra parte, como todos los miembros de cada tipo de partículas subatómicas son idénticos entre sí, podríamos decir que nos da lo mismo. En fin. El caso es que nuestro fotón o el linaje de nuestro fotón procede del núcleo solar, ha atravesado la zona radiante y la zona convectiva y ahora se está aproximando a la fotosfera, desde donde podrá emitirse por fin hacia el espacio exterior.

Estructura simplificada del sol

Estructura simplificada del Sol. 1.- Núcleo solar. 2.- Zona radiativa. 3.- Zona convectiva. 4.- Fotosfera. 5.- Cromosfera. 6.- Corona (se extiende a gran distancia). 7.- Manchas solares. 8.- Gránulos. 9.- Anillos coronales.

Cuasi-Alineación planetaria el 14 de abril de 2017

Disposición de los planetas interiores del sistema solar el 14 de abril de 2017 a las 00:00 UTC. Simulador del sistema solar, NASA. (Clic para ampliar)

Listos.

El día más idóneo de los próximos años para hacer nuestro viaje sería el 14 de abril (¡qué casualidad!) de 2017: Mercurio y Venus se hallarán estupendamente dispuestos a ambos lados y bastante cerca de la línea imaginaria que une el Sol y la Tierra, en lo que vendría a ser casi una alineación Sol-Mercurio-Venus-Tierra. Sin embargo, el 11 de febrero de 2014 tampoco está tan mal y cae más pronto. Otras fechas posibles para tener una vista razonablemente buena de los planetas interiores rocosos de nuestro Sistema Solar (hasta la Tierra) serían a finales de septiembre de 2016 o, ya un poco peor, a mediados de julio de 2012.

Una vez elegida la fecha, nos situamos en las cercanías del Sol con nuestro traje de unicornio translumínico y nuestro visor de cristal de la Isla de San Borondón para agarrarnos a un fotón. Digamos que nos hemos teletransportado hasta la fotosfera, que es el lugar donde se emite la luz de las estrellas; o, más rigurosamente, la región donde los fotones ya pueden escapar libremente al exterior. La fotosfera es una capa solar relativamente fresquita, a sólo un poquito más de 5.500 ºC (5.800 K), compuesta por gases muy tenues. Nuestro traje y nuestro visor mágicos empiezan a actuar, protegiéndonos del calor, de la radiación y de la intensísima luz que nos dejaría ciegos en un instante, por no mencionar el brutal tirón gravitatorio. Todo a nuestro alrededor tiene el aspecto de un plasma brillante, turbulento e indistinguible, una especie de bruma increíblemente luminosa. La bola que vemos de una estrella es su fotosfera, pues de ahí emerge su luz.

Eso significa que aquí hay trillones de fotones escapando hacia el espacio exterior. Podemos agarrarnos a cualquiera de ellos, pues como ya hemos dicho, todos son exactamente idénticos entre sí. ¿Cuál te gusta más? ¿Ese que viene por ahí? No, mejor ese otro, que es de onda más larga y se viaja más cómodo. Pues venga, tres, dos, uno…

¡Ya!

Factor de Lorentz en función de la velocidad

El factor de Lorentz (γ) indica la contracción de la longitud espacial y la dilatación temporal en función de la velocidad. Conforme la velocidad se aproxima a la de la luz, la dilatación temporal tiende a infinito. Especulativamente, en un objeto que viaje a la velocidad de la luz, la dilatación temporal es infinita y el tiempo no pasa en absoluto. Sólo las ondapartículas sin masa, como los fotones, son capaces de viajar a la velocidad de la luz; y nada que contenga materia o información (ni siquiera los fotones) puede superarla. Así pues, para "cabalgar un fotón" tendríamos que perder totalmente la masa y el tiempo no transcurriría para nosotros.

¡Móntalo! ¡Muy bien, ya estamos sobre el fotón, disparados a la velocidad de la luz hacia el espacio exterior! Eso son casi trescientos mil kilómetros por segundo, compi; ya tienes algo para vacilar por ahí, pero cuidado con no despeinarte. O soltarte. En el mundo real, ahora mismo el tiempo se detendría instantáneamente para nosotros por compresión temporal relativista. Quedaríamos algo así como como congelados y no podríamos hacer nada más a menos que algo nos descabalgara del fotón; entonces, pensaríamos que nuestro viaje ha sido instantáneo aunque hayamos acabado por la parte de A1689-zD1. De hecho, lo habría sido para nosotros: el tiempo de a bordo en un ente viajero a la velocidad de la luz sería siempre cero y su reloj nunca avanzaría ni una minúscula fracción de segundo. Sería como la vida eterna y la eterna juventud, sólo que en una parálisis total… si no fuera porque tal cosa no puede suceder en absoluto. No en este universo, no en esta realidad. Pero nuestro traje de cuero de unicornio translumínico nos mantiene en una… eh… bueno, eso, que es mágico, ¿no? Así pues, el tiempo sigue corriendo exclusivamente para nosotros con normalidad según el marco de referencia terrestre (¡sí, ya…!).

¿Que ahora tampoco ves nada, dices, como si la realidad hubiera desaparecido por completo? Bueno, es normal: al ignorar la Relatividad, nos acabamos de cargar como un centenar de leyes esenciales de la naturaleza, nuestro marco de referencia es absurdo y estamos en un no-lugar donde las matemáticas que rigen este universo dan no-resultados como divisiones por cero, infinitos sobre infinitos y límites asintóticos a mogollón. Una vez más: la realidad no tiene sentido ninguno si hay un objeto con masa desplazándose a la velocidad de la luz. Y nosotros somos dos. El no-lugar donde nos hemos no-metido al cabalgar el fotón no es ni siquiera la nada. O incluso la no-nada. Por tanto, activa tu visor mágico de cristal de la Isla de San Borondón para observar el mundo como si estuviéramos viajando a velocidades sublumínicas corrientes. ;)

¿Mejor así? Ya te dije yo que eso que le soplan al cristal los elfos de San Borondón es la caña. No, no te voy a contar en qué consiste: estamos viajando sobre un fotón a la velocidad de la luz en el vacío, así que este es un muy mal momento para que te pongas a vomitar con grandes arcadas.

¿Que sigue sin verse gran cosa? Un poco de paciencia: es que estamos aún muy cerca del Sol. En la primera centésima de segundo-Tierra hemos atravesado la cromosfera y la región de transición, dos delgadas capas gaseosas de la periferia solar compuestas por hidrógeno, helio y metales que brillan tenuemente. La temperatura ha subido desde los cinco mil y pico grados al millón de grados. ¿Te cuento una cosa intrigante? Nadie sabe realmente por qué. Lo llamamos el problema del calentamiento coronal y se cotillea por ahí que hay un premio Nobel calentito esperando a quien logre darle solución.

Merece la pena detenerse un instante en él, porque es un asunto sorprendente. Lo lógico sería que la temperatura descendiese conforme nos alejamos más y más del Sol, de la misma manera que el calor de una hoguera se percibe cada vez menos al apartarnos del fuego. Sin embargo, en las capas exteriores del sol la temperatura es cientos de veces más elevada que en la fotosfera –la bola de luz– y casi tanto como en las profundidades de la zona de convección por donde pasó nuestro fotón o su linaje antes de salir: entre uno y dos millones de grados.

Lazos en la corona solar.

Lazos o anillos coronales en el Sol, de naturaleza electromagnética. Imagen obtenida por el telescopio espacial TRACE de la NASA.

Hay varias hipótesis al respecto, y una de ellas está relacionada con los inmensos campos electromagnéticos de la corona, donde nos hallamos tras el primer segundo-Tierra de viaje sobre nuestro fotón. ¿Ves esos monumentales lazos brillantes que nos rodean? Son de naturaleza electromagnética, y en torno a ellos se forman las prominencias solares. Las grandes erupciones solares se generan también por aquí.

Estamos, pues, atravesando la corona: una extensa región, muy caliente, de gases en estado plasmático cada vez más tenues conforme nos adentramos en el espacio interplanetario. Tres segundos-Tierra después de que abandonáramos la fotosfera, nuestros alrededores ya tienen el aspecto cósmico corriente –cielo negro, estrellas y todo eso– aunque con una intensísima luz a nuestras espaldas y respetable calor. Hemos recorrido el primer millón de kilómetros.

Aprovechando que la temperatura está descendiendo muy rápidamente, vamos a relajarnos un poquito. Nos estamos dirigiendo hacia la órbita de Mercurio, que se encuentra más o menos a cincuenta y ocho millones de kilómetros del Sol. Cabalgando nuestro fotón a la velocidad de la luz, llegaremos en tres minutos-Tierra.

Esto del espacio interplanetario resulta sorprendente. No es espacio vacío, como mucha gente piensa, y menos tan cerca aún del Sol. Para encontrar algo que se parezca al espacio vacío verdadero –y aún así con muchos matices– habría que irse al espacio intergaláctico profundo, a lugares inconmensurablemente inhóspitos y misteriosos como el Supervacío de Eridanus; que, según cosmólogos como la física teórica Laura Mersini de la Universidad de Carolina del Norte, podría incluso ser la firma de otro universo dentro de este. Toma ya. Un garabatito de nada, quinientos millones de años-luz sin apenas materia o energía: como cinco mil veces nuestra galaxia entera.

Pero en los sistemas solares, el supuesto vacío interplanetario está lleno de cosas. Lo único que pasa es que su densidad es baja, no se reflejan en los sentidos humanos comunes y nos da la sensación de que no hay nada. A la velocidad a la que estamos viajando, podríamos sacar la mano y nuestro guante de cuero de unicornio translumínico recogería enseguida un montón de medio interplanetario: gas, polvo cósmico y un intenso viento solar compuesto por partículas cargadas que se extiende a lo largo de todo el sistema solar y mucho más allá. Esta corriente de partículas (en su mayor parte, protones de alta energía) constituyen una levísima atmósfera solar exterior de unos cuarenta mil millones de kilómetros de diámetro: la heliosfera. La presencia de todas estas cosas en el espacio supuestamente vacío ha permitido postular algunos proyectos especulativos para naves interplanetarias o interestelares futuras como el ramjet de Bussard (aunque presenta algunos problemas: en vez de propulsión, podría producirse un frenado); y también para velas solares ya existentes hoy en día del tipo de IKAROS.

Mercurio en falso color. Sonda MESSENGER, NASA/JPL.

Mercurio en falso color. Imagen tomada por la sonda MESSENGER. NASA/Jet Propulsion Laboratory.

Mercurio.

¡Mira, mira, Mercurio! Ahí está, el pobre, atrapado entre el fuego y el hielo y con la cara partida a golpe de meteoritos. Tan cerca del sol, la temperatura en su punto subsolar llega a 427 ºC por irradiación directa, mientras que en sus polos cae hasta –183 ºC. Sí, ciento ochenta y tres grados bajo cero, a sólo cincuenta y ocho millones de kilómetros del Sol (en realidad, tiene la órbita más excéntrica de todo el sistema solar: varía entre 46 y 70 millones de kilómetros). Es un planeta rocoso, de tipo terrestre, que no posee lunas.

Probablemente lo estudió por primera vez un desconocido astrónomo asirio, hace unos tres mil cien años; sus observaciones nos llegaron a través del MUL.APIN babilónico. ¿Cómo sabemos que fue hace ese tiempo, y no otro? Sencillo: para que las observaciones registradas en el MUL.APIN cuadren, Mercurio tenía que estar en su posición correspondiente al 1.130 aC, con un error máximo de ochenta años arriba o abajo. Es lo que tiene la astronomía: puedes saber dónde estuvo, está o estará cualquier cuerpo celeste con extrema precisión, incluso aunque la observación fuera tan primitiva. Para los griegos, era Apolo cuando se veía al amanecer y Hermes cuando aparecía al anochecer. Fueron los romanos quienes le pusieron su nombre moderno en la mayoría de idiomas, por el dios Mercurio, equivalente latino del Hermes de los helenos.

Mercurio es el planeta más pequeño del sistema solar, muy denso y con una atmósfera extremadamente tenue compuesta por oxígeno molecular, sodio, hidrógeno, helio y algunas otras cosas en poca cantidad. En el fondo de los cráteres polares, que nunca quedan expuestos al cercano Sol, parece haber una cierta cantidad de agua en forma de hielo según las observaciones radáricas. Posee un núcleo ferroso desproporcionadamente grande, fundido y denso, rodeado por un manto de silicatos y una corteza bastante gruesa. Se cree que el planeta está contrayéndose por enfriamiento de su núcleo. Tuvo actividad volcánica en el pasado.

Ninguna potencia espacial se ha planteado seriamente la exploración o colonización de Mercurio, que ocupa un lugar menor en la literatura. La tecnología necesaria sería muy parecida a la utilizada en la Luna; el geólogo especialista en Ciencias Planetarias Bruce C. Murray, que cofundara la Sociedad Planetaria junto a Carl Sagan y Louis Friedman, ha definido a este planeta como una Tierra vestida de Luna. Por desgracia, viajar hasta allí con los medios presentes de la Humanidad resulta francamente problemático: está tan metido en el pozo de potencial gravitatorio del Sol que –además de exigir un montón de delta-V– obligaría a permanecer seis años dando vueltas a su alrededor antes de poder aterrizar. Pero en él, podrían encontrarse cantidades significativas de helio-3 para las tecnologías de fusión nuclear y diversos minerales valiosos; además, se ha sugerido que debe ser un buen sitio para construir grandes velas solares, lo que a su vez sería útil en la terraformación de Venus. A donde, por cierto, estamos llegando ya: han pasado seis minutos desde que abandonamos la fotosfera solar, Mercurio ha quedado a nuestras espaldas y nos aproximamos al lucero del alba: Venus, Hesperus, Lucifer.

Venus en color real.

Venus en color real. NASA/Ricardo Nunes.

Venus.

¿Qué podemos decir de Venus que no hayamos dicho ya? Bueno, pues muchas cosas, la verdad. La hermana de la Tierra es otro planeta rocoso, como ya sabemos cubierto por una densa atmósfera muy rica en dióxido de carbono, lo que le hace mantener una temperatura superficial capaz de fundir el plomo; los estudios sobre la atmósfera venusiana, con la muy significativa participación de nuestro astrofísico favorito, fueron los primeros en hacernos entender que el incremento de dióxido de carbono de origen antropogénico representaban un peligro grave para el clima terrestre. Así comenzó a investigarse el calentamiento global.

Por su distancia al Sol, Venus debería ser un planeta tórrido pero perfectamente habitable. Sin embargo, esa catástrofe carbónica en su atmósfera lo convierte en un verdadero infierno al que sólo las naves Venera lograron vencer, en lo que fueron los primeros viajes interplanetarios de máquinas creadas por esta especie nuestra.

Las órbitas de los planetas son elípticas, pero la de Venus es circular casi por completo y se toma algo más de 224 días terrestres y medio para describir una vuelta completa alrededor del Sol. Además, su rotación resulta bastante extraña. Por un lado, es la más lenta entre los planetas grandes del sistema solar: un día venusiano equivale a 243 días terrestres, con lo que este día venusiano resulta más largo que el año venusiano. Por otro, gira sobre sí mismo en sentido contrario a la mayoría de planetas, incluída la Tierra. Se cree que estas anomalías obedecen a un complejo blocaje de marea con el Sol y a fenómenos relacionados con su densa atmósfera.

Pero como estamos viajando tan deprisa, Venus ya queda atrás y nos acercamos a la Tierra. Sí, es ese mundo azul de ahí delante. Me han dicho que hay en él algunas cosas curiosas. Llevamos ahora mismo unos ocho minutos de viaje.

Tierra en color real

Tierra en color real. Earth Observatory, NASA.

Tierra.

Tierra es un planeta rocoso, aunque la presencia de agua líquida, hielo y aire en su superficie le otorga ese aspecto peculiar como de canica azul. Si te fijas bien, sobre algunos puntos de sus continentes se distinguen zonas verduzcas. Eso es porque hay vida en ella, ¿te lo puedes creer? Vida terrestre vegetal, sustentada en la clorofila, lo que le otorga esa tonalidad. Algunas investigaciones aseguran que hay también animales, incluído uno que camina sobre dos patas y sabe encender luces en la oscuridad como si se creyera una especie de luciérnaga artificial. Qué bichejo más gracioso, ¿verdad? ¿Verlo desde aquí? No, por supuesto que a esta distancia resulta invisible. Además, no tiene mayor importancia, es un animalejo muy primitivo. Fíjate tú que se pasa la vida tirando líneas en el mapa a las que llama «fronteras» y luego las marca con orina, no, perdón, con trapos de colores, creo, ¡y hasta se mata por defenderlas! En un lugar tan pequeño, ¿no es cosa de risa? Nada, un bichejo irrelevante, ya te digo.

Tierra da una vuelta al Sol cada 365 días terrestres y un cuarto, aproximadamente. Quitando esas curiosidades de su superficie, es un planeta de lo más normalucho; sólo destaca por ser el más denso del sistema solar y por poseer una Luna bastante aburrida y muerta. Ah, sí, y porque tiene tectónica de placas: esos continentes que ves se mueven, muy lentamente, a lo largo de los eones.

Vamos directos a ella. Sujétate fuerte: existe un 25% de probabilidades de que choquemos con algún átomo o molécula durante nuestro recorrido hasta la superficie. En ese caso, contribuiríamos a formar parte del color del cielo terrestre mediante dos fenómenos llamados dispersión de Rayleigh y difusión de Mie. ¡Mira cómo se la pegan esos! Cuando la luz alcanza una molécula del aire, una parte de ella tiende a ser absorbida y después irradiada en una dirección distinta. La luz de onda corta (correspondiente a un color azulado, con aportación de verdes y violetas) resulta más absorbida e irradiada que la de onda larga (rojos, amarillos, naranjas). Es decir: la fría luz azul sufre mucha más dispersión de Rayleigh que la de los colores más cálidos. De hecho, le afecta tanto que se dispersa por toda la atmósfera y, mires adonde mires, te llega algo de ella. Este es el motivo de que el cielo sea normalmente azul.

Cuando miras hacia el horizonte, da la impresión de que el cielo tiene una tonalidad más pálida. Esto se debe a que la luz dispersada se dispersa y mezcla aún más, muchas veces, antes de alcanzar tus ojos (hay mucha más masa de aire si miras en horizontal que si miras hacia la vertical). Esta es también la razón de que parezca que el sol brilla menos cuando sale o cuando se pone. Y hace que los atardeceres y amaneceres tengan tonos rojizos: toda la luz de onda más corta resulta dispersada (azules, verdes) y sólo la de onda más larga (rojo, naranja) logra atravesar la atmósfera hasta tu retina. Este espectáculo de colores es el resultado de la dispersión de Rayleigh para los fotones de luz.

Puesta de sol desde la ISS

Puesta de sol a través de la atmósfera terrestre, tomada desde la Estación Espacial Internacional. Debido a una combinación curiosa de los fenómenos de dispersión y difusión mencionados en el texto, cada uno de los colores se corresponde a grandes rasgos con las distintas capas de la atmósfera (troposfera en amarillos y naranjas; estratosfera en blancos y grises; mesosfera, termosfera, ionosfera y exosfera en azules). La región negra inferior es la superficie terrestre y la superior, el espacio exterior. En esa estrecha franja de colores, que tratamos con tan enorme irresponsabilidad, alienta casi todo lo que amamos en este cosmos.

Sin embargo, si la luz se encuentra con partículas de mayor tamaño que los átomos y moléculas de la atmósfera (por ejemplo, las gotas de agua que forman las nubes), la dispersión de Rayleigh no puede producirse porque depende de la relación entre la amplitud de onda de la luz y el tamaño del objeto interpuesto. Cuando el tamaño de estas partículas alcanza un 10% aproximadamente de la longitud de onda de la luz incidente, el modelo de Rayleigh colapsa y deja paso a la difusión de Lorenz-Mie (no confundir con Lorentz). Siguiendo a Mie, la luz de todas las frecuencias (y no sólo la azul) resulta dispersada de manera muy parecida. Por tanto, no se produce una selección de un color específico (salvo debido a las propiedades físico-químicas de la materia donde esté incidiendo la luz). Y ese es el motivo de que las nubes sean blancas o grises.

En general, la luz de onda más larga (correspondiente a los colores cálidos) atraviesa la atmósfera y llega a la superficie sin muchos problemas. Como nosotros elegimos un fotón de onda larga, no hemos topado con nada, no hemos sufrido dispersión y por tanto estamos llegando ya al duro suelo. Ops, creo que vamos a dar contra esa mesa de ahí: esa a la que está sentado uno de esos bichejos de dos patas leyendo no sé qué en uno de sus ordenadores. Como hemos viajado a la velocidad de la luz (ejem…), hace 499 segundos que salimos del Sol, hemos recorrido unos ciento cincuenta millones de kilómetros y ahora vamos a…

Ojo.

…¡chocar! En realidad, lo que ocurre es que hemos caído dentro del radio de influencia de uno de los átomos que componen la mesa. Ahora pueden ocurrir dos cosas: que seamos absorbidos o que seamos rebotados. Los átomos que componen la mesa, por su naturaleza químico-física, tienden a absorber la luz en determinadas frecuencias y a reflejarla en otras. La luz reflejada puede entonces alcanzar los ojos e instrumentos que se encuentren alrededor, excitándolos; por lo que tales ojos e instrumentos (como el sensor de una cámara) verán la mesa (o cualquier otro objeto) gracias a la luz que ésta ha rechazado (reflejado). Es decir: vemos las cosas por la luz reflejada en las frecuencias (colores) que sus átomos no quieren y por tanto expulsan. Por esto decimos que las cosas son de todos los colores menos del color que las vemos.

Como viajábamos sobre un fotón de onda larga y luz cálida (rojos, naranjas, amarillos), y al menos algún elemento de la mesa tiene esa tonalidad, sus átomos nos han rechazado y hemos salido rebotados en dirección a… ¡bueno, pues parece que hacia el ojo del bichejo! Como le dé por parpadear ahora mismo, igual salimos reflejados otra vez (hacia cualquier otro lugar como, por ejemplo, una cámara que le estuviera haciendo una foto de la cara: entonces, contribuiríamos a formar la imagen del párpado cerrado).

Ojo humano

Ojo humano (sección)

Al penetrar en su córnea –la envoltura transparente delantera del ojo, compuesta por tres capas y dos membranas que las separan– vamos a sufrir un fenómeno llamado refracción. Es decir, un cambio brusco de dirección; tanto que la imagen se va a invertir por completo. Debido a la forma del ojo, la córnea actúa como una lente y concentra la mayor parte de los fotones de luz incidente hacia un punto en el interior; costó muchos cientos de millones de años de evolución biológica e incontables callejones sin salida llegar a algo así. Por fortuna, como hay tantos ojos en la naturaleza y han ido apareciendo a lo largo de tanto tiempo, la evolución del ojo es una de las mejor conocidas. Y sin embargo, el ojo humano tiene varias imperfecciones, una de ellas traducida en un punto ciego, que las sepias por ejemplo no sufren. En realidad, nuestro ojo dista de ser perfecto en comparación con el de otros animales.

Aún cabalgando nuestro fotón absorbido-reemitido por la mesa, atravesamos la cámara anterior –llena de humor acuoso– y pasamos por la pupila: la apertura circular en el centro del iris, esa membrana que cada persona tiene de un color distinto. El iris es básicamente un esfínter fotosensible, que se contrae o distiende según la cantidad de fotones incidentes para ajustar la iluminación total en el interior del ojo. Cuando hay poca luz se abre, permitiendo que entre toda la posible; y cuando hay mucha se cierra, evitando el deslumbramiento hasta cierto límite. Cruzamos así las puertas del iris y nos adentramos en el cristalino.

El cristalino es una lente autoajustable bajo el control del sistema nervioso que permite enfocar objetos a distintas distancias, fenómeno conocido como acomodación; esto provoca una segunda refracción (cambio de dirección de los fotones) que ajusta con más finura la causada por la córnea. Así, atravesamos ya el gel transparente que rellena la esfera del ojo –llamado humor vítreo– y nos precipitamos hacia el fondo de la retina.

Este es ya un tejido nervioso complejo, conectado directamente al cerebro mediante el nervio óptico, hasta tal punto que casi casi se podría denominar una proyección especializada del cerebro dentro del ojo. La retina está compuesta por grandes cantidades de neuronas interconectadas mediante sinapsis. Entre estas neuronas se encuentran unas muy especializadas en captar la luz. Son las células fotorreceptoras, típicamente conos y bastones.

La disposición de estas células y de las otras neuronas que las conectan al nervio óptico conduce a otro divertido debate con los partidarios del diseño inteligente (creacionismo bajo tapadera pseudocientífica). Resulta que en el ojo humano las células conectoras están dispuestas por delante de las células fotorreceptoras, con lo que muchos fotones quedan absorbidos en ellas sin efecto alguno, obstruyendo el paso de la luz y reduciendo así la agudeza visual; evidentemente, cabe preguntarse qué clase de diseñador hace pasar el cableado de una cámara por delante del sensor CCD. De nuevo, son las sepias quienes tienen dispuestas las células de la retina a la manera lógica; quizá ellas sean el pueblo elegido.

La retina según Santiago Ramón y Cajal

Estructura de la retina según la dibujó D. Santiago Ramón y Cajal (ca. 1900). En el Instituto Cajal del CSIC, Madrid.

Aquí acaba el recorrido de nuestro fotón, bien atrapado estúpidamente en una de estas células interconectoras o bien logrando actuar un fotorreceptor, tras su viaje de ocho minutos y diecinueve segundos desde el Sol. Si logra superar ese fallo de diseño de la retina, excitará uno de estos conos o bastones. Los bastones son extremadamente sensibles, capaces de detectar un solo fotón, permitiendo así la visión en condiciones de baja visibilidad (visión escotópica); a cambio, no pueden detectar colores. Son monocromáticos, con una sensibilidad óptima en torno a las frecuencias verdeazuladas. Por eso, cuando la iluminación desciende, seguimos siendo capaces de ver sombras pero perdemos la mayor parte de la visión en color.

Los conos, por el contrario, necesitan mucha más energía lumínica para excitarse. Sin embargo, en el ojo humano están presentes en tres sabores, cada uno de ellos más sensible a las frecuencias correspondientes a un color: verde, roja y azul. Así, nos proporcionan la visión fotópica tricromática: lo que llamamos ver en colores. La mayor parte de los mamíferos sólo son capaces de ver en dos colores, o carecen por completo de la capacidad para ver en color. Sin embargo, la mayor parte de las aves y algunos peces y anfibios poseen visión tetracromática: pueden ver un cuarto color, invisible para nosotros. ¿Y cuál es ese cuarto color? Pues a menudo la luz ultravioleta, que se difunde en una frecuencia indetectable por los fotorreceptores humanos (aunque no por sus instrumentos, claro). Parece ser que ciertas hembras humanas podrían tener una tenue visión tetracromática, pero esto no está demostrado todavía.

Algunas mariposas, lampreas y aves como las palomas son pentácromas. Esto es: poseen conos especializados en distinguir cinco colores básicos (e incluso más). Como resultado, pueden ver unos cien mil millones de colores distintos, mucho más allá de lo que constituye luz visible para la gente humana. Esa es una experiencia inimaginable. Aunque nosotros –por supuesto– seamos capaces de observar en todas esas frecuencias y muchas más a través de nuestros aparatos, la experiencia de ver realmente un mundo tan multicolor nos está vedada por completo: es como tratar de imaginarse la cuarta dimensión. No existen tales fotorreceptores en nuestros ojos y nuestro cerebro no ha podido evolucionar con ellos, por lo que estaríamos de todos modos incapacitados para interpretar sus señales. Dependemos de los datos instrumentales y las imágenes sintéticas en falso color para acceder a esa parte de la realidad; cualquier paloma la ve con un simple vistazo.

Los fotones incidentes excitan estas células fotorreceptoras estimulando algunas moléculas que se encuentran en su interior: la rodopsina y las yodopsinas, un conjunto de proteínas sensibles a la luz denominadas opsinas. Aquí se da otro fenómeno curioso. Todas estas células están activadas constantemente. Cuando resultan excitadas por la luz, entonces se inhiben y dejan de transmitir señales electroquímicas. Es esta desconexión la que activa las células transmisoras (las que están por delante) y entonces se emite una señal visual hacia el cerebro por el nervio óptico. Esto es, funciona al revés de como uno se podría imaginar en un principio: los fotorreceptores quedan inhibidos y eso es lo que dispara la señal visual hacia el cerebro en los transmisores.

O sea, que esto ya se asemeja a uno de esos bromazos a los que Mamá Naturaleza es tan aficionada: vemos las cosas de todos los colores menos de los colores que son (que admiten); las vemos boca abajo debido a la refracción en sus lentes (es nuestro cerebro quien se encarga de ponerlas boca arriba otra vez); y además las vemos porque detienen (en vez de activar) la acción de las células fotorreceptoras, lo que a su vez activa (en vez de detener) al sistema neurotransmisor. El mundo al revés, vaya. Para acabar de arreglarlo, aproximadamente la mitad de las fibras de cada nervio óptico se cruzan en el quiasma óptico y van a parar al lado opuesto del cerebro. Así las señales que viajan por ellas llegan finalmente a la corteza visual, que se encuentra (¡cómo no!) en la parte posterior de la cabeza, encima de la nuca. Es en esta corteza donde se construye el mapa de toda la información captada a través de los ojos, constituyendo así –literalmente– nuestra visión del mundo y contribuyendo decisivamente a formar nuestros pensamientos y emociones.

Y la energía que mueve todo esto procede también del Sol. Además de la radiación solar directa que mantiene viva la biosfera terrestre, los animales somos parásitos de las plantas a través de la cadena alimentaria; plantas que dependen a su vez de la fotosíntesis (propulsada por energía solar). Hijos e hijas del Sol y de la lluvia, polvo de estrellas, desde siempre y para siempre jamás.

Escrito sobre una idea original de Orlando Sánchez Maroto al que, por tanto, dedico este post. ¡Gracias, Orlando!

Premio Experientia Docet a la divulgación científica

Premio Experientia Docet a la excelencia en la divulgación científica.

Este post ha recibido el premio Experientia Docet a la excelencia en la divulgación científica.
Con mi agradecimiento. :-)

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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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