Serie: Mensajeros cósmicos

Partículas bombarean nuestro planeta continuamente. La más conocida de todas es el fotón, partículas de luz emitidas por estrellas que nacen, gas y polvo interestelar, estrellas que mueren, etc. Durante siglos astrónomos han aprendido a recolectar e interrogar a estos fotones en diferentes energías, desde ondas de radio, microondas, luz visible y ultravioleta, hasta las altas energías de los rayos X. Cada uno de estos tipos de radiación es una ventana al universo que revela diferentes propiedades de los fenómenos que la emiten así como del espacio que recorren hasta llegan a nuestros telescopios en la Tierra y a bordo de satélites en órbita. Existen, sin embargo, otras partículas que llegan desde remotos lugares en el cosmos, cada una con una historia distinta que contar. En esta serie de tres partes contaré la fascinante historia de estos tres tipos mensajeros cósmicos que prometen una nueva clase de astronomía, una que revelará los eventos más energéticos en el universo.

Estas tres partículas han dado origen a lo que hoy se conoce como astropartículas, una disciplina que combina siglos de métodos desarrollados en astronomía y astrofísica con los detectores y teorías usados en física de partículas, además de nuevas metodologías originadas en diferentes disciplinas. Como dije en algún momento, estas tres partículas son las que me quitan el sueño por estos días ya que son a lo que me dedico actualmente. Estudiando para mi propio trabajo me he encontrado con estas historias que quiero compartir.

Estas historias no tendrán un único personaje principal ya que la idea es justamente mostrar cómo la observación de extraños fenómenos y los diferentes intentos por comprenderlos involucró a muchas personas, un gran esfuerzo colectivo que llevó a su descubrimiento y comprensión. Mucha gente tiene una visión algo idealizada de la ciencia, en la que grandes descubrimientos o ideas nacen espontáneamente en la mente de genios, sin embargo la gran mayoría de los avances científicos son el resultado de pequeños pasos dados por muchas personas, no genios sino que científicos y científicas con pasión y curiosidad por comprender la naturaleza, además de mucho esfuerzo para realizar cuidadosos y muchas veces arriesgados experimentos. Contaré también el estado actual de cada una de estas modernas ventanas para explorar explosivos eventos en el universo.

Esta serie estará divida en tres partes:

Mensajeros cósmicos I: rayos cósmicos
Mensajeros cósmicos II: rayos gamma
Mensajeros cósmicos III: neutrinos

Aunque no tengo un calendario definido y no puedo prometer cuándo cada parte será publicada, al menos la primera está casi lista y aparecerá próximamente.

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¿Cómo atrapar un neutrino?

NeutrinoEvent_IceCubeAtrapar un neutrino es parecido a intentar atrapar una bala con una bolsa de papel, es decir, no se puede. Neutrinos no pueden ser atrapados, contrario a lo que ocurre con otras partículas como electrones o fotones. Sin embargo, de la misma forma que una bala dejará una marca en su paso por la bolsa de papel, detectores pueden construirse para inferir la presencia de un neutrino. Así como un pequeño pájaro, un puma y una persona dejan diferentes y distintivas huellas al caminar por la nieve, la huella dejada en un detector puede usarse para determinar las propiedades de la partícula que la produjo.

Neutrinos reciben el apodo de partículas fantasmales (ghost particles) debido a su baja tendencia a interaccionar con la materia lo que los hace difíciles de detectar. Es común escuchar que los neutrinos no interaccionan en absoluto, sin embargo esto es incorrecto. Los neutrinos sí interaccionan con la materia pero la probabilidad de esta interacción es muy pequeña. Esto es equivalente a decir que la probabilidad de ganar la lotería es pequeña, sin embargo alguien en algún lugar gana. Esta pequeña probabilidad de interacción se debe a que los neutrinos son partículas fundamentales sin carga eléctrica, por lo que son insensibles a interacciones electromagnéticas, sólo interaccionan via la interacción nuclear débil (además de la gravedad, cuyos efectos son todavía más débiles). Esto hizo que más de 25 años pasaran entre la propuesta de Pauli de los neutrinos (ver El neutrino está de cumpleaños) y su observación experimental. Es por esto que 61.000.000.000 neutrinos cruzan cada centímetro cuadrado de nuestro cuerpo cada segundo sin producir efecto alguno. Hace un tiempo mostré cómo estimar este enorme número en ¿Cuántos neutrinos hay en una caja?
Es típico escuchar que un neutrino puede propagarse de manera inalterada por un año-luz de plomo, entonces cabe preguntarse ¿cómo es que los físicos construyen detectores de neutrinos y miden sus propiedades?

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Volviendo a la analogía de la lotería, la probabilidad de ganar es muy baja sin embargo una manera de aumentar nuestras posibilidades de ganar (aunque poco rentable económicamente) sería comprando muchos (¡muchos!) boletos de lotería. Esto es justamente lo que los físicos idearon: la probabilidad de interacción entre un neutrino y un núcleo atómico es fija pero las posibilidades de que dicha interacción ocurra aumentan si disponemos de mucha materia (un detector con muchos átomos) y muchos neutrinos (usando una fuente copiosa de neutrinos).

Los esfuerzos por detectar neutrinos comenzaron durante el Proyecto Manhattan, cuando Fred Reines en Los Alamos vio en una explosión nuclear una intensa fuente de neutrinos. Su implementación no fue posible por problemas técnicos, básicamente el detector sería vaporizado por la explosión lo que no lo hacía un experimento viable. Reines consideró luego una fuente más pacífica de neutrinos, un reactor nuclear que es una intensa fuente de antineutrinos, iniciando la búsqueda de los fantasmales neutrinos en lo que bautizó como Proyecto Polstergeist.

Reines junto a Clyde Cowan construyeron un detector que consistía en un tanque de agua que contenía cadmio (elemento 48 en la tabla periódica) y un detector de rayos gamma. El principio era que al interaccionar, un antineutrino transformaría un protón en un neutrón emitiendo un positrón (este proceso se llama desintegración beta inverso). Por un lado, el positrón rápidamente se encontraría con un electrón en los átomos de agua por lo que se aniquilarían emitiendo rayos gamma. Por otro lado, el neutrón luego de una fracción de segundo sería capturado por el cadmio, lo que también produce una emisión de rayos gamma. Por lo tanto, Reines pensó, la señal de un antineutrino en su detector sería la detección de emisiones de rayos gamma separados por una fracción de segundo. El detector fue instalado junto a un reactor nuclear y varios metros bajo tierra para protegerlo de la radiación cósmica; así fue como en 1956 detectaron una doble emisión de rayos gamma en la forma de dos señales consecutivas en sus osciloscopios. Por la detección experimental del neutrino (o antineutrino en este caso) Fred Reines recibió el Premio Nobel en 1995. El principio del detector de Cowan y Reines se sigue usando hasta nuestros días en el estudio de antineutrinos provenientes de reactores nucleares como en los experimentos modernos Daya Bay, Double Chooz y RENO.

Moderno experimento Double Chooz en Francia

Neutrinos creados en aceleradores de partículas y en la alta atmósfera por el bombardeo de rayos cósmicos poseen energías más altas que los antineutrinos de reactores y son principalmente neutrinos muónicos, los que como su nombre indica están asociados al muón, el primo pesado del electrón. Muones son fácilmente identificables por su masa y carga eléctrica, por eso existen dos métodos para detectarlos: detectores magnetizados y detectores de Cherenkov.

Los detectores magnetizados consisten en gigantescos y masivos bloques fabricados típicamente de láminas de acero con un poderoso campo magnético. El principio de detección es bastante simple: un neutrino muónico colisiona con un núcleo atómico en el acero produciendo un muón (además de otras partículas), el muón se mueve dentro del detector curvándose debido al campo magnético. La longitud de la curva así como la distancia recorrida por el muón permiten medir su energía y la orientación de la curvatura permite determinar su carga eléctrica. La reconstrucción 3D de una interacción de este tipo puede verse aquí. Estos detectores magnetizados tienen la gran ventaja de poder distinguir un muón de un anti-muón, lo que a su vez permite conocer si el neutrino que produjo la reacción era un neutrino o un antineutrino, muy importante en el estudio de posibles diferencias entre materia y antimateria. Detectores de este tipo son por ejemplo empleados en el experimento MINOS+ en EEUU. En Fermilab se aceleran protones hasta que tienen alta energía y se usan para bombardear un blanco (una barra de grafito) generando partículas llamadas piones, los que rápidamente se desintegran en muones y neutrinos muónicos. Estos neutrinos viajan 735 km bajo tierra desde Fermilab hasta una mina subterránea a más de 700 m de profundidad donde se encuentra el detector MINOS+, el que curiosamente tiene la forma de señal de alto, como indicando que allí los neutrinos deben detenerse. Un detector similar está ahora en construcción en India, donde se contruye el observatorio indio de neutrinos (INO).

Detector del experimento MINOS+

Detector del experimento MINOS+, 486 láminas octagonales de acero forman los 5.400 toneladas del detector.

Los detectores de Cherenkov son particularmente interesantes. Estos detectores usan un medio transparente como agua o hielo. Cuando un neutrino muónico de alta energía interacciona con un átomo del medio produce un muón que se mueve más rápido que la luz en este medio, por lo que a lo largo de su trayectoria se emite un destello de luz llamado radiación de Cherenkov (para entender cómo funciona recomiendo mi artículo anterior La majestuosa radiación de Cherenkov). Este destello se emite como un anillo de luz en la dirección del muón que a su vez es aproximadamente la dirección del neutrino que lo originó, por lo que midiendo el tamaño, la ubicación y la intensidad el anillo de luz es posible reconstruir la dirección en la que el neutrino se movía y su energía. Neutrinos electrónicos son también de gran interés y los detectores de Cherenkov permiten además distinguirlos. Un neutrino electrónico produce un electrón (no un muón), que al ser menos masivo que el muón producen anillos de luz algo difusos, mientras que un neutrino muónico produce un muón que al ser más masivo produce anillos de luz bien definidos. Así es como la huella que se observa en el detector (en forma de luz) permite distinguir diferentes tipos de neutrino de la misma forma que las huellas en la nieve delatan al puma o al pájaro que las produjo. La desventaja de un detector de Cherenkov en comparación a los detectores magnetizados es que neutrinos y antineutrinos producen los mismos efectos y por lo tanto no pueden distiguirse. Existen varios detectores de este tipo como los observatorios de neutrinos solares SNO en Canadá y Borexino en Italia, sin embargo los ejemplos más espectaculares son Super-Kamiokande y IceCube.

Interior del detector Super-Kamiokande

Paredes cubiertas de fotodetectores en el interior de Super-Kamiokande antes de ser llenado con agua

Super-Kamiokande (también llamado Super-K o simplemente SK) está ubicado 1 km bajo una gran montaña en el oeste de Japón. Consiste en un cilindro de 40 metros de diámetro y 40 metros de altura que contiene 50.000 toneladas de agua continuamente purificada y con sus paredes internas completamente cubiertas por detectores de luz (llamados fotodetectores). Super-K es la versión en grande de un experimento anterior llamado simplemente Kamiokande. Cuando un muón o un electrón producidos por la interacción de un neutrino con el agua emite su destello de Cherenkov, el anillo de luz es detectado al llegar a las paredes.

Anillos de luz detectador en las paredes de Super-K. A la izquierda, el anillo bien definido indica que fue producido por un muón; el anillo difuso de la derecha es la huella de un electrón.

Anillos de luz de Cherenkov detectados en las paredes de Super-K. A la izquierda, el anillo bien definido indica que fue producido por un muón; el anillo más difuso de la derecha es la huella de un electrón.

Super-K ha instalado una página que muestra estos anillos de luz en un monitor en tiempo real. Super-K está diseñado para el estudio de neutrinos de alta energía como los producidos por rayos cósmicos en la atmósfera (llamados neutrinos atmosféricos) y neutrinos de baja energía como los emitidos por nuestro Sol (llamados neutrinos solares) y los producidos por explosiones de estrellas (supernovas). En sus casi 20 años en funcionamiento, Super-K ha logrado revolucionarios descubrimientos, en particular que los neutrinos poseen masa, anunciado en 1998. En 2002 Masatoshi Koshiba líder del equipo de Super-K y de su antecesor Kamiokande recibió el Premio Nobel por la detección de neutrinos provenientes del cosmos. En los últimos años Super-K también es usado en experimentos de neutrinos de acelerador como T2K, diseñado para medir importantes parámetros del modelo de neutrinos relevantes en potenciales diferencias entre materia y antimateria.

Detectores de IceCube

Detectores de IceCube y la Torre Eiffel para apreciar su tamaño

IceCube está ubicado en el Polo Sur, donde en vez de agua usa el hielo antártico como medio material para la emisión de radiación de Cherenkov. IceCube es la extensión de un experimento anterior llamado AMANDA y consiste en más de 5.000 fotodetectores distribuidos en un cubo de 1 km por lado a 2.5 km bajo la superficie que terminaron de instalarse en 2010. Al igual que en Super-K, sus fotodetectores están diseñados para medir los destellos de Cherenkov producidos por muones más rápidos que la luz en el hielo. IceCube fue construido para el estudio de neutrinos de alta energía como neutrinos atmosféricos (igual que SK) y principalmente neutrinos ultra-energéticos producidos por eventos astrofísicos. Por esto IceCube es a veces llamado un telescopio de neutrinos, ya que servirá para el estudio de los fenómenos más energéticos del universo usando neutrinos. En sus tres primeros años luego de ser completado IceCube ha observado 37 neutrinos astrofísicos marcando el nacimiento de la astronomía de neutrinos (discutiré detalles de neutrinos astrofísicos en un próximo post).
Otros importantes observatorios de este tipo son ANTARES que usa el mismo principio de IceCube pero reemplazando el hielo antártico por las aguas del Mar Mediterráneo a 2.5 km de profundidad y a 40 km. de la costa francesa de Toulon; y Baikal en la profundidad del lago del mismo nombre en Rusia.

El futuro traerá nuevos detectores de neutrinos, los científicos de IceCube ya proponen una nueva generación de su actual observatorio para abarcar 10 km cúbicos, lo que llaman IceCube-Gen2; de la misma forma Japón pretende construir una versión mayor de Super-K con un experimento llamado Hyper-Kamiokande (sí, de los creadores de Kamiokande y Super-Kamiokande, ahora viene Hyper-Kamiokande). Además ya se encuentra en desarrollo el observatorio KM3NeT que poseerá varios kilómetros cúbicos con fotodetectores en el Mediterráneo.

Volviendo a la pregunta del título ¿Cómo atrapar un neutrino?, la respuesta es que no se puede. Entonces ¿es posible medir el paso o la traza de un neutrino? Tampoco, un neutrino a su paso no deja una huella observable, contrario a partículas con carga eléctrica que dejan estelas a su paso en una cámara de burbujas de la misma forma que un avión deja una estela a su paso en el cielo. La única manera de detectar un neutrino es destruyéndolo al esperar que interaccione con átomos en el detector generando nuevas partículas que sí dejan una huella observable. Esto muestra que técnicamente el nombre “detector de neutrinos” es algo inapropiado ya que no se detectan neutrinos, sólo se detectan los efectos de las partículas producidas por un neutrino, es decir, ¡detectores de neutrinos no detectan neutrinos! Lo que en realidad miden son las trayectorias en un detector magnetizado o los destellos de Cherenkov producidos por partículas con carga eléctrica que se mueven más rápido que la luz en el agua o hielo, las que fueron producidas por un neutrino.

huellas

Imagino lo asombrados que Wolfgang Pauli y Pavel Cherenkov estarían al ver estos enormes experimentos y tecnologías con los que físicos han aprendido a inferir las propiedades de estos pequeños neutros.

Imágenes: IceCube, National Geographic, Double Chooz, Fermilab, U. Tokio.

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No, Homero Simpson no predijo la masa del bosón de Higgs

Hace muchos años, en los inicios de Conexión Causal (cuando incluso tenía otro nombre), escribí un breve artículo sobre un supuesto contraejemplo al Teorema de Fermat mostrado en el episodio “The Wizard of Evergreen Terrace” de Los Simpsons. El supuesto contraejemplo es la seguna fórmula escrita en la pizarra:

SimpsonsBlackboardLa semana pasada comentarios sobre este episodio volvieron a inundar las redes sociales por la primera de las fórmulas en la pizarra, la que muestra una curiosa manera de escribir la masa del bosón de Higgs. Es importante mencionar que este episodio data de 1998, es decir, 14 años antes del descubrimiento del bosón de Higgs.

Según describe el medio inglés The Independent, Simon Singh que es el autor del libro The Simpsons and Their Mathematical Secrets relata cómo al evaluar numéricamente esta fórmula se obtiene un número muy cercano a la masa del bosón de Higgs medida recién en 2012. El número obtenido es 124 GeV, la masa del bosón de Higgs medida en el LHC es 125 GeV, bastante cerca, una coincidencia impresionante. Esto ha dado para muchos artículos y titulares, además de muchos (¡muchos!) tuits. Sin embargo hay un pequeño problema: esta afirmación es incorrecta, sólo basta con evaluar la fórmula para darse cuenta que no funciona; la fórmula entrega 777 GeV y no 124 GeV, como señala Singh según The Independent.

Desconozco por qué tanta gente difundió esto (incluso varios físicos lo publicaron en Twitter) cuando sólo basta una calculadora para comprobar que la fórmula entrega un número más de seis veces más grande que lo anunciado en los medios, el cual hace mucho se sabe que no es posible ya que contradeciría los resultados de otros experimentos. En internet abundan las fotos falsas o imágenes difundidas como reales que son montajes, las que requieren cierto esfuerzo para refutar su veracidad, pero con una fórmula matemática es trivial y cualquiera puede hacerlo. La fórmula en cuestión es

CodeCogsEqndonde h es la constante de Planck (h = 6.63 x 10-34 J s), c es la velocidad de la luz (c = 3 x 108 m/s), y G es la constante gravitacional (G = 6.67 x 10-11 N m2/kg2). Al poner todos los números se obtiene que la supuesta masa del bosón de Higgs es 1.4 x 10-24 kg, que al convertirlos a GeV (para esto hay que dividir el número anterior por 1.78 x 10-27) entrega aproximadamente 777 GeV, y no 124 GeV. Por lo tanto, lamento arruinarlo pero no, Homero Simpson no predijo la masa del bosón de Higgs.

¿De dónde podría provenir esta falsa noticia? Apostaría a que alguien confundió h (la constante de Planck) con \hbar (la constante de Planck reducida), las que difieren por un factor 2\pi, luego al transformar una en la otra también confundió la multiplicación por una división, produciendo un factor 2\pi extra en el denominador de la fórmula, que daría como resultado los 124 GeV que señala Singh según The Independent. Son varios errores matemáticos lo que no hablaría muy bien de quien lo derivó. Sin embargo el regaño mayor lo merecen quienes, con el conocimiento necesario para comprobar el error, difundieron esta noticia sin antes verificar el resultado.

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BICEP2+Planck: no hay evidencia de ondas gravitatorias primordiales (todavía)

QSe han anunciado los tan esperados resultados del estudio conjunto entre la misión del satélite Planck y el telescopio BICEP2 ubicado en el polo sur. El resultado es que se observa un exceso en la región de interés que podrían ser los tan buscados modos B producidos por ondas gravitatorias primordiales, sin embargo la señal es tan pequeña que por ahora no puede ser considerada como una detección.

La historia comienza en marzo 2014, cuando la colaboración BICEP2 en una rueda de prensa anunció el descubrimiento de los llamados modos B que serían consecuencia de ondas gravitatorias en la etapa muy temprana del universo. En su momento expliqué el significado de los términos técnicos por lo que recomiendo leer el artículo Descubrimiento de modos B en la polarización del CMB. Luego de la celebración del descubrimiento considerado histórico en cosmología, algunos investigadores cuestionaron algunas de las estimaciones usadas por BICEP2 para incluir la contaminación de los datos debido al polvo galáctico. Durante meses se esperó que el satélite Planck presentara su estudio independiente del polvo galáctico en varias frecuencias. Recordar que BICEP2 es más preciso que Planck sin embargo sólo puede estudiar la radiación cósmica a una frecuencia fija, en cambio Planck puede estudiar un amplio rango de frecuencias. Me gusta visualizarlo como que BICEP2 es una radio que sólo permite sintonizar tu estación radial favorita, en cambio Planck permite más variedad al poder sintonizar diferentes frecuencias.

La sombra de este polvo galáctico se volvió más oscura cuando en septiembre el equipo de Planck hizo público su estudio en varias frecuencias: encontraron que las estimaciones de BICEP2 fueron bastante optimistas. Ante esta situación ambos equipos optaron por el enfoque más honesto y saludable: unir fuerzas para aclarar si la señal anunciada en marzo por BICEP2 es real, lo que estaría terminado a fines de 2014. Quisiera mencionar que combinar datos de diferentes experimentos es una misión poco trivial, ingenuamente parecería que los datos se mezclan para obtener un promedio, sin embargo este tipo de analisis es muy complejo ya que experimentos diferentes poseen diferentes fuentes de error y por lo tanto deben tratarse cuidadosamente para evitar “ensuciar” los datos. Optimistas esperábamos el análisis combinado BICEP2+Planck en noviembre, sin embargo diciembre era más realista. A fines de noviembre comenzaron a circular rumores de que el resultado estaría el 22 de diciembre, sin embargo consulté con uno de los líderes del estudio que estuvo de visita acá en el Instituto y me dijo que habría que esperar hasta enero de 2015.

Esta mañana como siempre revisé Twitter y mi TL hervía con comentarios y discusiones de Planck y BICEP2. Una vez más, este medio de comunicación me sorprende con noticias científicas así como su detallada discusión por parte de expertos  y expertas en el tema. El esperado análisis combinado fue anunciado esta madrugada a través de una nota de prensa oficial en la web en francés de la misión Planck (curiosamente la nota de prensa fue removida, la nota de prensa oficial aparece en la web de ESA). El análisis combinado de ambos equipos revela que después de apropiadamente remover la contaminación producida por el polvo galáctico, se observa un exceso, es decir, una señal similar a la que producirían ondas gravitatorias primordiales; no obstante, la señal observada es demasiado pequeña como para ser significativa y por lo tanto no podemos llamarle detección o descubrimiento. En términos algo más técnicos, el famoso parámetro r (que puede interpretarse como la intensidad de las ondas gravitatorias primordiales) no ha sido determinado y sólo tenemos un límite superior. En marzo 2013, Planck anunció el límite superior r<0.11; un año más tarde BICEP2 presentó lo que parecía la medición (en vez de un límite superior) de r=0.2. Hoy al combinar los datos de Planck, BICEP2 y Keck (este último es otro telescopio del equipo BICEP2 que permite “sintonizar otras estaciones de radio”) el límite superior es r<0.13.
Por ahora sólo se ha publicado una nota de prensa y todo el mundo espera el paper oficial que debería aparecer en estos días. (Actualización: el paper está disponible en arXiv)

Importante es señalar que este resultado no implica que las ondas gravitatiorias primordiales así como la inflación no existan, sin embargo no han sido descubiertas todavía. Podría ser que el famoso parámetro r sea r=0.07 y por eso no lo hemos observado todavía, por lo que más datos y mejores técnicas podrían revelar las ondas gravitatiorias primordiales en un futuro próximo.

Imagen: HFI Planck

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¿Por qué aterrizamos sobre un cometa?

ilustración del descenso de Philae sobre el cometa 67P (ESA)

Ilustración del descenso de Philae sobre el cometa 67P (ESA)

Hoy hemos vivido un día histórico, la sonda espacial Philae se ha separado de la “nave nodriza” Rosetta y ha descendido sobre el cometa 67P posándose en su superficie. Esta maniobra descabelladamente compleja ha sido realizada con éxito gracias al trabajo conjunto de científicos e ingenieros de diversos países guiados por un espíritu de aventura y las ganas de conocer más acerca de nuestros orígenes.

Ha sido un día emocionante y ha sido un agrado compartirlo a la distancia a través de Twitter con tanta gente. Porque emocionarse con este logro colosal no te hace nerd (o geek, o como sea que le llamen en estos días), te hace humano. Es fácil hacer de uno logros de otras personas, sin embargo el mensaje de colaboración, de trabajo arduo y de confianza en la ciencia (porque ¡funciona!) que transmite un logro como el de hoy nos emociona.

Anoche me fui a dormir después del primer Go/NoGo, el chequeo general donde anunciaron que Rosetta y Philae estaban en la órbita correcta. Esta mañana me levanté temprano para verificar que el último Go/NoGo daba luz verde a Philae para comenzar el descenso. A la hora esperada Rosetta comunicó que Philae se había separado. Rosetta puede controlarse desde Tierra, pero Philae y su descenso fue completamente autónomo y durante 7 horas estuvimos a la espera de noticias. Además, toda señal se mueve a la velocidad de la luz por lo que demora 28 minutos en recorrer los más de 510 millones de kilómetros entre la Tierra y las sondas. Al final, luego de 10 años de planificación, diseño y construcción, además de otros 10 años recorriendo el espacio hasta llegar al cometa, la última media hora se hizo eterna y muchos nos comimos las uñas esperando la confirmación del aterrizaje.

No profundizaré en los detalles de la misión, ya que muchos sitios ya han realizado una gran labor explicando estos detalles, recomiendo visitar las continuas actualizaciones y seguimiento de la misión de Rosetta en el blog de las amigas de Star Tres así como CosmoNoticias. El por qué queremos entender los cometas ha sido también explicado muchas veces, pero quería compartir mi versión.

Cuando alguien nos invita a comer y probamos un plato increíblemente delicioso no podemos dejar de cuestionarnos “¿cuál será la receta?” o “¿cuáles serán los ingredientes?” Con nuestro sistema solar, nuestro planeta y eventualmente el origen de la vida en la Tierra nos pasa igual, nos gustaría saber cuál fue la receta, los ingredientes que permitieron la formación de complejas estructuras, desde planetas y lunas, hasta océanos y vida. Supongamos ahora que aquel delicioso plato no tiene una receta, es decir, no está escrita en ningún lugar, ¿cómo podríamos determinar sus ingredientes? Una posibilidad sería ir a la cocina y buscar el rincón donde están los restos de los ingredientes usados para preparar el plato, los que podrían ayudarnos a armar la receta. Llevando esta idea al origen de nuestro sistema solar, luego de formarse hace unos 4.500 millones de años, los restos de los ingredientes quedaron orbitando en un rincón del sistema solar, más allá del planeta Neptuno. Allí forman un anillo llamado cinturón de Kuiper; incluso más allá de este cinturón hay también una nube de estos escombros llamado nube de Oort. Esos restos son fríos cuerpos similares a bolas de nieve sucias llamados cometas. Es por esto que nos interesan los cometas, son los restos de los ingredientes de este plato delicioso que llamamos sistema solar.

En el pasado la gente creía que los cometas eran mensajeros de los cielos anunciado catástrofes, hoy se especula que podrían haber traído el agua e incluso las moléculas básicas para la vida a nuestro planeta. Es por esto que aterrizamos y estudiamos cometas, porque podrían esconder los ingredientes secretos de la formación de nuestro sistema solar. A principios del siglo XIX se descubrieron en el río Nilo la famosa piedra Rosetta y el obelisco Philae, antiguos restos con inscripciones en griego antiguo, egipcio antiguo y jeroglíficos egipcios, los que permitieron “traducir” los jeroglíficos. Así como la piedra Rosetta y el obelisco Philae nos abrieron una puerta al pasado para comprender antiguas civilizaciones, hoy las sondas espaciales Rosetta y Philae han llegado donde nadie ha llegado antes para abrir una puerta al pasado más remoto de nuestro sistema solar, ese plato delicioso cuya receta queremos comprender.

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La majestuosa radiación de Cherenkov

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Radiación de Cherenkov en el reactor del Centro de Estudios Nucleares de La Reina (CCHEN)

Hace un tiempo contaba cómo mi interés por la física nuclear comenzó cuando niño. En esos años deseaba aprender más sobre el funcionamiento de los reactores nucleares, esa maravilla tecnológica inventada por el gran Enrico Fermi en la que reacciones nucleares podían controlarse. Investigando un poco me enteré de la existencia de la Comisión Chilena de Energía Nuclear (CCHEN) y del Centro de Estudios Nucleares (CEN) de La Reina, ubicado al oriente de Santiago, en el que un reactor nuclear se usa para aplicaciones agrícolas, industriales y médicas, además de investigación. Quería saber más al respecto. Hoy en día sólo bastaría con una búsqueda en Google, sin embargo en aquellos años (90s) pre-web, conseguir información de cualquier cosa era difícil y las muchas horas escarbando libros en diferentes bibliotecas no resultó muy fructífero. Un día se cruzó en mi camino un folleto de la CCHEN en el que dos cosas capturaron mi interés: un evento anual en el que premiaban a estudiantes destacados de todas las regiones del país invitándolos a visitar el CEN; y una foto de su reactor nuclear, el que mostraba la piscina con un brillante e intenso color azul, una imagen similar a la mostrada arriba. Ese azul intenso me desconcertó porque no sabía que el centro de un reactor nuclear brillaba, pensaba que eso era ficción; y además hubiese esperado un brillo verde, por culpa de caricaturas y películas de ficción que muestran que la radioactividad produce un brillo verde pero no ese azul majestuoso.
Recuerdo que tuve tres reacciones diferentes: 1) woohoo! tengo la dirección postal del CEN por lo que podría escribirles, 2) ¿qué es ese resplandor azul? y 3) algún día tengo que visitar el reactor y ver ese resplandor azul con mis ojos. Me senté frente a una vieja máquina de escribir que había en mi casa y redacté una carta a la CCHEN pidiendo más información sobre su reactor; con ilusión pegué la estampilla y lancé el sobre por la ranura del buzón en la oficina del correo. Espectacular fue llegar a mi casa varias semanas más tarde cuando un enorme sobre con el logo de CCHEN me esperaba: me enviaron muchos folletos sobre aplicaciones de la energía nuclear, seguridad nuclear y protección radiológica. Lamentablemente los documentos eran en blanco y negro por lo que en la única imagen del reactor apenas se distinguía el resplandor azul, sin embargo en su descripción entregaba valiosa información: decía que partículas emitidas en las reacciones nucleares se movían más rápido que la luz en el agua por lo que emitían esa luz azul llamada radiación de Cherenkov.

La historia de la radiación de Cherenkov llena de orgullo a físicos rusos, ya que en este país fue oficialmente descubierta, estudiada y explicada. A fines del siglo XIX, Maxwell había establecido los cimientos de la teoría electromagnética, permitiendo el estudio y caracterización matemática de los fenómenos eléctricos y magnéticos. Las ecuaciones de Maxwell predicen que una carga eléctrica que acelera (cambia su velocidad) emite radiación, lo que fue espectacularmente verificado por Heinrich Hertz, iniciando una revolución en las comunicaciones que continúa hasta nuestros días. En 1886, Hertz descubrió que al acelerar cargas eléctricas se produce radiación electromagnética, ondas que se propagan a la velocidad de la luz, lo que llevó al nacimiento las antenas así como el envío y recepción de señales inalámbricas.
La teoría de Maxwell y los experimentos de Hertz dejaban claro que para generar radiación una carga eléctrica debe acelerar. Sin embargo, en 1888 el físico inglés Oliver Heaviside se cuestionó si una carga eléctrica podría emitir radiación sin acelerar, es decir, al moverse a velocidad constante. Heaviside publicó en 1889 un par de artículos en los que muestra que esto sería posible si la velocidad fuese mayor a la de la luz (la relatividad especial todavía no existía) [1]. Sin embargo sólo hablar de radiación producida por cargas a velocidad constante en una época en que ni siquiera el electrón había sido descubierto era casi una herejía y la idea de Heaviside pasó al olvido.

En forma independiente, el físico alemán Arnold Sommerfeld, el supervisor doctoral de lumbreras del siglo XX como Werner Heisenberg, Wolfgang Pauli y Hans Bethe, se cuestionó qué pasaría si una carga eléctrica pudiera moverse más rápido que la luz. En 1904, Sommerfeld encontró que un electrón superlumínico emitiría radiación, a pesar de moverse a velocidad constante, muy similar a la idea de Heaviside [2]. Sin embargo, el año siguiente sería el famoso año maravilloso de Einstein y la teoría de la relatividad especial en 1905 estableció que nada puede moverse más rápido que la luz, dejando el estudio de Sommerfeld junto al de Heaviside en el baúl de los recuerdos.

Mientras la física teórica vivía una revolución, los laboratorios del mundo estaban maravillados con recientes descubrimientos como los rayos X, la radioactividad y fenómenos como la luminiscencia. En el centro de este mundo estaba Marie Curie, estableciéndose como una de las grandes científicas del siglo XX y sorprendiendo al mundo con sus descubrimientos. Desde principios de siglo, los esposos Curie notaron un brillo azulado en botellas que contenían sales de radio (elemento cuyo descubrimiento le dio un segundo Premio Nobel a Madame Curie en 1911), sin embargo la recién descubierta radioactividad mantuvo muy ocupados a los Curie como para profundizar en este misterioso brillo que erróneamente identificaron como luminiscencia. A mediados de la década de 1920 el físico francés Lucien Mallet estudió el fenómeno en mayor detalle notando que el tenue brillo azulado era emitido por objetos transparentes cuando tenían una fuente radiactiva cerca; también midió su intensidad a varias frecuencias (energías) pero luego de publicar sus resultados perdió el interés [3].

El mismo año que Sommerfeld imaginaba partículas más rápidas que la luz, en una pequeña villa de la zona rural en el centro de Rusia nacía Pavel Cherenkov. Estudió física y matemáticas en la Universidad de Voronezh y luego de enseñar en una escuela, en 1930 se trasladó a Leningrado para realizar su doctorado. En 1932 comenzó su trabajo de tesis doctoral bajo la supervisión de Sergei Vavilov en luminiscencia activada por rayos gamma en líquidos. Vavilov era reconocido por sus pares como un tímido genio a quien todos querían escuchar ya que su intuición física le permitía reconocer cuándo un fenómeno tenía una importancia profunda. En 1934, Vavilov fue elegido director del recién establecido Instituto de Física Pyotr Lebedev en Moscú, donde se trasladó llevándose a Pavel a su nueva institución. Cherenkov es recordado como un estudiante promedio, sin mucha experiencia pero con mucha paciencia y con gran capacidad de análisis, muy crítico y riguroso con sus experimentos. Una combinación apropiada para dejar su huella en la historia de la física.

Al poco tiempo trabajando en el nuevo instituto, Pavel llamó la atención de su supervisor por la observación de un resplandor azul que no podía explicar. Al igual que los Curie, Cherenkov interpretó su observación como luminiscencia, sin embargo le expresó a Vavilov que había algo extraño y encantador en este tenue brillo azulado. Vavilov supuso que era imposible que nadie hubiese observado este fenómeno antes, le aseguró a Pavel que los Curie deberían haberlo notado, pero curiosamente nadie lo había estudiado a fondo. Allí fue cuando Vavilov tuvo uno de sus momentos que lo identificaban: le pidió a su estudiante determinar todas las propiedades de esta luz azul asegurándole que esa radiación era algo más que simple luminiscencia. Con la paciencia y rigurosidad que lo caracterizaban y con el continuo apoyo de Vavilov, Cherenkov realizó varios experimentos para medir las características de esta radiación. Estos experimentos eran bastante tediosos y complejos, sin embargo los períodos que Pavel dejaba el laboratorio los usaba en acaloradas discusiones con su supervisor y con varios físicos teóricos del Instituto Lebedev. En particular, Ilya Tamm (director del departamento de física teórica) y un joven Igor Frank (también estudiante de Vavilov) se interesaron en las observaciones de Cherenkov. Uniendo fuerzas para intentar explicar teóricamente sus observaciones, se lanzaron a la caza de una nueva interpretación del efecto medido por Pavel. Luego de mucho trabajo, Frank y Tamm desarrollaron una fórmula matemática que podría describir la radiación de Vavilov-Cherenkov (como se le conoce en Rusia). La fórmula de Frank-Tamm señala que la radiación es producida cuando una partícula eléctricamente cargada se mueve más rápido que la luz en un medio material y pierde energía, emitiéndola (por conservación de la energía) en forma de luz.*

¿Más rápido que la luz? Sí, más rápido que la luz en un medio material. La relatividad establece que nada puede moverse más rápido que la luz en el vacío, sin embargo en un líquido (y muchos otros medios materiales como el aire o el vidrio) la luz se mueve más lento. Las últimas tres palabras (en el vacío) son usualmente olvidadas en las frases que hablan de la velocidad límite de una partícula, pero son fundamentales: la relatividad especial establece que ninguna partícula puede moverse a más de 300.000 km/s (la velocidad de la luz en el vacío), sin embargo nada prohibe que una partícula, por ejemplo un electrón, se mueva más rápido que la luz en el agua, donde un fotón se mueve a sólo 226.000 km/s. Es decir, un electrón puede moverse más rápido que un fotón en el agua y aun así respetar el límite impuesto por la relatividad. Este detalle crucial es el que permitió a Frank y Tamm elaborar su fórmula y darle una correcta interpretación.

Frank y Tamm se dieron cuenta que cuando un electrón atraviesa un medio material, este atraerá cargas opuestas (positivas) en su camino, este fenómeno se llama polarización. Luego, cada punto del camino recorrido por el electrón en el material se neutraliza rápidamente (se despolariza) y emite radiación a medida que el electrón se aleja. Si esta radiación se mueve más rápido que el electrón en el material entonces la radiación emitida por cada punto se interfiere destructivamente, cancelando el efecto, es decir, no se observa radiación alguna emitida en el material. Esto es parecido a un pato en una laguna que se mueve lentamente: ondas pueden verse en el agua emitidas en todas direcciones desde el lugar donde se mueve el pato, pero a grandes distancias el efecto desaparece porque las ondas se cancelan mutuamente.**
patosAl contrario, si el electrón se mueve más rápido que la radiación emitida a lo largo de su trayectoria entonces esta no alcanza a cancelarse y la radiación emitida en cada punto se suma a la anterior. El electrón continúa su camino generando más y más radiación a su paso. Siguiendo con la analogía anterior, cuando el pato se mueve en cierta dirección en el agua deja una estela que se mueve con forma de trángulo (lo mismo produce un barco en movimiento). Similar a la radiación de Cherenkov es el fenómeno que ocurre cuando un avión se mueve más rápido que el sonido, produciendo una fuerte onda formada por la suma de las anteriores denominada onda de choque, comúnmente denominada boom sónico. Por esto la radiación descrita por la fórmula de Frank-Tamm es muchas veces llamada un boom luminoso, aunque el término puede ser inapropiado ya que no hay un “boom” sino que un “flash”.

Cherenkov_radiation_animationAsí como la estela producida por el pato en el agua sólo llegará hasta alguien ubicado delante del pato (alguien detrás del pato no recibirá la estela), la fórmula de Frank-Tamm predice que la radiación de Cherenkov no se emite en todas direcciones sino que sólo en la dirección de movimiento del electrón.

CherenkovPhoto

Asimetría de la radiación de Cherenkov en agua y benceno (adaptado*** de [4])

Esta característica permitiría verificar su fórmula por lo que Frank y Tamm sugirieron a Pavel diseñar un experimento intentando medir esta asimetría de la radiación. Cherenkov volvió a su laboratorio y diseñó un experimento capaz de medir esta asimetría; el resultado: todas las características predichas por Tamm y Frank fueron confirmadas por los experimentos. La fórmula de Frank-Tamm permite también calcular la frecuencia (energía) a la cual la radiación es más intensa. Esta fórmula señala que la radiación de Cherenkov es más intensa en el rango ultravioleta y azul del espectro, lo que explica el color del tenue brillo observado en las botellas por Marie Curie y Cherenkov, así como el intenso azul que hoy en día caracteriza a un reactor nuclear. Eso explica el resplandor que tanta curiosidad me causó al ver aquel folleto de la CCHEN hace muchos años.
En la piscina de un reactor nuclear, rayos gamma producen pares electrón-positrón, los que al moverse más rápido que la luz en el agua emiten radiación de Cherenkov. Estos rayos gamma son continuamente emitidos en todas direcciones, por esto en un reactor se observa un resplandor continuo en vez de un destello.

El éxito de la colaboración entre teoría (Frank-Tamm) y experimento (Vavilov-Cherenkov) fue celebrado en la comunidad rusa cuando fueron comunicados en una serie de publicaciones [5,6,7], sin embargo para comunicar el descubrimiento al resto del mundo había que escribir un artículo en inglés. Vavilov tenía sólo 46 años, pero ya gozaba de gran prestigio y una posición estable por lo que velando por el reconocimiento de su estudiante, le propuso a Cherenkov que escribiera el artículo en inglés como único autor explicando sus experimentos. Este noble gesto ha sido siempre destacado por los científicos rusos, por lo que en Rusia siempre se habla del efecto Vavilov-Cherenkov, para reconocer la humildad de Sergei. Cherenkov redactó un breve artículo titulado “Radiadión visible producida por electrones moviéndose en un medio a velocidades superiores a la de la luz” (Visible radiation produced by electrons moving in a medium with velocities exceeding that of light [4]) y lo envió a la prestigiosa revista Nature. Para su sorpresa y decepción, el trabajo fue recibido con escepticismo y rechazado por considerarse especulativo. Devastado ante el rechazo, Pavel encontró una vez más apoyo en su supervisor que lo animó a no darse por vencido ya que las grandes ideas en la física siempre encuentran obstáculos, por lo que esto podría ser una buena señal. Animado por Vavilov, Pavel envió su artículo esta vez a la prestigiosa revista estadounidense Physical Review, donde fue aceptado como una breve carta al editor, apenas una página. En este breve artículo, Cherenkov explica sus experimentos y observaciones así como la confirmación de la fórmula de sus colegas en el Instituto Labedev. Luego de publicarse en agosto de 1937, laboratorios de todo el mundo confirmaron sus resultados, lo que hizo famosos a Cherenkov, Frank y Tamm. Además Pavel propuso que la fórmula de Frank-Tamm podría invertirse y usarse para determinar la velocidad de una partícula cargada en un material al medir la radiación de Cherenkov. Esto revolucionó la física de partículas y la astrofísica con el desarrollo de nuevos detectores de partículas usados hasta nuestros días. Los detectores basados en el efecto Cherenkov permitieron medir partículas cargadas con una gran precisión y han sido uno de los más importantes desarrollos tecnológicos desde las cámaras de burbujas.
El nombre de Cherenkov quedó plasmado en detectores, métodos, y hasta los telescopios más modernos usados para estudiar los fenómenos más energéticos del universo (Cherenkov telescopes). En física de neutrinos, los enormes experimentos como IceCube y Super-Kamiokande funcionan también siguiendo la idea de Cherenkov.

Nobel1958Por el enorme impacto de su trabajo, Cherenkov, Frank y Tamm recibieron el Premio Nobel de Física en 1958 por el descubrimiento y la interpretación del efecto Cherenkov. El noble acto de Vavilov aseguró que su estudiante recibiera el merecido crédito por su arduo trabajo y además evitó un dolor de cabeza al Comité Nobel (no más de tres personas pueden recibir el premio). En su discurso al recibir el Premio, Tamm destacó el importante rol de Vavilov en el estudio y comprensión del efecto que sólo en Rusia lleva su apellido. El mismo Cherenkov siempre incluyó el nombre de su supervisor al describirlo como efecto Vavilov-Cherenkov y llamó a sus colegas a hacer lo mismo. Vavilov nunca aceptó y hasta su muerte se refería con orgullo al efecto Cherenkov.

En 1999, varios años después de encontrarme con su folleto y de recibir el sobre con información, recibí otra carta de la CCHEN; esta vez era una invitación a compartir una semana en su centro nuclear junto a un grupo de 20 estudiantes de todo el país, donde además de participar en varias actividades incluyendo visitas a laboratorios y charlas sobre seguridad nuclear y usos pacíficos de la energía nuclear, tuve al fin la oportunidad de visitar el reactor y ver la majestuosa radiación de Cherenkov con mis ojos. Misión cumplida. Aunque han pasado 15 años, agradezco a la Comisión Chilena de Energía Nuclear por esta oportunidad, así como por enviarme fotos de su reactor hace poco.

El otoño de 2013 estuve en Groningen al norte de Países Bajos visitando a dos físicos amigos, Jacob y Keri, que trabajan allí. Me llevaron a conocer la ciudad y discutíamos sobre la radiación de Cherenkov mientras caminábamos junto a uno de los muchos canales que cruzan la ciudad cuando nos detuvimos a mirar unos patos. Les comenté que me era imposible no pensar en radiación de Cherenkov al ver la estela que dejaban en el agua. Keri me agradeció por arruinar la simplicidad de un pato nadando. Desde que estudié la radiación de Cherenkov no puedo evitar sonreír al ver la estela dejada por un pato nadando.

*: una presentación de la fórmula de Frank-Tamm puede encontrase aquí.

**: esto es sólo una analogía, ondas en el agua experimentan también otros efectos. Además el ángulo de la estela en la radiación de Cherenkov depende de la velocidad de la partícula, en el agua en cambio la estela tiene siempre el mismo ángulo (cerca de 39°). Este fenómeno fue estudiado por Lord Kelvin a fines del s. XIX (acá más información).

***: figura adaptada de Ref. [4] sólo para uso educativo y apropiadamente citando la fuente original, de acuerdo a las Políticas de Derechos de Autor de la American Physical Society.

Referencias
[1] O. Heaviside, Electrician (November 23) 83 (1889); Phil. Mag. 27, 324 (1889)
[2] A. Sommerfeld, Gesell. Wiss. Göttingen, Nachr., Math. Phys. Klasse 2, 99 (1904)
[3] L. Mallet, C R Acad Sci (Paris) 183, 274 (1926)
[4] P.A. Cherenkov, Phys. Rev. 52, 378 (1937)
[5] P.A. Cherenkov, Dokl. Akad. Nauk SSSR 2, 451 (1934)
[6] S.I. Vavilov, Dokl. Akad. Nauk SSSR 2, 457 (1934)
[7] I.E. Tamm & I.M Frank, Dokl. Akad. Nauk SSSR 14, 107 (1937)
[8] V.L. Ginzburg, Phys. Usp. 39 973–982 (1996).
[9] J.V. Jelley, Cerenkov Radiation and its Applications, Pergamon Press (1958).

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Premio Nobel de Física 2014: LED azul para iluminación eficiente

Nobel_medalEsta mañana el Comité Nobel ha anunciado los galardonados con el Premio Nobel de Física de este año. Los galardonados son Isamu Akasaki, Hiroshi Amano y Shuji Nakamura “por la invención de eficientes diodos emisores de luz azul, lo que ha permitido el desarrollo de iluminación de bajo costo energético”. Akasaki y Amano son profesores en Nagoya University, Japón y Nakamura es profesor en University of California Santa Barbara, en EE.UU.

Los diodos emisores de luz (LED por su sigla en inglés) fueron inventados hace más de 60 años, sin embargo estos emitían colores particulares, siendo el azul el más difícil de lograr. Dado que la luz blanca que se desea obtener para iluminación requiere todos los colores primarios el desarrollo del LED azul fue clave en la creación de LED para iluminación, además su alta eficiencia ha permitido la fabricación de fuentes de luz blanca más brillantes y de bajo consumo energético.
El Comité Nobel enfatizó que la invención de Akasaki, Amano y Nakamura reconocida con el Premio Nobel de este año ha permitido el desarrollo de iluminación económica y eficiente, siguiendo las bases del Premio establecido por Alfred Nobel, como un reconocimiento a grandes aportes para la humanidad. La invención de Akasaki, Amano y Nakamura puede encontrarse hoy en día en dispositivos electrónicos desde pantallas de televisión hasta computadores. Para detalles técnicos del trabajo de los tres galardonados recomiendo el completo reporte de Francisco Villatoro y para una extensa explicación del funcionamiento de los diodos emisores de luz recomiendo el artículo de Cuentos Cuánticos.
También muy recomendable es el completo y didáctico artículo de Laura Morrón: Y la luz azul se hizo – Premio Nobel de Física 2014.

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