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Hola, compañeros.

El Viernes 19 de Julio de 2019, tuvimos una charla llamada «Astropartículas: una nueva ventana al Universo». La ponente fue Mariam Tórtola. La charla nos enganchó a todos los presentes desde el principio.

Abajo, la ponente con los preparativos de la charla.

El estudio de las astropartículas constituye una nueva disciplina que podemos situar entre la Física de Partículas, la Astronomía y la Cosmología.

La luz tiene un amplio espectro electromagnético. La parte que corresponde a lo que denominamos «Luz Visible» es pequeña.. Hay un rango de frecuencias no visibles por encima y por debajo . También, además de fotones, recibimos otras partículas. Y partículas diferentes, requieren diferentes técnicas de detección.

La información que nos llega del cielo es de diverso tipo:

– Fotones

– Ondas gravitatorias

– Rayos cósmicos

– Neutrinos

Por lo tanto, hay diferentes formas de ver el cielo, es lo que se denomina Astronomía de multimensajeros.

La charla tratará de rayos cósmicos, neutrinos y materia oscura.

1 RAYOS CÓSMICOS

Los rayos cósmicos son núcleos ionizados, átomos que han perdido sus electrones. Son partículas relativistas que se mueven a velocidades muy elevadas. Bombardean la Tierra sin parar. Cuando llegan a su superficie no son peligrosos. Se lleva mucho tiempo estudiándolos, y hay preguntas: ¿son núcleos pesados o ligeros? Y no  se sabe dónde se originan en el Universo. Los rayos cósmicos producen neutrinos y fotones. ¿Cómo? Cuando llegan a la Tierra y chocan con su atmósfera producen piones que al ser inestables se desintegran en dos tipos de neutrinos. En 1937, Pierre Auger descubrió «lluvias de partículas». De un protón que llega a la Tierra, se genera una lluvia de partículas medible en la superficie terrestre. Esa lluvia termina en neutrinos y fotones. Cuanto más energético es el rayo cósmico primario, más partículas genera.

Para detectar los rayos cósmicos hacen falta detectores gigantescos. En Karlsruhe hay un detector de 40.000 metros cuadrados. En Argentina, hay otro: el observatorio «Pierre Auger» de 3.000 kilómetros cuadrados. Y hay otro de 700 kilómetros cuadrados en USA.

Esos son los detectores en superficie. Además, debido a que el frenado de las partículas en la atmósfera terrestre genera fotones (efecto Cherenkov) también hay detectores de luz, pero solo funcionan en noches claras sin Luna, y eso supone que solo un 13% del tiempo de observación sea aprovechable.

¿Cómo es la estación de superficie? Es un tanque con panel solar, antena de comunicaciones y antena GPS. El tanque tiene 14 toneladas de agua hiperpura más un tubo fotomultiplicador. Son, en total, 1660 estaciones y 24 telescopios de fluorescencia. Su construcción fue completada en 2008. Como curiosidad, comentar que al ser tan grande, hay terreno donde no hay estaciones de superficie porque los dueños de los terrenos no quisieron vender su parcela. La instalación ocuparía desde Alzira a Chilches.

Abajo, una par de tomas generales de la sala.

2 NEUTRINOS

Los neutrinos son las partículas más abundantes del Universo. Hay más que fotones. Si hay tantos, ¿por qué se detectaron tan tarde? La primera detección fue en 1956. Interaccionan muy poco con la materia. Si pones 200 tierras una detrás de otra, el neutrino las atraviesa. La distancia en interactuar se llama recorrido libre medio. Si ponemos una pared de plomo, necesitaríamos un año luz de plomo. Así que tenemos un problema, porque necesitamos grandes detectores.

Desde la fuente de emisión hasta la Tierra, los neutrinos no interaccionan con nada. Los neutrinos llegan tal cual: muchos y en la misma dirección de la emisión. Por contra, los protones son desviados por campos magnéticos, y los fotones pueden ser absorbidos.

Gran pregunta: ¿de dónde vienen los neutrinos? Se pueden ver las distintas procedencias en la diapositiva de abajo.

Empecemos con los neutrinos solares. En el núcleo del Sol hay reacciones de fusión nuclear. La principal en nuestro Sol es la cadena protòn-protón. 4 protones se unen y dan lugar a un átomo de Helio, fabricando neutrinos y energía y luz. El 98% es luz, y un 2% son neutrinos. Con la Astronomía de neutrinos, se puede observar el Sol de noche y bajo tierra.

Se ha descubierto que los neutrinos solares tienen oscilaciones de sabor (una propiedad cuántica de ciertas partículas). El Sol produce neutrinos electrónicos, pero por el camino a la Tierra mutan a otro tipo de leptones, los neutrinos muónicos y tauónicos.

Seguimos con los neutrinos procedentes de supernovas. Cuando hay una explosión de supernova nace una estrella de neutrones. Los protones se convierten en neutrones, y hay una gran emisión de neutrinos. El 99% de la energía de la explosión se libera en forma de neutrinos. Eso es 10 a la 19 veces la luminosidad del Sol. La primera detección de este tipo de neutrinos se produjo el 23 de Febrero de 1987. La fuente fue la Nebulosa Tarántula en la Nube de Magallanes. En Japón, acababan de estrenar un detector de neutrinos una semana antes. Solo se detectaron 24 neutrinos. En una explosión de supernova, nos llegan primero los neutrinos. Luego llega la luz.

Mariam pasó después a hablar de los diferentes experimentos que hay para localizar neutrinos:

1 Antares. Es un telescopio submarino de neutrinos a 2,5 km. de profundidad. Con él detectan los neutrinos que vienen de abajo de la Tierra. Los neutrinos al ser partículas neutras no se pueden observar directamente. Se ven las partículas que originan en una colisión.

2. Ice Cube. Es un telescopio de neutrinos en el Polo Sur. Para instalar los detectores, tuvieron que usar mangueras de agua caliente a presión. Inmediatamente, se instalan los detectores. Aquello se vuelve a congelar. Si algún detector falla, no se puede recuperar. Ice Cube ha medido los dos neutrones más energéticos: Ernie y Bert. Tiempo después observó otro más energético: Paco Pico..

En Septiembre de 2017 se identifica la primera fuente de neutrinos de alta energía. Se vieron los neutrinos, y un blazar con otro tipo de telescopio (un destello de rayos gamma)

En cuanto a futuros proyectos, el Fermilab quiere estudiar neutrinos y sus antipartículas: los antineutrinos. En el inicio del Universo había materia y antimateria. Se aniquilaron mutuamente, pero hubo una pequeña asimetría en favor de la materia. Eso será estudiado con los neutrinos.

3 MATERIA OSCURA

Fritz Zwicky en 1933 fue el primero que habló de la materia oscura. Vera Rubin demostró su existencia. Vera estudiaba la rotación de las estrella en las galaxias. Las estrellas más lejanas del núcleo de la galaxia deberían moverse más lentamente. Pero Vera vio que se movían a la misma velocidad que estrellas más cercanas al núcleo. Eso solo puede ser si hay más materia que la que se ve.

Se ha llegado a la conclusión de que la materia ordinaria es el 4,9 % del Universo. El 26,8% es materia oscura, y el 68,3% restante es energía oscura.

No se sabe mucho de la materia oscura, pero sabemos que ha de estar formada por partículas masivas debido a su interacción gravitatoria. No ha de tener carga eléctrica. Y es estable desde que se formó el Universo.

¿Cómo se busca materia oscura? De tres formas:

1 Colisionadores. Por ejemplo, el LHC en Ginebra. Se hacen chocar protones y se busca materia oscura. No se ha tenido éxito hasta ahora.

2 Detección directa. Con detectores criogénicos. Hay varios repartidos por todo el mundo. Solo uno ha visto algo. En Italia, el detector DAMA/Libra. El experimento similar ANAIS no ha visto nada. En España, hay uno en Canfranc.

3 Detección indirecta.

Después de la charla, se obsequió a la conferenciante con un obsequio.

Texto cortesía Santiago Ferrer y Posete/ Fotos cortesía Posete

Hasta la próxima, compañeros.