El cambio de signo de la anisotropía de los rayos cósmicos alrededor de 100 TeV

IceCube, el telescopio de rayos cósmicos situado en el Polo Sur, ha recolectado 150 mil millones de sucesos producidos por muones con energía por encima de 10 TeV. Esta ingente cantidad de datos permite estudiar anisotropías al nivel de una parte en cien mil. El resultado es que la «polaridad» de la anisotropía dipolar cambia alrededor de los 100 TeV; IceTop confirma este cambio hasta los 2 PeV. Todo apunta a dos fuentes diferentes de muones, una para los de energía por debajo de 100 TeV y otra para los de energía por encima. Un misterio más a añadir a lista de problemas sin resolver que nos muestra el universo a altas energías. El artículo técnico es IceCube Collaboration, «Observation of TeV-PeV cosmic ray anisotropy with IceCube, IceTop and AMANDA,» arXiv:1308.0246, Subm. 1 Aug 2013.

Nuevos resultados de PAMELA sobre el exceso de positrones en los rayos cósmicos

El experimento PAMELA, instalado en un satélite, ha medido el flujo de positrones en los rayos cósmicos con energía de hasta 300 GeV. Durante el mínimo del último ciclo solar entre julio de 2006 y diciembre de 2009 se han observado 24.500 positrones, muchos más de los esperados. Este exceso apunta a una fuente astrofísica (quizás galáctica) que aún se desconoce. ¿Será la materia oscura? Por ahora nadie lo sabe, pero todo apunta a otra fuente exótica. El exceso también ha sido observado por AMS-02, en la Estación Espacial Internacional, cuyos datos tienen menor error pero casi coinciden con los nuevos datos publicados por PAMELA. ¿Qué será esa fuente exótica de positrones? Quizás habrá que esperar al telescopio espacial James Webb para descubrir la fuente galáctica de tipo astrofísico responsable de este exceso de positrones. El nuevo artículo técnico es PAMELA Collaboration, «The cosmic-ray positron energy spectrum measured by PAMELA,» arXiv:1308.0133, Subm. 1 Aug 2013.

Nuevos datos de AMS-02 en la ISS sobre el exceso de positrones en los rayos cósmicos

Samuel Ting, Premio Nobel de Física 1976, presentó ayer en el ICRC 2013, Río de Janeiro, los nuevos resultados de AMS-02, instalado en la ISS, sobre los rayos cósmicos. Lo más interesante es que el exceso de positrones se mantiene constante hasta los 360 GeV (los datos ya publicados en PRL llegaban a 260 GeV) lo que apoya que su origen no es la materia oscura (el esperado corte en energía no se observa). La fuente de estos positrones es isótropa, con una anisotropía dipolar menor de 0,030 al 95% CL, lo que complica su origen astrofísico y apoya la hipótesis de la materia oscura. Esta contradicción requiere futuros estudios que aclaren el origen del exceso, pero en mi opinión, todo apunta a un origen astrofísico (como ya han apuntado muchos estudios técnicos), en contra de la materia oscura (partículas de materia oscura con una masa superior a 500 GeV son difíciles de casar con las evidencias gravitatorias). Todavía no están disponibles las transparencias de la charla, ni los correspondientes artículos técnicos, pero en la web de AMS-02 se ha publicado un breve resumen de los resultados.

Francis en Trending Ciencia: Últimas noticias sobre Voyager 1 publicadas en Science

Puedes escuchar mi nuevo Podcast para Trending Ciencia siguiendo este enlace. Como siempre una transcripción del audio, algunos enlaces y algunas figuras.

La semana pasada ha vuelto a ser noticia la sonda espacial Voyager que se encuentra en la frontera del Sistema Solar gracias a tres artículos publicados en la revista Science que indican que Voyager 1 ha abandonado, casi, el Sistema Solar, pero no del todo. Para este podcast me basaré en el artículo de Alexandra Witze, «Voyager 1 is going, going, but not quite gone from the Solar System,» del 27 de junio de 2013 para Nature News, y en la entrevista que le realizó a Ed Stone (que ha guiado la nave espacial Voyager 1 durante 36 años) en «Voyager: Outward Bound,» aparecida en Nature el 23 de mayo de 2013.

Voyager 1 fue lanzada en 1977 y ahora está a unos 18.600.000.000 kilometros del Sol y sigue alejándose cada día. En 2004, la Voyager 1 abandonó la región del espacio dominada por la influencia del Sol y entró en una zona de transición donde el viento solar se mezcla de forma turbulenta con el gas interestelar. Los astrofísicos están esperando ansiosos a que Voyager salga de esta zona de transición y se introduzca en el verdadero espacio interestelar. En el verano de 2012 la sonda experimentó un cambio, pero la señal no era tan clara como algunos esperaban y aún no se puede asegurar que haya atravesado la frontera del sistema solar.

Los tres artículos técnicos en Science son S. M. Krimigis et al., «Search for the Exit: Voyager 1 at Heliosphere’s Border with the Galaxy,» Science Express, Published Online June 27 2013; E. C. Stone et al., «Voyager 1 Observes Low-Energy Galactic Cosmic Rays in a Region Depleted of Heliospheric Ions,» Science Express, Published Online June 27 2013; y L. F. Burlaga et al., «Magnetic Field Observations as Voyager 1 Entered the Heliosheath Depletion Region,» Science Express, Published Online June 27 2013.

Colisiones protón-protón a 57 TeV c.m. en los rayos cósmicos (siete veces más que en el LHC en 2012)

El argumento más claro para demostrar que en el LHC del CERN las colisiones protón contra protón a un máximo de 14 TeV c.m. no pueden producir agujeros negros «peligrosos» para el planeta Tierra es que todos los días se producen colisiones a mayor energía entre protones de los rayos cósmicos y los protones de las moléculas del aire en la atmósfera. Gracias a ellas, el Observatorio Pierre Auger ha determinado que la sección eficaz de colisión (inelástica) tipo protón contra protón en una colisión a 57 TeV c.m. es de σ(p−p) = 92 ± 7 (stat) ± 11 (syst) ± 7 (Glauber) mb (milibarns); este valor ha sido obtenido por extrapolación utilizando el modelo de Glauber aplicado a la colisión entre un protón y una molécula del aire, determinada de forma experimental como σ(p−air) = 505 ± 22 (stat) ± 36 (syst) mb (milibarns) para una energía en el centro de masas de la colisión de 57 ± 0,3 (stat) ± 6 (syst) TeV. Recuerda, 57 TeV es una energía en el centro de masas unas 7 veces mayor que los míseros 8 TeV c.m. que se han alcanzado en el LHC del CERN en el año 2012, y unas 4 veces mayor que los 14 TeV c.m. de energía máxima que se podrían alcanzar algún día (podrían pues en 2015 se espera que las colisiones se reinicien a 13 TeV c.m. y se podrá subir este valor dependiendo del éxito de la reparación a la que será sometido el LHC entre 2013 y 2014). El artículo técnico para los interesados en más detalles es Jan Ebr (for the Pierre Auger Collaboration), «Measurement of the proton-air cross-section at sqrt(s) = 57 TeV with the Pierre Auger Observatory,» arXiv:1212.4053, 17 Dec 2012.

El limbo de la Tierra visto en rayos gamma por el telescopio Fermi LAT de la NASA

La fuente más brillante de rayos gamma que puede observar el telescopio espacial Fermi LAT de la NASA es el limbo de la Tierra. Los protones de alta energía que inciden en la atmósfera terrestre producen los rayos cósmicos, cascadas de partículas, que observamos en la superficie, pero además producen partículas rayos gamma (fotones de alta energía) que abandonan la atmósfera en una dirección tangencial en el limbo de la Tierra. Nos presenta esta curiosa imagen (que yo no había visto hasta ahora) Igor V. Moskalenko (Stanford Univ.), «Cosmic Rays in the Milky Way and Beyond,» SpacePart2012, Nov. 6, 2012 [slides, vídeo 28 min].

Otro misterio sin respuesta: El incremento de los rayos cósmicos ocurrido en el año 774-775 d.C.

El análisis mediante carbono 14 de los anillos en ciertos cedros japoneses muestra un incremento del 12 por mil entre los años 774 y 775 d.C. Este incremento es único en los últimos 10.000 años y por ahora no tiene ninguna explicación. Un resultado sorprendente que se ha publicado, como no, en Nature. Los autores de la nueva medida afirman que las características del incremento del carbono 14 observado no se pueden explicar ni con una llamarada solar muy intensa, ni por el efecto de una supernova cercana. Por alguna razón misteriosa el flujo de rayos cósmicos sobre Japón se incrementó de forma ostensible ese año. El artículo técnico es Fusa Miyake et al., «A signature of cosmic-ray increase in AD 774–775 from tree rings in Japan,» Nature, Published online 03 June 2012.

El incremento del contenido de carbono 14 en el año 775 de alrededor del 12 ‰ es unas 20 veces mayor que el esperado debido al ciclo solar (de Schwabe) que tiene un período de 11 años, cuyo efecto promedio en las concentraciones de carbono 14 en la atmósfera es solo de un 3 ‰. Solo se conocen dos fenómenos capaces de cambiar la intensidad de los rayos cósmicos solo en el periodo de un año: una explosión de supernova o una llamarada solar muy intensa (que emite un gran flujo de  protones). Los autores del estudio no han detectado ningún aumento apreciable del carbono 14 asociado a las supernovas SN 1006 y SN 1054; según las simulaciones por ordenador desarrolladas por los autores, si en el año 775 d.C. hubo una supernova tuvo que ser mucho más intensa que éstas, pero no hay registros históricos al respecto. Además, suponiendo que se tratara de una supernova situada a una distancia similar a la de la supernova SN 1006 (unos 2 kpc) resulta que la liberación de energía en esta explosión debería ser unas 100 veces más intensa que la típica para una supernova. Por otro lado, también se descarta que se trate de una superllamarada solar (en su caso sería el primer ejemplo). Además del incremento en el carbono 14 se ha observado un pico en el berilio 10, cuyas características lo hacen incompatible con una llamarada solar.

En resumen, los autores afirman que con el conocimiento actual es imposible determinar la causa del incremento del carbono 14 observado en el año 775. La ciencia progresa a base de preguntas sin respuesta y este ejemplo ilustra a las mil maravillas la importancia de las serendipias (hallazgos afortunados o inesperados).

ANITA, el experimento que utiliza a toda la Antártida como detector

ANITA (ANtarctic Impulsive Transient Antenna) es un experimento que utiliza antenas de radio (200-1200 MHz) colocadas en un globo aerostático para detectar la radiación de Cerenkov emitida por rayos cósmicos y neutrinos de alta energía que inciden sobre la Antártida (el continente antártico). ANITA se eleva a unos 36,5 km de altura en la vertical de un punto colocado en el polo sur magnético, donde las líneas del campo geomagnético son casi verticales (la componente vertical varía entre 30 y 60  μT, y la horizontal entre 0 y 20 μT). Gracias a la polarización de las ondas de radio las antenas pueden detectar neutrinos UHE o de muy alta energía (polarización vertical) y otros rayos cósmicos (polarización horizontal). ANITA-1 y ANITA-2 volaron durante las fiestas navideñas de 2006 y 2008, y ANITA-3 lo hará en 2013. Todavía no se ha detectado ningún neutrino UHE (tampoco lo ha hecho IceCube ni ningún otro detector); el único evento observado se considera compatible con la hipótesis de que era ruido en los detectores. Se observaron 16 rayos cósmicos (sobre un fondo de ruido de 2) cuyo origen se determinó con un error angular de 0,75° × 0,3°.  Nos lo ha contado Stephen Hoover, «When a Continent Is Your Detector. Finding Cosmic rays above Antarctica,» APS DPF Annual Meeting, 13 August 2011.

 

La búsqueda del antiuniverso desde la Estación Espacial Internacional

Ninguna ley física prohíbe que haya grandes regiones del cosmos repletas de antimateria, con antigalaxias, antiestrellas e incluso antiplanetas habitados con antivida. «Si hay materia, debería haber antimateria. La gran pregunta es ¿qué lugares del universo están hechos de antimateria?» afirma Samuel Ting (Premio Nobel de Fïsica 1976) del MIT (Massachusetts Institute of Technology). Sin embargo, la mayoría de los físicos cree que si las regiones de antimateria existen deberían haber sido observadas gracias a las partículas de luz que se emiten por la aniquilación de la antimateria y la materia en la frontera de estas regiones de antiuniverso. El Espectrómetro Magnético Alfa (AMS-02), que algunos llaman el «juguetito de Ting,» un juguete caro porque ha costado unos 2000 millones de dólares, será instalado por la NASA en la Estación Espacial Internacional (ISS) para observar las posibles señales del antiuniverso. Las encuentre o no las encuentre, AMS-02 realizará medidas de alta precisión de la composición de los rayos cósmicos que inciden en la Tierra de gran interés en astrofísica y en física de partículas elementales. Por ejemplo, contará los positrones (la antimateria del electrón) que podrían ser señales de la materia oscura (la colaboración italorusa PAMELA observó un exceso de positrones en 2009 achacado por muchos a la aniquilicación de materia oscura en el halo galáctico de la Vía Láctea). AMS-02 también estudiará la materia extraña (en teoría la materia más estable que existe) que podría dar lugar a estrellas exóticas muy compactas; la misión de prueba AMS-01 que se instaló en la Estación Espacial rusa Mir detectó ciertos indicios de materia extraña que requerirán una confirmación con AMS-02 y que no han sido publicados. Dan Goldin, ex-director de la NASA, quería que el objetivo de la ISS fueran misiones científicas, pero los recortes frustaron sus deseos. Quizás la AMS-02 acabe siendo la estrella científica de la ISS tan deseada por Goldin. Nos lo ha contado Eugenie Samuel Reich, «Antiuniverse here we come. A controversial cosmic-ray detector destined for the International Space Station will soon get to prove its worth,» News, Nature 473: 13-14, Published online 4 May 2011.

Por cierto, a día de hoy, el lanzamiento de la AMS-02 hacia la ISS, previsto para el pasado 29 de abril,  se ha retrasado sin fecha concreta. Ya os mantendré informado.

La NASA retrasa por enésima vez el lanzamiento del espectrómetro AMS-02 hacia la ISS

Los lanzamientos de los transbordadores espaciales siempre están repletos de incidencias (y esta entrada también ha estado sujeta a muchas incidencias). Así que cambio por enésima vez el título y quito los párrafos que taché…

El 29 de abril, a las 3:47 p.m. EDT, es decir, a las 21:47, hora de Madrid, el transbordador espacial Endeavour iba a dar inicio a la misión STS-134 que llevaría el espectrómetro AMS-02 hasta la Estación Espacial Internacional. El lanzamiento se podría haber visto en directo en la web del CERN seguiendo este enlace.

Quizás sea el momento de recordar algunas cosas sobre la AMS-02, para los despistados que no la conozcan. Te recomiendo el artículo de Manuel Aguilar Benítez de Lugo, «En busca de la antimateria perdida,» Real Academia de Ciencias, Exactas, Físicas y Naturales, Director del Departamento de Investigación Básica del CIEMAT, 2010. Os extraigo algunos párrafos, para abrir boca, lo que no quita que también os recomiende su lectura detallada. Las imágenes con las que acompaño esta entrada están extraídas de J. Casaus, «The AMS Experiment on the ISS,» Discrete-08, Valencia (Spain), 2008.

«El estudio de la radiación cósmica ha sido la herramienta fundamental para avanzar en el conocimiento del Universo. El espectrómetro AMS-02 (Alpha Magnetic Spectrometer) será instalado en la Estación Espacial Internacional (ISS por International Space Station) y realizará medidas precisas y de larga duración de las componentes electromagnética y cargada de la radiación cósmica en ausencia de contaminación atmosférica. La ISS (el instrumento de coste más elevado construido hasta la fecha, con un coste estimado de 157 mil millones de dólares, más de 25 veces el coste del acelerador LHC (Large Hadron Collider) en el CERN) es un lugar privilegiado para el estudio de la radiación cósmica primaria, al eliminar los problemas derivados de la existencia de atmósfera. Sin embargo, las restricciones impuestas por el limitado suministro eléctrico y el peso de la instrumentación, así como las implicaciones debidas al entorno de vacío, microgravedad, radiaciones y variaciones de temperatura, constituyen un enorme desafío para el diseño, construcción y operación de instrumentación del tipo de la utilizada en experimentos de física de partículas. El instrumento AMS─02 constituye un esfuerzo pionero para el aprovechamiento del extraordinario potencial de la Estación Espacial Internacional para el desarrollo de un ambicioso programa de investigación en Astrofísica de Partículas.

En 1994 el Profesor S. S. C. Ting, del Instituto Tecnológico de Massachusetts (MIT), Premio Nobel de Física en 1976, propuso al Departamento de Energía (DOE) de los Estados Unidos la construcción de un detector de altas prestaciones para ser instalado a bordo de la ISS. El peso del detector y su consumo eléctrico debían respetar las limitaciones impuestas por la NASA (6700 kg y 2 kilovatios de potencia). El éxito científico de una misión espacial depende del correcto funcionamiento de todos los sistemas que componen el instrumento en las condiciones hostiles espaciales: aceleración 3’0 g en el despegue, deceleración 6’5 g en el aterrizaje, vibraciones (150 dB), gradientes de temperatura del orden de 100 ºC (−65 ºC / +40 ºC), radiación ambiental, alto vacío, microgravedad, impacto de micro-meteoritos, etc. Además, la instrumentación espacial exige un alto grado de redundancia para evitar posibles fallos.

En 1995 nació la Colaboración Internacional AMS que construiría el instrumento en dos etapas. En una primera etapa la Colaboración construiría un instrumento prototipo (AMS-01) que validaría el concepto experimental en un vuelo precursor de uno de los trasbordadores a la estación espacial rusa MIR. En una segunda etapa se construiría un instrumento (AMS-02), con los últimos avances tecnológicos, que sería transportado a la ISS en donde permanecería instalado por un periodo no inferior a 3 años. El AMS─01 tomó datos a bordo de la estación espacial MIR durante el periodo 2─10 de Junio de1998, recolectando unos ~100 millones de rayos cósmicos. Su éxito científico-técnico confirmó que es posible realizar medidas de alta precisión de espectros de partículas cargadas de alta energía en el espacio.

La contribución española al proyecto del AMS-02, organizada desde el CIEMAT (Centro de Investigaciones Energéticas, Medioambientales y Tecnológicas), se ha focalizado en el diseño y construcción, por la empresa CRISA, de los sistemas electrónicos que permiten cargar eléctricamente el imán superconductor, monitorizar y controlar su operación (Cryomagnet Avionics Box, CAB) y en el diseño y construcción del contador Cherenkov (RICH).

Durante los primeros tres años de operación AMS-02 puede acumular estadísticas importantes de los núcleos más abundantes presentes en la radiación cósmica. Por ejemplo: ~10⁸ protones con energías > 100 GeV, ~10⁷ núcleos de helio con energías > 100 GeV/nucleón, y ~10⁵ núcleos de carbono con energías > 100 GeV/nucleón. Estas muestras estadísticas y la precisión en la determinación de las propiedades de las partículas que forman la radiación cósmica, debido a las altas prestaciones del instrumento, van a permitir desarrollar un variado y novedoso programa de investigación:

• Estudio de precisión de la composición y propiedades de los rayos cósmicos en rangos de energía de hasta 1 TeV.
• Estudio de la radiación gamma difusa en el intervalo de energía 0’1 GeV – 1 TeV.
• Estudio de la emisión de rayos gamma con energías superiores a varios GeV en pulsares  en la Vía Láctea.
• Búsqueda de antimateria cósmica primaria. Con una muestra de 2×10⁹ núcleos de helio con energías hasta los 2 TeV, en caso de no encontrarse ningún núcleo de antihelio, será posible excluir la existencia de antimateria hasta el confín observable del Universo (~1000 Mpc, ~3×10²⁴ km).
• Evidencia y naturaleza de la materia oscura. El estudio de la dependencia con la energía de la fracción de positrones  (e⁺) sobre el total de electrones y positrones (e⁺+e^–) podría revelar la existencia de nuevas partículas compatibles con la abundante presencia de materia oscura. En caso de descubrirse otros posibles candidatos (p. ej. partículas supersimétricas) en experimentos con aceleradores de partículas, el estudio comparativo de las características de ambas señales podría ser de gran interés.     
• Búsqueda de nuevas formas de materia en el Universo, por ejemplo núcleos de materia compuestos de super-nucleones formados por tres tipos de quarks (u, d, s). Este tipo de núcleos, denominados “strangelets”, se caracterizan por tener pequeños valores del cociente Z/A (~0’1) a diferencia de lo que ocurre en los núcleos ordinarios (Z/A~0’5). Algunas hipótesis apuntan a que las estrellas de neutrones son en realidad un único gigantesco “strangelet”.

El objetivo científico más atractivo del programa de AMS-02 es la exploración de lo desconocido, la búsqueda de fenómenos que existen en la Naturaleza y que nunca habíamos imaginado o para los que no estábamos equipados con la adecuada instrumentación. La versatilidad y prestaciones de AMS-02 hacen que sea considerado ya como el “Telescopio Hubble” para partículas cargadas.

Como se ha constatado en repetidas ocasiones, la Ciencia produce resultados que con frecuencia desafían la intuición humana. Es uno de sus aspectos fascinantes. Como también lo es que muchos de estos inesperados resultados han propiciado cambios radicales en la forma de vida de los seres humanos. Es altamente probable, por no afirmar que inevitable, que la investigación realizada desde la Estación Espacial Internacional con instrumentación novedosa produzca resultados no esperados y contribuya de forma relevante al proceso de acopio de conocimiento científico-técnico en física fundamental y en otras disciplinas, en particular en el campo de la exploración espacial y del conocimiento del Universo.»

Más en este blog sobre la AMS-02: «El lanzamiento del AMS-02 se retrasa hasta el 29 de abril de 2011,» 17 abril 2011.