Cómo Ver el Sol de Noche

Esto de aquí es una foto del Sol.  No es muy espectacular. Pero ¿y si   te dijera que está tomada de noche, con  un telescopio que «apunta» hacia abajo,   al suelo en vez de al cielo? ¿Cómo es posible? La  clave es que la imagen no está generada con luz,  

Sino con unas partículas capaces de  atravesar la Tierra y llegar hasta   alguna de las inmensas instalaciones  construidas para detectarlas. Hoy vamos   a contaros qué aspecto tiene el universo cuando  lo miramos a través de unas gafas de neutrinos. Cada segundo te atraviesan unos 100 billones  de neutrinos procedentes del Sol. Pero como no  

Interactúan con ningún átomo de tu cuerpo,  ni te enteras. Y es que, en promedio,   estos neutrinos pueden atravesar más de un año-luz  de plomo (¡10 billones de kilómetros!) sin chocar   con nada. Pero… si son tan escurridizos  ¿cómo sabemos siquiera que existen? 

La tortuosa historia de los neutrinos comienza en  1930. Los físicos se enfrentaban a un rompecabezas   radiactivo: la energía parecía haber dejado de  conservarse. Mirad, por entonces ya se había   descubierto que ciertos átomos podían transmutarse  en otros emitiendo electrones en el proceso. Vamos  

A verlo más de cerca: aquí tenemos un átomo de  carbono 14. Tiene 6 protones en su núcleo que lo   definen como lo que es: el elemento carbono. Sin  embargo, sus 8 neutrones son demasiados. El núcleo  

No es estable. Como un lápiz apoyado en su punta,  está a punto de sufrir una transformación que le   dará la paz que necesita. Uno de sus neutrones  se convierte espontáneamente en un protón. Con   7 protones, el carbono ha dado un salto en la  tabla periódica y se ha convertido en nitrógeno,  

Ahora sí, con un ratio de protones y neutrones  con el que está más cómodo. Pero hemos pasado   de un neutrón, una partícula neutra, a un  protón, una partícula con carga positiva. ¿Ha   aparecido carga de la nada? No, porque durante la  transformación se ha creado ¡un electrón! La carga  

Negativa compensa la positiva y todo estupendo.  Esto es la desintegración beta. Tal vez os suene   la radiación beta: son los electrones emitidos  por los átomos cuando sucede esta transmutación.  Sin embargo, algo no cuadraba: la energía  del átomo final y del electrón producido,  

Siempre era menor que la del núcleo  inicial. Los físicos medían los   electrones con menos energía de la esperada. Algunos estaban dispuestos a abandonar la ley   de conservación de la energía, pero a Pauli  se le ocurrió una opción menos drástica:   tal vez entre los productos había otra  partícula que había pasado desapercibida  

Y se estaba llevando esa energía que faltaba.  Tenía que ser una partícula con una masa muy   pequeña (tal vez cero) y sin carga eléctrica  (ya que esa conservación sí que salía bien).   Una nueva partícula neutra: el neutrino. Solo había un problema: esas características  

La harían casi invisible. Con una masa como  mucho ridícula, apenas afectaría al mundo que   podemos observar, y sin carga eléctrica no  podríamos detectarla mediante interacciones   electromagnéticas. De hecho, parece que Pauli  llegó a decir: «He hecho algo terrible. He   postulado una partícula imposible de detectar.». Sin embargo, detectar el neutrino no era  

Imposible, aunque sí increíblemente difícil.  Pasaron 26 años hasta que Cowan y Reines lo   lograron. Para ello usaron unos  tanques con 200 litros de agua,   en la que disolvieron cloruro de cadmio. La idea era la siguiente. Hemos visto que   a través de la “magia” de la desintegración  beta los neutrones se convierten en protones.  

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Pero ¿puede pasar lo contrario? Sí: una  forma es que un neutrino lo fuerce. Si,   por casualidad, un neutrino interactuase con un  protón, se producirían un neutrón y un positrón   (la antipartícula del electrón). ¡Ojo! ¡Si  observáramos esa transformación, habríamos   conseguido que el neutrino chocara contra algo! Volvamos al tanque: las moléculas de agua están  

Formadas por un átomo de oxígeno y dos de  hidrógeno. Y el núcleo de estos últimos no es   más que un protón. Si los neutrinos existieran,  algunos podrían chocar contra esos protones,   creando neutrones sueltos y positrones.  El positrón enseguida se aniquilaría con  

Un electrón del medio, produciendo dos fotones,  dos partículas de luz que podrían observarse. Y   el neutrón sería absorbido por el cadmio disuelto  en el agua, que se desharía del exceso de energía   emitiendo un tercer fotón, el cual llegaría a los  detectores unos microsegundos más tarde que los  

Otros dos. Si se registrara un evento así, dos  “chispazos” de luz con ese pequeño desfase, no   habría duda de que el responsable era un neutrino. Solo había un problema: dado que los neutrinos   casi no interactúan, si querían tener alguna  oportunidad de que se produjera uno de estos  

“golpes”, necesitaban una fuente que emitiese  no muchos, muchísimos neutrinos. Tantos que al   principio pensaron en detonar una bomba nuclear…  ¡y hasta obtuvieron el permiso del director del   laboratorio! Pero un colega les convenció de que  lo mismo era mejor idea usar un reactor nuclear,  

Que producía decenas de billones de  neutrinos y daba menos miedo. De esos   chorrocientos neutrinos, Cowan y Reines  lograron detectar unos tres cada hora,   demostrando de manera irrefutable la existencia  de la partícula (y ganando un Nóbel de paso).  Volviendo al sol: pronto se comprendió que  las reacciones de fusión que convierten el  

Hidrógeno en helio en el interior de  las estrellas producirían muchísimos   neutrinos, además de luz. Es así como llevamos  desde finales de los 60 viendo el sol de noche.  Esta imagen es más moderna. Se obtuvo con  el observatorio japonés Super-Kamiokande,  

Un tanque con 50.000 toneladas de agua pura,  más de 20 piscinas olímpicas, situado en una   antigua mina de zinc a 1 kilómetro de profundidad  para blindarlo contra partículas indeseadas. Para   detectar los neutrinos solares, usaba una idea  similar a la anterior, solo que con un girito  

Inesperado: un neutrino choca contra un electrón  y le mete un buen pepinazo. El electrón pasa a   moverse más rápido que la luz. Espera, espera.  ¿Cómo que más rápido que la luz? ¿Es eso posible?  Pues sí, porque me refiero a que se mueve más  rápido que la luz en el agua del detector.  

La velocidad de la luz en el vacío es  la máxima posible. Insuperable. Pero,   en un medio como el agua, la luz se mueve  más despacio debido a sus interacciones con   los electrones del medio. En concreto, a un 75%  de su velocidad en el vacío. Así que es posible  

Que una partícula cargada se mueva más rápido  que ella. Pero eso disrumpe el medio acuoso.  Veámoslo. Las moléculas de agua son  polares: aunque son eléctricamente neutras,   su carga no está repartida de manera uniforme, de  modo que tienen un extremo ligeramente positivo y  

Otro ligeramente negativo. Podemos representar  esto mediante una flechita. Al principio las   flechas están orientadas al azar, pero cuando  una partícula cargada atraviesa el agua,   su campo eléctrico hace que las cercanas se  alineen: decimos que el medio se polariza.  

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Una vez que la partícula pasa de largo, las  moléculas vuelven a desordenarse. Se “relajan” y,   al hacerlo, emiten radiación. Esas ondas emitidas  por las distintas moléculas se suman, interfieren   constructivamente y se genera un cono de luz  azul, la llamada «radiación Cherenkov». Es análoga  

Al cono hipersónico que aparece cuando un avión  supera la velocidad del sonido y no solo aparece   en estos experimentos. El agua de los reactores  nucleares se torna azul por el mismo motivo.  Esta radiación Cherenkov es detectada por  los sensores del observatorio a medida que  

Los electrones se mueven por el detector, y eso  permite estimar tanto la energía del neutrino   incidente como la dirección desde la que llegó.  Y así, determinando las direcciones de una gran   cantidad de neutrinos solares durante unos 500  días es como se obtuvo esta fotografía del Sol. 

Bueno… “del sol”. Hay unos cuantos detalles.  Esto concretamente es el núcleo del sol,   donde se producen los neutrinos. El  sol, realmente, es así de grande,   ¡lo que estamos captando es su centro!  Y luego: la resolución es ehh… ¿Cómo  

Decirlo? Si pudiéramos ver el núcleo del Sol  con luz visible sería MUCHO más pequeño que   ese círculo brillante. Y es que determinar con  precisión la dirección de los neutrinos solares   es muy difícil porque su energía no es demasiado  alta. Los electrones zigzaguean al moverse por el  

Agua y eso hace que no se pueda determinar  bien la dirección del neutrino original.  Pero detectarlos es la única manera de observar  en tiempo real la actividad que tiene lugar en   el interior de nuestra estrella. Y es que la luz  que generan las reacciones de fusión tarda (ojo)  

Más de un millón de años en abandonar el Sol  en dirección a la Tierra. Choca muchas veces   con los electrones y núcleos del plasma solar  antes de alcanzar la superficie. En cambio,   los neutrinos escapan sin problemas y llegan a  nosotros unos 8 minutos después de producirse. 

Y el Sol no es el único objeto espacial que  los emite. ¡El Universo también tiene que estar   “brillando en neutrinos”! Detectarlos podría  darnos una visión complementaria del cosmos.   Y una muy fiable, dado que los neutrinos viajan  directos desde la fuente hasta la Tierra, sin ser  

Absorbidos por el medio interestelar ni desviados  por los campos magnéticos intergalácticos.  Esta es la idea de la llamada astronomía de  neutrinos, para la que ya se han construido   unos cuantos observatorios. Todos ellos  comparten algunas características: sus  

Detectores han de tener dimensiones gigantescas y  estar inmersos en un medio que sea a la vez denso   pero transparente (para que podamos registrar la  luz Cherenkov). El agua o el hielo son ideales.  Eso llevó a algunos científicos a pensar…  Oye, y ¿por qué no usamos el polo sur? 

Os presento IceCube, el observatorio de neutrinos  más famoso. Posee más de 5000 sensores de luz,   repartidos a lo largo de 1 kilómetro cúbico de  hielo (¡como 400 pirámides de Giza!) esperando   detectar los neutrinos que llegan a la Antártida. También hay otros situados en el fondo del mar,  

Como ANTARES (ya desmantelado) y su sucesor  KM3NeT, o bajo un lago, como el GVD. Todos   estos telescopios son mastodónticos y suponen un  enorme reto tecnológico. Y todos hacen algo raro:   en general miden el cosmos… apuntando al suelo. Y es que los rayos cósmicos producen en la parte  

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Alta de la atmósfera multitud de partículas que  podrían alcanzar el detector y enmascarar la   señal que realmente nos interesa. La manera  de evitarlo es usar la propia Tierra como   blindaje: al contrario que los neutrinos, esas  partículas no pueden atravesar nuestro planeta. 

¿Y qué tipos de objetos cósmicos podríamos  estudiar con los neutrinos? Por ahora tenemos   poco: aparte del Sol, solo se han identificado  con cierta seguridad otras cuatro fuentes. La   primera de ellas es una supernova. Y es que  estas grandes explosiones que ponen fin a la  

Vida de algunas estrellas emiten hasta el 99%  de su energía en forma de neutrinos. En 1987,   tres observatorios registraron 25 neutrinos  procedentes de la supernova más cercana   observada en casi 400 años. La explosión  emitió unos 1000 nonillones de neutrinos,  

Lo que deja claro lo difícil que son de detectar. Pero son muy interesantes, porque llegan a la   Tierra un poco antes que la luz de la supernova.  Al igual que pasa con los fotones del Sol,   esta luz tarda en abandonar la densa región donde  se produce el estallido, lo que permite a los  

Neutrinos adelantarse. Así, si lográramos detectar  los neutrinos de otra explosión estelar, se podría   emitir una alerta para que los telescopios  apuntasen en esa dirección para captar su luz.   Esa es la idea del Sistema de Alerta Temprana de  Supernovas, constituido por varios detectores de  

Neutrinos de todo el mundo. Aunque de momento  no ha tenido éxito, es cuestión de tiempo que   nos ponga sobre aviso de un nuevo evento. He  aquí uno de los objetivos de los astrofísicos:   la astronomía multimensajero. Que todas nuestras  formas de observación combinen sus ventajas. 

¡Oh! ¡Las otras fuentes! Dos, descubiertas por  IceCube, están relacionadas con los chorros de   partículas que expulsan los agujeros negros.  Estos neutrinos tienen energías enormes,   millones o miles de millones de veces más  altas que los solares o los de las supernovas,   como la diferencia entre caminar e  ir en un jet supersónico. De hecho,  

Hasta hace poco ni siquiera estaba claro que en  el cosmos hubiera neutrinos tan energéticos. Fue   en 2013 cuando IceCube registró 28 neutrinos de  alta energía procedentes de fuera del sistema   solar. Aunque no fue posible asociarlos a  ninguna fuente, representó todo un hito. 

Así que, como véis, no tenemos muchas fotos hechas  con neutrinos. Pero el goteo de descubrimientos es   constante: hace apenas unos meses IceCube  sorprendió al mundo con la cuarta fuente:   nuestra propia galaxia. Esta es una imagen  de la Vía Láctea producida a partir de  

Observaciones de neutrinos. Es la primera vez  que usamos algo que no sea luz para observar   nuestra galaxia. Acabamos de empezar. Vamos… El neutrino es la partícula   elemental más escurridiza y enigmática  del modelo estándar. Y aun así podría ser  

La que más nos ayude a seguir desvelando los  misterios del universo. ¡Solo hay que esperar!  Y, tras este final, os informo que comienzan  las rebajas en la tienda de quantumfracture.   ¡10% de descuento en todos nuestros artículos!  ¡Ahora tenemos esta sudadera con los candidatos  

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