Un observatorio diferente en la Argentina
El Proyecto Pierre Auger avanza y ya está en plena construcción, en nuestro país, un gigantesco observatorio para estudiar una de las más misteriosas radiaciones que llegan a la Tierra provenientes del cosmos.
Por Jaime García (Director científico del Instituto Copérnico y Editor de Publicaciones de la Liga Iberoamericana de Astronomía) jgarcia@institutocopernico.org
En una zona desértica, al sur de
Mendoza, en el extremo oeste de la Argentina, la mansedumbre de la planicie se
ve alterada por la presencia de, por ahora, una veintena de tanques de agua
herméticos, dotados de dispositivos electrónicos sensibles a las radiaciones
lumínicas ultravioletas del llamado efecto Cherenkov, y con antenas de
comunicaciones, sistemas de posicionamiento y paneles solares.
En forma de un arreglo hexagonal
de 30 km de radio de 1300 tanques, los primeros 16 ya están dispuestos sobre el terreno y comienzan a requerir el
avance a nuevos pasos del impresionante proyecto Pierre Auger que, desde marzo
de 1999, se encuentra en su faz de construcción.
Pero, ¿para qué sirven esos
tanques de 10 metros de diámetro ubicados, uno del otro, a un kilómetro y
medio, y llenos de 11.300 litros de agua cada uno?
El objeto del
observatorio es la detección de los chubascos de partículas provocados por los
rayos cósmicos de altas energías. Los rayos cósmicos son partículas cargadas
muy energéticas que continuamente bombardean la Tierra. Estas partículas son
usualmente protones, pero pueden ser también núcleos más pesados. Cuando una
partícula tal golpea la atmósfera de la Tierra crea una lluvia de partículas
secundarias de menor energía (llamado chubasco), que llegan a alcanzar el suelo. De hecho, aproximadamente cien de
estas partículas secundarias pasan por nuestros cuerpos cada segundo. La
exposición a los rayos cósmicos es mayor a mayores altitudes, por eso el
proyecto se localiza en planicies a más de 1500 metros sobre el nivel del mar.
De todos modos, el interés
fundamental del proyecto es la detección de rayos cósmicos que, antes de
interactuar con la atmósfera, poseían una energía del orden de 1020
eV, que es la energía que lleva una pelota de tenis en un buen saque. La única
diferencia es que se distribuye en forma diferente. Mientras que la pelota
posee una masa enorme comparada con la de un protón, la velocidad a la que va
la pelota (alrededor de 120 km/h) es mínima comparada con la gran velocidad a
la que son disparados los rayos cósmicos (alrededor de 300.000 km/s). Esto hace
de esta energía algo colosal y bastante poco frecuente, como fenómeno, y por lo
tanto de interesantísimo origen.
Justamente, uno de los principales objetivos de este proyecto es determinar de dónde provienen estas radiaciones. Parte del problema es esa luz diferente que viaja directamente de una estrella a nosotros. Los rayos cósmicos son partículas cargadas y por ello influyen sobre ellas los campos magnéticos que se extienden por todas partes del espacio. Los campos magnéticos hacen que los rayos cósmicos de menor energía se desvíen a lo largo de trayectorias complicadas y, en la mayoría de los casos, es imposible determinar su punto de origen. Pero cuando se trata de los de mayor energía, los campos magnéticos no pueden afectarlos y sólo el choque contra nubes densas de partículas pueden generar las interacciones del efecto Cherenkov.
Sin duda, el origen de estas partículas con colosales energías no puede ser muy lejano (cosmológico, en lenguaje científico), porque de lo contrario se habrían encontrado con muchas nubes densas. El tipo de fenómenos celestes capaces de producir estas radiaciones deben estar relacionados con los objetos poseedores de enormes campos magnéticos, tales como los núcleos activos de galaxias, los agujeros negros y las estrellas de neutrones.
Dada la frecuencia tan baja de este tipo de fenómenos (1 evento por kilómetro cuadrado cada siglo), es necesario construir arreglos gigantescos de detectores para que la frecuencia de detección sea razonable. Con un área de 3000 km2, será posible detectar unos 30 fenómenos al año, por lo que el proyecto está planificado a veinte años de observación.
Es bueno destacar que este proyecto está compuesto por dos observatorios, uno ubicado en el hemisferio norte y otro en el sur. El del norte está en el desierto de Utah, en EE.UU. y el del sur en la Pampa Amarilla, en los departamentos de San Rafael y Malargüe, en el sur de la provincia de Mendoza. El porqué de la elección de estos sitios está relacionado con diversas razones técnicas y políticas, como en todo proyecto científico. El Proyecto es internacional, involucrando a 15 países y no menos de 140 científicos. El valor económico total del proyecto supera los 100 millones de dólares. Nuestro país se vio beneficiado con la elección gracias a la importante ayuda que comprometió Brasil y que se está materializando constantemente.
El equipamiento de detección de los observatorios está compuesto por dos tipos de detectores: los de superficie y los de fluorescencia.
Cómo son los detectores de superficie
Los detectores de superficie, así llamados porque están distribuidos sobre una gran superficie, son, esencialmente, tanques de agua con la cual, al pasar los rayos cósmicos, interactúan produciendo emisión de luz de Cherenkov. La luz es recolectada por válvulas fotomultiplicadoras (PMT) que la convierten en pulsos eléctricos, los cuales son procesados (amplificados, digitalizados, analizados) y constituyen la información básica que nos deja la interacción de los rayos cósmicos.
Cada detector de superficie es un tanque de
3,6 m de diámetro y 1,2 m de alto, lleno con agua purificada. El agua no está
directamente en contacto con la superficie interior del tanque. En cambio, el
agua se guarda en una bolsa especial que llamamos “liner”. La superficie
exterior del liner es de polietileno negro; de ese modo evita que penetre la
luz del exterior. Sólo la luz de Cherenkov
producida por la interacción del rayo cósmico con el agua dentro del
tanque será vista por la PMT (válvula fotomultiplicadora). En cambio, la
superficie interior del liner se cubre con Tyvek que es blanco y un material
bastante bueno para reflejar la radiación UV. Por encima del liner se proveen
tres domos acrílicos para colocar las PMT que muestrea la luz de Cherenkov. Las
propias PMT están cubiertas con vasos
de plástico negro que tiene la forma de un gorro turco. Las señales
eléctricas pasan por una abertura en
las paredes del gorro y son introducidas a la primera etapa de la electrónica. El procesamiento de la señal tiene lugar en
esa electrónica. Se implementaron niveles de activación para permitir el
registro de señales correspondientes sólo a eventos "buenos". Los
eventos considerados buenos estarán determinados por la activación electrónica y se asocian a las características
de rayos cósmicos con energías y duraciones que permanezcan en el rango de
observación buscado por el Proyecto Pierre Auger. Estos eventos se graban y
transmiten a una estación central por medio de los dispositivos de
comunicaciones. No es necesario decir que los eventos activan simultáneamente
varios detectores, ya que se originan en la alta atmósfera, y producen un
chubasco de partículas que pegan en los detectores en la superficie de la
Tierra.
El detector está servido por un sistema de suministro de energía solar que incluye paneles solares, reguladores y baterías. La información de cronometría requerida para la sincronización de eventos, que ocurren en tanques diferentes, está provista por señales del Sistema Global de Posicionamiento satelital (GPS), recogido por una antena ubicada encima de cada tanque.
Cómo es el detector de fluorescencia
El
detector de fluorescencia (FD) comprende 30 telescopios. Cada uno consta
de un espejo de 3,5 m de diámetro, con
un conjunto de PMTs en su superficie focal, llamada cámara FD. Cada telescopio
tiene una ventana de observación de 2° a 32° en altura y 30° en acimut. 440
PMTs de 39 mm de diámetro, en arreglo hexagonal pixelan la abertura de la cámara en celdas de 1,5° x
1,5°. Para reducir la aberración esférica del gran espejo, se ha adoptado una
óptica Schmidt y se ha colocado un diafragma de 1,7 m de diámetro frente al
espejo a alrededor de dos veces la distancia focal.
La disposición general de los treinta telescopios consiste en tres conjuntos de seis telescopios localizados en el borde del arreglo de detectores superficiales que observan hacia el centro del arreglo. Los doce telescopios restantes se ubican en el centro del arreglo y darán cobertura a la fluorescencia que ocurra sobre casi todo el arreglo.
La cámara FD registra la traza dejada en la superficie focal por el destello de luz creado por el chubasco cuando se desarrolla en la atmósfera. Un evento considerado válido activará un mínimo de cuatro a seis pixeles. La señal del FD permite determinar el plano y el eje del chubasco detectado.
Estos datos, junto a los de los detectores de superficie, correspondientes al mismo evento, permitirán obtener la mejor estimación de la energía primaria, la dirección del eje del chubasco y la composición del rayo primario.
Las
PMTs tienen que operar con buena linealidad independientemente de la cantidad
de luz de fondo que ilumina cada pixel.
Este tipo de detectores, pero con una tecnología menos avanzada, existen actualmente en Utah y en Japón, y son denominados “ojos de mosca”, por sus características físicas.
Estos detectores han captado una decena de fenómenos del orden energético relevante para este proyecto, pero sus resultados son realmente muy pocos y, por lo tanto, era necesario encarar un par de observatorios como los del Pierre Auger, para intentar dar una explicación más aceptable del origen de los rayos cósmicos de alta energía.
La cooperación internacional en materia científica siempre ha dado buenos resultados. A la vista están los grandes proyectos de colaboración en el espacio, como la mismísima Estación Espacial Internacional que ya está operando con una tripulación estable. El Proyecto Pierre Auger, que lleva su nombre en homenaje a quien fuera el descubridor, en 1938, de los chubascos generados por los rayos cósmicos de muy alta energía, es un claro ejemplo de la gran aventura del hombre, independientemente de las nacionalidades, en pos del conocimiento.
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Página web oficial del proyecto: http://www.auger.org/admin
San Rafael, Mendoza, 12 de diciembre de 2000.