Epi el neutrino extraterrestre (II)

Aya Ishihara ha sido premiada recientemente por el descubrimiento de Epi y Blas en la conferencia sobre rayos cosmicos ICRC 2013 que se celebra en Rio de Janeiro.

Aya Ishihara ha sido premiada recientemente por el descubrimiento de Epi y Blas en la conferencia sobre rayos cosmicos ICRC 2013 que se celebra en Rio de Janeiro.

Noticia.

Hace aproximadamente un año se presentaban en un congreso (Aya Ishihara en Neutrino 2012. Para los expertos: Nuclear Physics B (Proc. Suppl.) 235–236 (2013) 352–357) los resultados de la búsqueda de neutrinos de muy alta energía en los datos obtenidos por IceCube entre mayo de 2010 y mayo de 2012. Se anunciaba el descubrimiento de 2 neutrinos de muy alta energía que se bautizaron como Epi y Blas. Blas se había detectado en Agosto de 2011, Epi, como ya conté en la parte anterior (link), se detectó mientras Sven y yo cuidábamos del detector en Enero de 2012. Estos 2 neutrinos eran con una probabilidad bastante elevada de origen astrofísico, algo que no se habia observado nunca y que era uno de los objetivos principales de IceCube.

Epi y Blas han tenido recientemente bastante protagonismo.

Epi y Blas han tenido recientemente bastante protagonismo.

(En 1987 se detectaron neutrinos procedentes de una supernova que había explotado hace 170000 años en la Gran Nube de Magallanes. Aquellos neutrinos tenían una energía de unos 10MeV mientras que Epi y Blas tienen una energía de 1PeV, es decir, 100 millones de veces más energéticos. IceCube se diseñó para observar este rango de altísima energía donde no se había observado nunca ningún neutrino, ni terrestre ni extraterrestre. Por qué buscar ese tipo de neutrinos espero que se vaya aclarando a lo largo de esta entrada.)

Más recientemente se han vuelto a hacer públicos resultados de un re-análisis de esos datos en los que aparecen otros 26 neutrinos de alta energía (aunque menor que la de Epi y Blas) que aumentan mucho la confianza en que efectivamente, esos neutrinos son de origen astrofísico. (Los resultados se presentaron en el meeting de la colaboración de IceCube en Madison en Mayo 2013 IPA 2013 y el artículo correspondiente saldrá próximamente creo que en Science. Como nota curiosa, uno de los referees del artículo encontró poco serio mencionar explícitamente los nombres de Epi y Blas en el pie de una de las figuras por lo que se han eliminado de la versión final). Aunque no son muchos, y no podemos saber todavía de dónde vienen exactamente, este descubrimiento abre una nueva ventana al Universo y marca un hito en la historia de la Física y la Astronomía. Por eso voy a intentar desgranar un poco lo que hay detrás de estos resultados, cómo se ha llegado a ellos y qué podemos aprender de ellos.

(Sobre escalas de Energía. Para quien no esté familiarizado con las unidades de energía, hablar de electronvoltios (eV), kilo-electronvoltios (keV) o giga-electronvoltios (GeV) puede no decir mucho, pero hoy en día, todo el mundo tiene una cierta intuición de los tamaños de almacenamiento en bytes. Haciendo la analogía eV=byte, un keV sería equivalente a 1Kbyte, 1MeV=1Mb, 1GeV=1Gb, 1TeV=1Tb, 1PeV=1000Tb, 1EeV=1 millón de Tb. 1Mb era lo que podía almacenarse en disquetes antiguos, hoy en día los USB tienen más de 1Gb, y los discos externos multimedia alcanzan el Tb. Todos os hacéis una idea de todo lo que se puede almacenar en 1Tb. Ahora imaginad mil o 1 millón de esos discos. Tened en mente esta analogía al comparar las escalas de energía de las distintas fuentes de neutrinos. Por cierto, 1eV es la energía que alcanza un electrón al ser acelerado por una ‘pila’ de 1 voltio, es una energía muy pequeña. Es también más o menos la energía que tiene la luz visible. Pero 1EeV es un trillón de veces más!)

Escala comparativa de capacidades de almacenamiento. Los ordenes de magnitud (prefijos como Mega, Giga, etc) son equivalentes a los utilizados para hablar de energias.

Escala comparativa de capacidades de almacenamiento. Los ordenes de magnitud (prefijos como Mega, Giga, etc) son equivalentes a los utilizados para hablar de energias.

En primer lugar, sobre el origen y las energías. Neutrinos se producen en procesos (ver nota mas abajo) y lugares muy diversos, y según ese origen el rango de energías que tienen es diferente. En el Big Bang se produjo una cantidad enorme de neutrinos, pero su energía se ha ido ‘diluyendo’ con la expansión del Universo y hoy en día es ridícula. No se han conseguido detectar todavía, pero hay un Nobel esperando para quien consiga hacerlo. Neutrinos se producen también en el Sol y otras estrellas. Sus energías dependen del tipo de estrella (a través de la temperatura del núcleo), pero en el caso del Sol llegan hasta el MeV de energía. Los elementos radioactivos también emiten neutrinos con energías que pueden estar en esos rangos entre el keV y el MeV (nosotros mismos, como seres radioactivos, emitimos también neutrinos). Los rayos cósmicos que llegan a la atmósfera producen también neutrinos que llegan al GeV de energía e incluso más. Los reactores nucleares también producen neutrinos de energías hasta el MeV e incluso se han creado haces artificiales de neutrinos como el que enviaba estas partículas desde el CERN hasta el Gran Sasso en Italia (con decenas de GeV). Pero en el universo hay objetos y fenómenos mucho más violentos, como los núcleos activos de galaxias, AGNs, (agujeros negros supermasivos en el centro de algunas galaxias que son especialmente ‘activos’ emitiendo materia y radiación de energías elevadísimas), las explosiones de rayos gamma, GRBs (*), etc. Se cree que estos objetos están en el origen de los rayos cósmicos de más alta energía y que deben ser también el origen de neutrinos de muy alta energía, del orden del TeV e incluso mucho más. Ese es el interés de buscar estos neutrinos ultraenergeticos, ayudar a esclarecer algunos de los procesos más violentos del Universo.

Espectro de neutrinos para diferentes fuentes. (Ver nota mas adelante sobre espectros). Conforme aumenta la energia el numero (flujo) de neutrinos desciende drasticamente y las posibles fuentes tambien. A energias muy altas se esperan muy pocos, procedentes de los objetos mas violentos del Universo como los AGNs.

Espectro de neutrinos para diferentes fuentes. (Ver nota mas adelante sobre espectros). Conforme aumenta la energia el numero (flujo) de neutrinos desciende drasticamente y las posibles fuentes tambien. A energias muy altas se esperan muy pocos, procedentes de los objetos mas violentos del Universo como los AGNs.

(*)(Los procesos de producción de neutrinos implican básicamente la desintegración de piones y muones (unos tipos de partículas subatómicas) o procesos nucleares como las reacciones de fusión del interior de las estrellas, o las de fisión de los reactores. Los procesos nucleares tienen unas energías máximas de hasta varios MeV. Los neutrinos ultra-energéticos se producen siempre por la desintegración de piones y muones muy energéticos. Y estos a su vez se producen en el choque de otras partículas muy energéticas como los protones con la atmósfera o con el medio interestelar. Como los protones son partículas cargadas pueden ser aceleradas hasta energías muy elevadas. En el Cern se aceleran hasta varios TeV, pero en los campos magnéticos galácticos pueden alcanzar energías mucho mayores (varios millones de TeV!). En la Tierra se han podido estudiar y entender esos procesos nucleares y desintegraciones de partículas y dado que las leyes de la naturaleza son las mismas aquí que en Andrómeda, o eso creemos, eso es lo que nos permite deducir cómo se producen los neutrinos en otros confines del Universo. Lo digo por si alguno se preguntaba y ‘cómo saben que se estan produciendo neutrinos en lugares que estan a millones de años luz de distancia?’)

Ejemplo de proceso en que un proton genera en la atmosfera piones, muones y neutrinos.

Ejemplo de proceso en que un proton genera piones, muones y neutrinos.

(*)(Los GRB son emisiones muy breves pero muy intensas de rayos gamma – fotones millones de veces más energéticos que la luz visible. En muy pocos segundos se emite tanta energía como la que resultaría de quemar completamente una esfera de carbón con un radio de aquí hasta el Sol. Se cree que se producen en el colapso de estrellas masivas (al menos uno de los tipos de GRBs) y son tan energéticos que a pesar de que se producen a miles de millones de años luz de distancia son detectables en la Tierra. De hecho un GRB que se produjese en nuestra galaxia podría tener efectos desastrosos en nuestro planeta y se piensa que alguna de las grandes extinciones en masa ha podido venir inducida por tales explosiones. Su descubrimiento es una historia curiosa porque los detectaron por primera vez los satélites militares americanos ‘Vela’ en los 60 que pretendían monitorizar actividad nuclear secreta de la URSS en la época en la que se acababa de firmar el tratado de no proliferación. El primer GRB se detectó el 2 de Julio de 1967, hace ahora justo 46 años, pero no se le prestó demasiada atención porque no era compatible con un ensayo nuclear. http://en.wikipedia.org/wiki/Gamma-ray_burst)

Los rayos cósmicos merecen por sí solos otra entrada (de hecho el año pasado se cumplió el centenario de su descubrimiento). Lo que nos interesa aquí es que son partículas, en su mayoría protones, que bombardean la Tierra desde todas las direcciones y que llegan a alcanzar energías de hasta casi 1ZeV! (1000 millones de Teras!). No está claro qué genera partículas tan energéticas, pero los modelos que hay para explicarlo predicen también la producción de neutrinos de alta energía (TeV-EeV, a través de la desintegración de piones muy energéticos como he dicho). Las fuentes más probables son como he mencionado AGNs y GRBs, pero no ha podido confirmarse. Los protones de esas energías (ZeV) no pueden viajar demasiado por el Universo sin chocar con el fondo cósmico de microondas (fotones sueltos que bañan el espacio producto del Big Bang). Como resultado de estos choques se tienen que producir neutrinos del orden del EeV y a la vez una reducción del flujo de esos protones ultraenergéticos. Esta reducción es lo que se llama corte GZK en el espectro de protones y es algo que se ha observado recientemente por los grandes detectores de rayos cósmicos (HiRes, Auger, links al final). Eso quiere decir que si la composición principal de los RC de más alta energía son protones (y eso es algo que no se ha podido verificar aún) debe haber un flujo de neutrinos superenergéticos llegando a la Tierra desde todas las direcciones. Pues bien, el objetivo de IceCube es precisamente observar estos neutrinos superenergéticos, tanto procedentes del corte GZK, como procedentes directamente de otras fuentes como los AGN, los GRB, etc. Se diseñó para abrir esa ventana al Universo con neutrinos ultraenergeticos (la energía mínima que puede detectar son unos 100 GeV, por eso no ve por ejemplo neutrinos del Sol). Y como ya mencioné en otra entrada (‘Como construir un telescopio de neutrinos’), los cálculos indicaban que para poder cazar alguno de estos neutrinos, el tamaño debía ser al menos 1km3. De ahí que IceCube se encuentre en el Polo Sur, donde aprovecha los casi 3km de hielo muy transparente del interior de la Antártida como detector.

Reduccion en el flujo de rayos cosmicos de muy alta energia debido al choque con fotones del medio intergalactico. Es lo que se conoce como corte GZK y su presencia asegura tambien la existencia de neutrinos de muy alta energia, que todavia no hemos observado.

Reduccion en el flujo de rayos cosmicos de muy alta energia debido al choque con fotones del medio intergalactico. Es lo que se conoce como corte GZK y su presencia asegura tambien la existencia de neutrinos de muy alta energia, que todavia no hemos observado. Ref.

De las fuentes de neutrinos que hemos mencionado que son de interés para IceCube, algunas son lo que se llama ‘difusas’, como los neutrinos GZK, pues llegan de todas las direcciones. Otras se espera que sean ‘puntuales’, es decir neutrinos procedentes de un lugar concreto del espacio, asociados por ejemplo con un AGN, y otras, además de puntuales, pueden ser ‘transitorias’, es decir, que produzcan una señal que dure un tiempo breve, como las supernovas o los GRB. Como cada una de estas fuentes tiene características diferentes, hay que programar algoritmos diferentes tanto en las maquinas que deciden en tiempo real en el ICL lo que es interesante para conservarlo como en los análisis que se hacen posteriormente con los datos una vez enviados por satélite. Este es uno de los motivos de que ‘Epi, Blas y los demás’ no se hayan identificado inmediatamente. IceCube ‘ve’ 3000 sucesos por segundo (muy pocos de ellos realmente neutrinos) por lo que no es posible hacer cálculos complicados in situ. El análisis de verdad hay que hacerlo ‘offline’. Aun así, se podría poner un criterio sencillo en la cantidad de luz que ve el detector (al igual que hay un criterio para poder mandar alarmas en tiempo real si se ve algo compatible con una supernova). Esto podría hacerse y tal vez hubiésemos podido enterarnos en tiempo real de que Epi había sido cazado. Pero aquí entra otro de los motivos que retrasan en estos experimentos el mostrar los resultados. Por celo, los datos se mantienen ‘guardados’ y sólo se utiliza una pequeña parte para diseñar los criterios de análisis. En general, lo que uno busca (se le llama señal) está enmascarado por otras cosas que se le pueden parecer, pero que no son lo que buscas (se le llama ruido). Por ejemplo, ya he dicho que los neutrinos atmosféricos se extienden a energías por encima del GeV y pueden llegar incluso al TeV. A esas energías, no hay manera de saber si un neutrino se ha producido en la atmosfera o en otro lugar. Para evitar el sesgo del científico, que puede ajustar inconscientemente los criterios de análisis para descartar lo que le estorba, esos criterios se diseñan antes de ver todos los datos, y luego se aplican al resto de datos, es lo que se llama ‘unblind’ o destapar los datos.

Si, lo sé, está resultando un poco denso. Hagamos un breve descanso virtual. Piensa en la cantidad de cosas que nos hacen sudar y a pesar de todo hacemos gustosos. Al fin y al cabo, estamos desgranando uno de los resultados posiblemente más relevantes en Física de los últimos años.

Pues bien, creo que ya he comentado alguna vez que IceCube divide su toma de datos en temporadas, entre mayo y mayo de cada año. El año pasado, cuando se cerró la toma de datos en mayo de 2012, se definieron unos criterios para buscar neutrinos de muy alta energía, los del GZK. El ‘corte’ no se hizo en energía, sino en cantidad de luz recolectada, que es un parámetro mucho más directo (para reconstruir la energía hace falta por ejemplo tener en cuenta las propiedades del hielo). Se fijó un límite en unos 10000 fotones detectados sin atender a ningún otro criterio (en realidad creo que se exigió que hubiese también un número mínimo de sensores implicados). Simplemente se cambió un poquito ese número según la dirección de llegada del evento. Esto es porque se espera un ritmo diferente de lo que hemos llamado ruido según miremos hacia arriba o hacia abajo. Los neutrinos que vengan de arriba (del Sur celeste), si se han producido en la atmosfera llevarán asociadas otras partículas que pueden permitir descartar ese suceso porque se detecten con los tanques que hay en superficie (IceTop).

Criterio para la busqueda de neutrinos de muy alta energia. La linea roja separa los 'buenos' (derecha) de los atmosfericos (izquierda). Una pequeña fraccion de atmosfericos se cuela en la region de la derecha (zona morada) pero en conjunto suman menos de 1 suceso esperado. Sin embargo se observan dos, marcados con circulos rojos. El eje X representa el numero de fotones detectados y el Eje Y la direccion de procedencia de la particula.

Criterio para la busqueda de neutrinos de muy alta energia. La linea roja separa los ‘buenos’ (derecha) de los atmosfericos (izquierda). Una pequeña fraccion de atmosfericos se cuela en la region de la derecha (zona morada) pero en conjunto suman menos de 1 suceso esperado. Sin embargo se observan dos, marcados con circulos rojos. El eje X representa el numero de fotones detectados y el Eje Y la direccion de procedencia de la particula.

Al hacer el ‘destape’ de los datos, surgió la sorpresa. No se encontraron neutrinos en el rango esperado de energías (EeV), pero sí se encontraron 2 justo por encima del límite que se había fijado, que correspondía a una energía cercana al PeV. Lo primero naturalmente, fue verificar individualmente cada suceso. Ambos pertenecían a lo que se conoce como cascadas. (Esto lo conté ya en otra entrada donde expliqué el funcionamiento del detector. ‘IceCube, la toma de datos.’). En las cascadas, toda la luz producida en el choque está contenida en el detector y es más fácil sacar la energía del suceso, pero al ser una distribución bastante esférica de luz, es más difícil sacar la dirección de llegada. Por el contrario, los ‘tracks’ no suelen estar totalmente contenidos en el detector y por tanto es más difícil reconstruir su energía, pero es más fácil determinar su dirección. Se comprobó que eran sucesos ‘buenos’, es decir, no producto de algún fallo de los aparatos. Se intentó determinar en con más detalle su energía (para lo cual, como he dicho es importante aplicar las calibraciones que hacen los Winter Overs regularmente para conocer la transparencia del hielo en cada punto) y su dirección y se comparó con lo que se esperaría a esas energías de neutrinos procedentes de la atmosfera. Como no se habían detectado nunca neutrinos de esas energías, no hay medidas del espectro de neutrinos atmosféricos en ese rango, por lo que hay que extrapolar a partir de energías más bajas. Pero incluso teniendo en cuenta las incertidumbres en esa extrapolación, la conclusión es que se esperaba mucho menos de 1 neutrino atmosférico en ese rango de energías para los 2 años de toma de datos que se habían analizado. Los científicos expresan esos resultados en porcentaje, o ‘sigmas’. Observar 2 sucesos sobre un fondo esperado de menos de 1, suponía algo más de 2 sigma o lo que es lo mismo, menos de un 1% de probabilidad de que esos dos neutrinos, que se bautizaron como Epi y Blas, hubiesen sido producidos en la atmosfera. Pero eso en el mundo científico no es suficiente, había que intentar encontrar más neutrinos en ese rango de energías.

Cada uno de los mas de 300 DOMs iluminados por  uno de los dos super-neutrinos contiene la informacion temporal de la luz recogida. Analizando toda esa informacion es posible estimar la energia completa del suceso, o la direccion de procedencia del neutrino, pero es un proceso costoso y delicado.

Cada uno de los mas de 300 DOMs iluminados por uno de los dos super-neutrinos contiene la informacion temporal de la luz recogida. Analizando toda esa informacion es posible estimar la energia completa del suceso, o la direccion de procedencia del neutrino, pero es un proceso costoso y delicado.

Para poner un símil, imaginad que estáis en la playa e intentáis comprobar si llueve mirando si está mojada la arena. Lo más fácil es irse lejos de la orilla, donde está por ejemplo el chiringuito (eso es lo que se hizo inicialmente, al intentar buscar los neutrinos GZK, que están muy por encima de los atmosféricos en cuanto a energía). Si estáis justo donde rompe el mar no lo vais a tener nada fácil (aquí el mar representaría los neutrinos atmosféricos, lo que te estorba). En la zona intermedia, pues depende. Cuanto más lejos de la orilla más probable es que si está mojado sea por lluvia, y no por una ola. Resulta que Epi y Blas cayeron bastante más cerca de la orilla que del chiringuito de playa, pero suficientemente lejos como para empezar a pensar que son dos gotas de lluvia y no dos gotas de mar. Para poder dar una respuesta definitiva simplemente hay que seguir mirando a ver si se encuentran más gotas.

Paseando por las idilicas playas de Nueva Zelanda pueden ocurrirsete curiosos similes fisicos.

Paseando por las idilicas playas de Nueva Zelanda pueden ocurrirsete curiosos similes fisicos.

Esquema del detector completo y de la region de 'veto' definida para descartar eventos atmosfericos.

Esquema del detector completo y de la region de ‘veto’ definida para descartar eventos atmosfericos. La banda gris oscura es una zona donde el hielo no es tan transparente que se ha excluido tambien del analisis.

Ahí es donde entra el análisis en el que formó parte Naoko, nuestra heroína de la primera parte “Epi el neutrino extraterrestre (I)”- (junto con Claudio Kopper y Nathan Whitehorn). La idea es que en ese rango de energías (PeV y más abajo) el fondo de neutrinos atmosféricos empieza a ser cada vez más significativo. Hay que buscar una forma de reducirlo. Eso es lo que se ha desarrollado a lo largo de los últimos meses. Parte de la clave está en los ‘tracks’ que he mencionado antes. Ya mencioné en otra entrada que los ‘tracks’ los producen los muones. Estos muones se han podido producir en la atmósfera como resultado del choque de un rayo cósmico, o lo ha podido producir un neutrino muonico. Cuando vemos un muon entrando en el detector desde arriba (Sur celeste) no sabes cuál de las dos opciones es. Por eso IceCube es más sensible mirando hacia el Norte (hacia abajo). Un muon que entre en el detector desde abajo y vaya hacia arriba sólo lo ha podido producir un neutrino que ha atravesado toda la Tierra y ha chocado cerca del detector. El truco está en que los neutrinos, y sólo los neutrinos, pueden iniciar un ‘track’ (o una cascada) en el interior del detector. Un muon que vaya de arriba abajo pero que se haya iniciado dentro de IceCube tiene que haber sido producido por un neutrino. Además, si ha sido un neutrino generado en la atmosfera del Polo Sur, es muy probable que vaya acompañado de muones que también atravesaran el detector o serán detectados por IceTop. El criterio era pues eliminar cualquier evento que comenzase iluminando una cadena de las periféricas definiendo así un volumen interior algo más pequeño que el volumen total de IceCube. Esto reduce un poco la cantidad de neutrinos ‘buenos’ que podemos detectar, pero reduce mucho más la cantidad de muones y neutrinos atmosféricos y por tanto mejora lo que se conoce como relación señal/ruido.

Ejemplo de muon atravesando el detector e iluminando simultaneamente los tanques en superficie (IceTop). Estos eventos pueden eliminarse facilmente.

Ejemplo de muon atravesando el detector e iluminando simultaneamente los tanques en superficie (IceTop). Estos eventos pueden eliminarse facilmente.

Arriba, suceso descartado por iniciarse fuera de la region definida. Abajo suceso que si pasa el 'corte' por ser con casi toda probabilidad producido por un neutrino (solo los neutrinos son capaces de llegar hasta el interior del detector sin ser notados y generar alli una interaccion).

Arriba, suceso descartado por iniciarse fuera de la region definida. Abajo suceso que si pasa el ‘corte’ por ser con casi toda probabilidad producido por un neutrino (solo los neutrinos son capaces de llegar hasta el interior del detector sin ser notados y generar alli una interaccion).

Como siempre, se utilizó una parte de los datos además de numerosas simulaciones para estimar cuántos eventos atmosféricos deberían escapar a este criterio de filtrado. (Existe una pequeña probabilidad de que algún muon atmosférico no ilumine los sensores periféricos y dado que hay tantísimos, es probable que alguno se cuele imitando un neutrino real. Estos cálculos y simulaciones intentan determinar cuántos se espera que escapen). El número era 12+/-4 (6 neutrinos atmosféricos, 4 muones y 2 de una tercera contribución de fondo – componente ‘Prompt’ para los entendidos). Entonces se procedió a ‘destapar’ los datos y ‘eureka’! Aparecían 26 neutrinos más que habían superado los criterios de búsqueda! Qué probabilidad hay de que esperando 12 aparezcan 26? Pues mucha menos de que esperando menos de 1 aparezcan 2. En este caso se obtenían más de 4 sigma, es decir menos del 0.0001% de probabilidad de que esos 28 neutrinos se hayan generado todos en la atmósfera. Y dado que no conocemos nada en la Tierra o en el sistema solar capaz de generar neutrinos de esas energías, podemos concluir con bastante seguridad que hemos detectado por primera vez neutrinos ultraenergeticos de origen extraterrestre.

Espectro final con la prediccion para neutrinos atmosfericos y los datos reales, que se desvian significativamente de lo esperado para atmosfericos a partir de cierta energia confirmando la presencia de una componente extraterrestre.

Espectro final con la prediccion para neutrinos atmosfericos y los datos reales, que se desvian significativamente de lo esperado para atmosfericos a partir de cierta energia confirmando la presencia de una componente extraterrestre.

Localizacion dentro de IceCube de cada uno de los 28 sucesos encontrados. La distribucion uniforme es compatible con un origen extraterrestre; los atmosfericos se acumularian principalmente en la parte superior.

Localizacion dentro de IceCube de cada uno de los 28 sucesos encontrados. La distribucion uniforme es compatible con un origen extraterrestre; los atmosfericos se acumularian principalmente en la parte superior.

Esos otros 26 neutrinos se han analizado en detalle para asegurarse de que son compatibles con esa conclusión. La posición de interacción dentro del detector es uniforme, como cabría esperar. Además llegan unos pocos más desde arriba, también esto es normal porque a esas energías la Tierra empieza a no ser del todo transparente a los neutrinos. La cantidad de ‘tracks’ y ‘cascadas’ parece también compatible con lo esperado. Su energía es menor que la de Epi y Blas y el exceso respecto a lo esperado si fueran atmosféricos se va diluyendo a energías menores. Todo esto es compatible con una nueva contribución de origen extraterrestre en el espectro de neutrinos. Una de las cosas sin embargo llamativas es que no se hayan visto más sucesos por encima del PeV. Si fuese una ley con un exponente único (ver nota) debería dar más neutrinos a las energías de Epi y Blas. Por eso se habla de que hay un corte en el espectro. Y naturalmente no está claro cuál puede ser la causa, porque para empezar, ni siquiera sabemos cuál es el origen de esos 28 neutrinos.

Las leyes de potencias como las que siguen los espectros de neutrinos y otras particulas son habituales en la Naturaleza. Es normal encontrar que al aumentar la energia encontremos cada vez menos particulas, al igual que al romperse una taza encontramos muchos menos trozos grandes que pequeños.

Las leyes de potencias como las que siguen los espectros de neutrinos y otras particulas son habituales en la Naturaleza. Es normal que al aumentar la energia encontremos cada vez menos particulas, al igual que al romperse una taza encontramos muchos menos trozos grandes que pequeños.

(Hagamos un ‘gedankenexperiment’. Lanzamos un vaso contra el suelo. Clasificamos los trozos por tamaño (peso por ejemplo) y contamos cuantos de cada clase hay. Lo que deberíamos observar (para efectos ilustrativos sirve, pero un buen físico experimental nunca debería dar una hipótesis por buena sin comprobarla) es que obtenemos muchos trozos pequeños, menos trozos medianos, y sólo uno o dos muy grandes. Esto constituye una ley de potencias y es muy habitual en la Naturaleza (otra que se encuentra también a menudo es la distribución gaussiana, que por algo se llama también ‘normal’). Al representar en escala logarítmica una ley de este tipo se obtiene una recta de pendiente negativa (el exponente de la ley de potencias) y cuanto mayor sea la pendiente (en valor absoluto) más rápido cae la curva. El espectro de rayos cósmicos sigue una ley de este tipo, pero con varios exponentes que se cree marcan la separación entre distintos orígenes de estos rayos (de galácticos a extragalacticos). Lo mismo ocurre con el espectro de neutrinos de algunas fuentes. A los atmosféricos se les puede asignar un exponente, a los esperados de AGNs otro más pequeño. Eso indica simplemente que el espectro de neutrinos de fuentes astrofísicas decae más lentamente que el de atmosféricos, aunque todos ellos decaigan con la energía (al igual que el número de trozos de cristal decae con el tamaño). Es ese menor exponente el que hace que aunque a energías del orden del GeV haya muchos más neutrinos atmosféricos que astrofísicos (acordaros del ejemplo de la playa, estamos demasiado cerca de la orilla), a energías del orden del TeV empiezan a igualarse y por encima del PeV dominan claramente los neutrinos de origen astrofísico. Aunque me repita un poco, ese es el motivo de que IceCube mire en este rango de energías. Lo mismo que he dicho aquí en palabras es lo que aparece representado en las gráficas que os pongo.)

Espectro de neutrinos atmosfericos y region esperada de los neutrinos GZK.

Espectro de neutrinos atmosfericos y region esperada de los neutrinos GZK.

Respecto a su origen, también se han pintado las direcciones de procedencia, y están más o menos uniformemente distribuidas. No se ha identificado un punto concreto que pueda estar produciéndolos. Esto puede resultar desconcertante, pero otro símil tal vez nos lo aclare.

Direccion de procedencia de los 28 neutrinos encontrados en coordenadas galacticas. Las pequennas acumulaciones no son significativas, son compatibles con una ditribucion uniforme.

Direccion de procedencia de los 28 neutrinos encontrados en coordenadas galacticas. Las pequeñas acumulaciones no son significativas, son compatibles con una ditribucion uniforme.

Imaginad que estáis en un restaurante de celebración familiar y de repente os golpea una miga de pan. Sabéis más o menos de dónde viene, pero no podéis saber exactamente quién o incluso de qué mesa la han lanzado. Si os llegan unas cuantas migas de direcciones varias, todo lo que podéis decir es que hay unos cuantos lanzadores de migas, pero no habéis sido capaces de identificar todavía a uno con seguridad. Supongamos que vuestra curiosidad científica supera el incordio y decidís seguir estoicamente recibiendo bolazos para ver si sois capaces de deducir su procedencia por vosotros mismos. Al cabo de un rato habéis recibido unas cuantas, pero sobre todo, procedentes de una dirección y puedes deducir casi con seguridad la mesa de la que proceden. No puedes decir mucho más, pero resulta que en esa mesa y mirando hacia ti, está tu tía-abuela de 90 años y tu cuñado de 30. No hace falta deducir mucho más. Has identificado al culpable. Pero imaginad lo interesante que sería descubrir de repente que la mesa de la que llegan las migas está toda formada por los tíos abuelos donde el más joven ya no cumple los 80 :) . Pues bien, IceCube está en ese punto en el que le han golpeado unas cuantas migas de pan, pero de momento sin una dirección dominante. Si conseguimos capturar unas cuantas más, tal vez se aglutinen en una dirección y podamos identificar de qué ‘mesa’ vienen. IceCube no tiene tan buena resolución angular como los telescopios ópticos (es decir, la primera fotografía del universo con neutrinos será bastante borrosa), pero tal vez en esa dirección en la que se aglutinen los neutrinos haya un AGN u otro objeto descubierto por otros medios (telescopios ópticos, radiotelescopios, telescopios de rayos X o gamma, …). Esa sería la prueba de que esos neutrinos se están produciendo allí y podría darnos información fundamental para entender el origen de esos rayos cósmicos de más alta energía que hemos mencionado. Pero es que puede suceder que en esa dirección no se observe absolutamente nada con lo cual habríamos identificado un objeto visible sólo con neutrinos! Eso ha ocurrido otras veces al mirar al Universo con nuevos ojos y lo que se ha descubierto es mucho más fascinante y sorprendente que lo que en realidad se esperaba encontrar.

(Quizá merezca la pena destacar que incluso cuando el telescopio Hubble observa los objetos más distantes y tenues, consigue detectar varios fotones por hora (magnitud 30; si alguien tiene el dato exacto puede compartirlo, yo lo he calculado grosso modo teniendo en cuenta que magnitud -14 corresponde a 1 lux). No conozco los tiempos de exposición, pero eso implica que en unas horas, puede sacarse una foto de una cierta región del espacio. Cualquiera que tenga cierta afición a la fotografía habrá tomado en alguna ocasión fotos con exposiciones de varios minutos. En el caso de IceCube estamos hablando de haber detectado 28 neutrinos en 2 años, y además, tras un procesado bastante delicado de los datos ‘RAW’ de la ‘cámara’! Por eso, aunque hablamos de telescopio de neutrinos, en la práctica IceCube funciona como un detector de partículas. La primera fotografía del universo con neutrinos (o neutrinografía) se va construyendo poco a poco añadiendo los neutrinos según se van ‘cazando’ y se tardará años en completarla. Haciendo otra analogía en términos fotográficos, el sensor de nuestra cámara, el hielo, tiene una probabilidad bajísima de captar neutrinos (igual que cualquier otro material que usemos), es como si tuviésemos un ISO ridículamente bajo, por eso necesitamos un sensor grande (1km3) y larguísimos tiempos de exposición (años). Por cierto, otro de los motivos por los que el detector es tan grande es porque es imposible construir lentes de neutrinos y por tanto amplificar su señal.)

Iridium flare sobre el Polo. En ocasiones necesitamos largas exposiciones para captar ciertos matices de la naturaleza, pero pocas veces tan largas como para hacer una neutrinografia del Universo!

Iridium flare sobre el Polo. En ocasiones necesitamos largas exposiciones para captar ciertos matices de la naturaleza, pero pocas veces tan largas como para hacer una neutrinografia del Universo!

Los análisis y motivaciones descritos aquí y en el resto de entradas relacionadas con IceCube deberían dar una idea del interés de un telescopio como este. Por resumir, estamos intentando tomar la primera imagen del Universo con neutrinos y sabemos que esto va a ayudar a entender mejor algunos de los misterios que todavía se nos plantea, como el origen de los rayos cósmicos de más alta energía, y es seguro que traerá también sorpresas y descubrimientos inesperados. Esta respuesta suele satisfacer a científicos, aficionados de la ciencia e incluso, afortunadamente, lo hizo a quienes tomaron las decisiones políticas y financiaron el experimento. El interés científico de IceCube es innegable. Pero es habitual entre el público general seguir preguntándose por el interés social de un proyecto como este. Para responder a eso me gustaría destacar que en este momento estamos respecto a la astronomía con neutrinos como estaba la sociedad hace 400 años respecto a la astronomía ‘normal’. Incluso con los rudimentarios (en términos relativos) instrumentos que utilizó Galileo fue posible descubrir que la Tierra no era el centro del Universo y cambiar nuestra manera de ver el Mundo. Sólo la observación minuciosa del firmamento (incluso antes de la invención del telescopio) permitió el descubrimiento de las leyes que rigen el movimiento de los astros (Kepler y Newton) y sólo gracias a comprender razonablemente bien la Gravedad, 400 años después tenemos satélites de comunicaciones o meteorológicos orbitando la Tierra. La Ciencia básica tiene un profundo valor social por su capacidad para transformar lo que sabemos del Mundo y porque siembra el germen de los avances del futuro. Es posible que nunca lleguemos a ver una aplicación directa y práctica de los neutrinos, pero investigarlos es una obligación moral con las generaciones futuras. Lo mejor de todo es que en general, esas aplicaciones prácticas llegan mucho antes de lo que uno imagina, los neutrinos se están proponiendo ya como instrumentos para estudiar el interior de la Tierra y muchos avances en física de partículas son de uso habitual en medicina. Y por supuesto, está la curiosidad, la Ciencia como ‘filosofía’ (gusto por saber). Como no me gusta pecar de ingenuo (o quizá sí de vez en cuando), es posible que no nos quede más remedio que aceptar también como algo humano nuestro carácter bélico y tal vez tuvo esto algo que ver en que el Homo Sapiens llegase a ser lo que es (somos), pero a mí me gusta pensar que esa curiosidad está también en la raíz de lo que nos hace humanos y es mucho más consustancial al género Sapiens. Mientras saber proporcione placer, y a mí me lo proporciona, la Ciencia básica seguirá teniendo una utilidad, una utilidad totalmente legítima. Pero es difícil disfrutar de aquello que no se entiende o no se conoce. Por eso los científicos, aunque lo hacemos en general por gusto, tenemos la obligación de hacer partícipes al público general de la belleza que descubrimos en el Mundo a través de la Ciencia. Y lo que descubrimos en la Naturaleza no podría resultar más bello; las escalas inconcebibles del Cosmos, la sencillez de los átomos oculta en la complejidad del mundo natural, el lenguaje de la vida escrito en una hélice de bases nitrogenadas, la rareza del mundo cuántico o el viaje desde los confines del Universo de un insignificante neutrino que termina por estamparse contra el hielo de un continente a la deriva en un insignificante planeta a la deriva para deleite de un insignificante grupo de Homos Curiosos … ¿a la deriva?

Links:
- web HiRes: http://www.cosmic-ray.org/

- web Auger: http://www.auger.org/

- video sobre rayos cosmicos (http://aspire.cosmic-ray.org/movies/sub01.wmv?ASPIRE_Session=c042d0286bdaf65ce9444c8c13c43d27)

- articulo técnico de IceCube sobre los dos neutrinos más energéticos: http://arxiv.org/pdf/1304.5356v2.pdf

- Noticia sobre el premio a Aya Ishihara por el descubrimiento de Epi y Blas: http://wipac.wisc.edu/news/view/140

* Las graficas tecnicas han sido extraidas de presentaciones de Naoko Kurahashi, Claudio Kopper y Nathan Whitehorn.

Esto completa mas o menos la serie de entradas sobre IceCube que comence estando todavia en el Polo. Os recuerdo los links por tenerlos todos a mano. Faltaria quiza una entrada adicional con toda la ciencia extra que se hace tambien con IceCube, como la busqueda de materia oscura, los estudios sobre rayos cosmicos, la busqueda de fenomenos exoticos como los monopolos magneticos, el estudio de propiedades de los neutrinos como las oscilaciones a alta energia, sin olvidar por ejemplo estudios paleoclimaticos a partir de medidas del interior del hielo antartico. Es bueno que queden cosas por contar, y las ire contando a la vuelta del verano, porque estas semanas voy a dedicar el tiempo que tenga a reorganizar algo el blog para que toda la informacion que hay en este momento, que es bastante, sea mas accesible y este mas ordenada. Ademas quiero añadir nuevas secciones e informacion.

Serie completa sobre el telescopio de neutrinos IceCube:

- Su construccion: IceCube. Construccion.
- Los modulos opticos: IceCube. Los modulos Opticos (DOMs)
- El procesado de las señales: IceCube. La toma de datos.
- El descubrimiento de Epi: Epi (I)
- El analisis de los neutrinos ultraenergeticos (esta entrada): Epi (II)
- Os recuerdo tambien una entrada que no se si aclara o confunde mas sobre que es un neutrino: ¿Que es un neutrino?

Por supuesto, son bienvenidos comentarios, sugerencias, criticas, correcciones o preguntas.

This entry was posted in Uncategorized. Bookmark the permalink.

Comments are closed.