El AMS-02 (AMS Collaboration).
La importancia de los rayos cósmicos
Bajo el nombre genérico de rayos cósmicos se esconden todas aquellas partículas que llegan a nuestro planeta desde el exterior del Sistema Solar. Dependiendo de su origen, los científicos prefieren denominarlos GCR (Galactic Cosmic Rays) o EGC (Extragalactic Cosmic Rays), porque, como todo el mundo sabe, un acrónimo siempre transmite una mayor seriedad. "Rayos cósmicos" suena a algo salido de un episodio de los 'Cuatro Fantásticos', mientras que GCR transmite el aplomo que la ciencia de verdad necesita. En cualquier caso, cuando hablamos de rayos cósmicos casi siempre nos referimos a los GCR, ya que los ECR son una rareza cósmica. Se cree que la mayor parte de los GCR se originaron hace millones de años durante la explosión de alguna supernova, mientras que otros nacieron en las cercanías de alguna estrella de neutrones o agujero negro. Desde entonces han vagado por la Vía Láctea confinados por la acción del campo magnético galáctico. La mayoría de estas partículas son protones (un 90% aproximadamente) y partículas alfa (núcleos de helio, un 8%), pero el 2% restante está formado por núcleos pesados, electrones y partículas de antimateria (positrones y antiprotones). Y precisamente en el análisis de estas partículas de antimateria reside el principal interés del AMS.
Los rayos cósmicos chocan con las moléculas de la alta atmósfera para producir una cascada de partículas secundarias (AMS Collaboration).
Como cualquiera que haya leído 'Ángeles y demonios' sabe, los científicos se pasan el día creando antimateria en los aceleradores de partículas. Aunque en realidad se trata de una cantidad claramente insuficiente para destruir ciudades o propulsar cohetes, la antimateria no es una sustancia exótica, ni mucho menos. Pero la antimateria cósmica es otro cantar. Algunos de los positrones (y antiprotones) que llegan a la Tierra desde las profundidades del cosmos podrían ser resultado de la aniquilación de partículas demateria oscura, esa misteriosa sustancia que forma el 23% del Universo pero que nadie sabe qué es.
La composición del Universo (AMS Collaboration).
De acuerdo con muchos modelos teóricos, las partículas de materia oscura fría (WIMPs) como el neutralino serían sus propias antipartículas. Por lo tanto, cuando dos partículas de materia oscura colisionan entre sí -un suceso relativamente poco frecuente-, generan rayos gamma que a su vez crean otras partículas secundarias, incluyendo positrones. Si somos capaces de medir la proporción entre el flujo de electrones y el de positrones cósmicos, podríamos en principio determinar de forma indirecta la masa de la(s) partícula(s) de materia oscura. Por supuesto, la materia oscura no es la única fuente posible de positrones cósmicos, ya que probablemente la mayoría se ha formado bien mediante la interacción de protones y núcleos pesados con el gas intergaláctico, bien por la acción de estrellas de neutrones.
Si los positrones son interesantes, los antiprotones lo son aún más. Poco después del Big Bang se formaron partículas de materia y de antimateria, un proceso conocido comobariogénesis. No obstante, no parece que existan regiones de nuestro Universo formadas por antimateria. Si las hubiese, observaríamos continuamente en el cielo potentes emisiones de rayos gamma procedentes de la aniquilación de las galaxias con lasantigalaxias. Para evitar esta aparente paradoja, los científicos concluyeron hace muchos años que en el Universo primordial se formó más materia que antimateria cortesía de una violación en la simetría de las leyes físicas conocida como la asimetría carga-paridad (CP). Todo el Universo visible, incluidos nosotros mismos, sería el resultado de esa pequeña asimetría primigenia. Sin embargo, y pese a su popularidad, lo cierto es que la asimetría CP no es más que una explicación ad hoc y el misterio del desequilibrio primordial entre materia y antimateria sigue sin estar resuelto. Puede que no existan antigalaxias o antiestrellas, pero por lo que sabemos podrían existir perfectamente antiprotones primordiales viajando por el espacio. Es más, quizás existan hasta núcleos de antihelio o anticarbono formados poco después del Big Bang. O quizás no. Pero está claro que vale la pena estudiarlos, tanto si finalmente los descubrimos como si no.
AMS-02: una historia turbulenta
Determinar la naturaleza de la materia oscura, estudiar la antimateria primordial, analizar los fenómenos más violentos del Universo...parece claro que los detectores de rayos cósmicos son instrumentos con un enorme potencial científico. Entonces, ¿por qué hemos tenido que esperar al AMS para estudiar estos fenómenos? ¿Por qué no se han construido instrumentos similares en la Tierra? La respuesta es que sí lo hemos hecho, pero resulta muy difícil analizar los rayos cósmicos desde la superficie terrestre. Al chocar con las moléculas de la atmósfera, los rayos cósmicos generan una cascada de partículas secundarias que enmascaran la naturaleza original de las partículas incidentes. Por este motivo, los detectores de rayos cósmicos situados en la Tierra sólo son capaces de detectar las partículas más energéticas (por encima de 1 TeV). Las partículas con menos energía se pierden en el ruido de las partículas secundarias. Si queremos estudiar las codiciadas partículas de antimateria necesitamos un instrumento situado en el espacio.
Por supuesto, el AMS-02 no es el primer instrumento de este tipo que alcanza la órbita. Muchos otros han sido lanzados anteriormente (PAMELA, HEAT, etc.), pero la clave estriba en la sensibilidad excepcional de esta máquina. Determinar la naturaleza exacta de los rayos cósmicos es muy complicado, incluso estando en el espacio. Un método utilizado por la práctica totalidad de detectores situados en los aceleradores de partículas es emplear un potente imán para desviar la trayectoria de las partículas cargadas. De este modo, las partículas incidentes modificarán su trayectoria en función de su masa y velocidad al atravesar el campo magnético, lo que delata su naturaleza. Un instrumento de este tipo se denomina espectrómetro magnético. Sin embargo, si echamos un vistazo a cualquiera de los detectores situados en los aceleradores de partículas podremos entender por qué no se ha lanzado antes un instrumento de estas características. Los detectores de partículas son grandes y consumen cantidades ingentes de energía eléctrica, precisamente dos características que entran en conflicto con los requisitos más básicos de cualquier misión espacial.
A ver quién es el guapo que manda esto al espacio (CERN).
Aunque la idea de lanzar un gran espectrómetro magnético para estudiar los rayos cósmicos ha rondado la mente de los científicos desde los años 70, no sería hasta 1994 cuando el AMS vería la luz. Por entonces, Rusia y los Estados Unidos habían acordado fusionar sus proyectos de estaciones espaciales (Mir 2 y Freedom, respectivamente) para crear la estación espacial internacional. La ISS sería el proyecto espacial más caro y complejo de la historia y la NASA se lanzó a una frenética carrera para buscar aplicaciones científicas que justificasen la construcción de este laboratorio orbital. Pero con la excepción de los consabidos experimentos relacionados con la microgravedad, lo cierto es que la ISS no era la plataforma ideal para experimentos científicos. La mayoría de instrumentos astronómicos o de observación terrestre serían más útiles -y baratos- instalados en satélites convencionales.
Pero los destinos de la ISS y la investigación de los rayos cósmicos se cruzarían de la mano de Samuel Ting. Ting había ganado el premio Nobel de física en 1976 y creía firmemente en el uso de detectores espaciales que complementasen los aceleradores de partículas terrestres. Haciendo uso de sus influyentes contactos al más alto nivel, Ting presionó para que entre los instrumentos principales de la estación se incluyese un espectrómetro magnético al que denominó Alpha (el nombre no oficial de la ISS por aquella época). A diferencia de otros instrumentos científicos, un espectrómetro magnético funcionaría igual o mejor acoplado a la ISS que en vuelo libre. Además, su gran masa no sería un problema y los enormes paneles solares de la estación proporcionarían toda la energía eléctrica que el instrumento pudiese necesitar. De hecho, se determinó que el AMS saldría más barato acoplado a la ISS que como satélite independiente. La NASA aceptó encantada la propuesta de Ting y pasó a desarrollar el instrumento junto con el departamento de energía (DoE). Pronto se sumaron colaboraciones de varios países y el instrumento creció en complejidad al mismo tiempo que su coste se disparó hasta superar los 1500 millones de dólares.
Samuel Ting, investigador principal del AMS (DLR).
Se planearon dos misiones, la AMS-01 y la AMS-02. AMS-01sería un prototipo del instrumento definitivo que debería viajar en la bodega del transbordador espacial durante diez días y tendría un consumo de 700 W. AMS-02 sería el instrumento que estaría en el exterior de la ISS, con un consumo de casi 3 kW. El imán del AMS-01, la parte más crítica del aparato, sería permanente ("normalito", vamos), pero el AMS-02 emplearía un imán superconductor capaz de generar un potentísimo campo magnético de 0,9 tesla (9000 gauss). La superconductividad tenía un alto precio, y es que el imán debía estar refrigerado por helio líquido, lo que limitaba su vida útil. Según el plan original, el AMS-02 sería instalado durante tres años en el exterior de la ISS hasta que el helio se agotase y el imán superconductor dejase de funcionar. Después sería retirado por el transbordador y traído de vuelta a la Tierra para una misión posterior.
Configuración inicial del AMS-02 (AMS Collaboration).
El AMS-01 volaría finalmente en 1998 durante la STS-91 Discovery, la última misión de un transbordador a la estación espacial rusa Mir. En 1999 comenzaría la construcción del AMS-02. De acuerdo con lo planeado, el AMS-02 viajaría a la ISS en 2002 a bordo de la STS-121, aunque la misión sufriría varios retrasos. Desgraciadamente, fue entonces cuando tuvo lugar la catástrofe del Columbia. Poco después, la NASA decidió que los transbordadores espaciales serían retirados en 2010. Sólo se lanzarían las misiones esenciales para terminar el montaje de la ISS, nada más. Después de tantos desvelos, el AMS-02 sería cancelado en 2005. Pero la historia no quedó ahí. Samuel Ting y los científicos del proyecto volvieron a presionar para forzar el retorno del AMS-02 al manifiesto de vuelo de la NASA. Contra todo pronóstico, en 2007 el Congreso de los Estados Unidos obligó a la agencia espacial a incluir una vez más el AMS-02 en sus planes.
El AMS-01 en la bodega del Discovery en 1998 (en la parte inferior) (NASA).
Detalle del AMS-01 (NASA).
Sin embargo, el proyecto debía revisarse. Se acordó eliminar el imán superconductor e incluir un imán permanente de "sólo" 0,13 tesla (1250 gauss o 4000 veces el campo magnético terrestre), una decisión que no estuvo exenta de polémica. De este modo, la vida del instrumento no estaría limitada a los tres años inicialmente previstos y podría permanecer en servicio entre diez y quince años, o lo que es lo mismo, hasta que el campo magnético del imán se volviese demasiado débil para ser útil. La precisión del instrumento a bajas energías se reduciría en un 10%, precisamente el rango más interesante desde el punto de vista científico. A cambio, el AMS-02 estaría más años en funcionamiento y, por lo tanto, podría detectar una mayor cantidad de partículas (en un factor de 2-6 veces más).
Instalando el imán permanente del AMS-02 (AMS Collaboration).
Características del campo magnético del imán permanente del AMS (AMS Collaboration).
El imán superconductor refrigerado por helio finalmente cancelado (AMS Collaboration).
Comparación entre el imán permanente (derecha) y el superconductor (izquierda) (AMS Collaboration).
Diferencia entre la sensibilidad del AMS-02 con el imán permanente (línea azul) y el superconductor (línea roja). La pérdida de sensibilidad es patente a bajas energías (AMS Collaboration).
El AMS durante las pruebas en el ESTEC de la ESA (AMS Collaboration).
En 2008 el AMS-02 recibiría la aprobación oficial y en 2009 la NASA incluyó una última misión en el programa del shuttle con el único objetivo de lanzar el AMS-02 hasta la ISS, misión que se denominó STS-134 (aunque finalmente la última misión del transbordador será la STS-135 Atlantis). Después de 16 años, el AMS-02 despegaría por fin el 16 de mayo de 2011 a bordo del Endeavour.
El AMS-02 en la bodega del transbordador Endeavour (NASA).
El AMS-02
El AMS-02 es un instrumento único capaz de detectar rayos cósmicos en el rango de energías de 0,5-2000 GeV. Es capaz de discriminar un núcleo de antihelio entre diez mil millones de núcleos de helio, así como medir la composición y el espectro de las partículas cargadas con una precisión del 1%. El imán permanente tiene unas dimensiones de 1,105 x 0,800 metros y una masa de 1200 kg. Está compuesto por 6000 bloques de una aleación de neodimio, hierro y boro.
Vista del AMS-02 y sus instrumentos (AMS Collaboration).
El papel de cada instrumento (AMS Collaboration).
El AMS-02 incorpora un total de ocho instrumentos:
- TRD (Transition Radiation Detector): al estar situado en la parte superior del AMS, se trata del primer instrumento que atravesarán las partículas antes de pasar por el imán. Permite distinguir entre las partículas ligeras y pesadas con la misma carga, lo que es fundamental para separar los protones de los positrones. Está compuesto por 328 módulos, cada uno de ellos con 16 celdas rellenas de xenón y dióxido de carbono. Si un electrón o un positrón atraviesa estas celdas, emitirá rayos X, mientras que un protón no lo hará. Contiene 5 kg de gas, el cual tardará 24 años como mínimo en filtrarse fuera del instrumento.
Instrumento TRD (en negro) en la parte superior del AMS (AMS Collaboration).
- ToF (Time of Flight Counters): es un instrumento formado por dos detectores en ambos extremos del AMS que permiten determinar la velocidad y dirección de las partículas incidentes siempre que éstas se muevan por debajo del 98% de la velocidad de la luz. Tiene una resolución temporal de 160 picosegundos.
Parte superior e inferior del ToF (AMS Collaboration).
- Sensores de silicio (Silicon Trackers): permiten determinar la trayectoria de las partículas mientras pasan por el AMS, una información vital para determinar su naturaleza.
Los detectores de silicio integrados con el imán principal (AMS Collaboration).
- TAS (Tracker Alignment System): se trata de un sistema de láseres que monitoriza constantemente la alineación de los detectores de silicio con una precisión superior a cinco micras.
TAS (AMS Collaboration).
- ACC (Anti-Coincidence Counter): permite determinar qué partículas entran en el AMS por los laterales en vez de por los extremos para así no tenerlas en cuenta en los datos.
El ACC está en el lateral del AMS (AMS Collaboration).
- RICH (Ring Imaging Cherenkov Detector): calcula la velocidad de las partículas incidentes midiendo la radiación Cherenkov emitida. Ha sido construido con colaboración española.
RICH (AMS Collaboration).
- ECAL (Electromagnetic Calorimeter): permite determinar la energía de las partículas incidentes. Está formado por un bloque de plomo en varios niveles con miles de fibras ópticas en su interior.
Uno de los "ladrillos" de ECAL (AMS Collaboration).
- Sensores estelares y GPS: determinan la posición exacta del AMS con respecto a la ISS y la Tierra.
España ha invertido 11,4 millones de euros en el AMS-02 colaborando en la construcción del instrumento RICH, un esfuerzo que ha sido canalizado por el Centro de Investigaciones Energéticas, Medioambientales y Tecnológicas (CIEMAT) y el Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC).
Como hemos visto, AMS-02 será capaz de discriminar entre distintos candidatos a materia oscura (por ejemplo, neutralinos o bosones de Kaluza-Klein) midiendo el flujo de positrones. En caso de no detectar ningún exceso de positrones, probablemente habría que revisar los modelos actuales de materia oscura. Por otro lado, quizás la contribución científica más importante a largo plazo del AMS-02 será establecer un límite a la cantidad de antimateria primordial existente en la actualidad. Además de investigar la materia oscura y la antimateria primigenia, AMS-02 podrá detectar posibles partículas de "materia extraña" (strangelets).
Espectro de positrones detectado por el AMS-02 generado por neutralinos de tres masas distintas (AMS Collaboration).
Así vería el AMS-02 el espectro de la materia oscura formada por bosones de Kaluza-Klein (AMS Collaboration).
Límite que establecerá el AMS-02 a la existencia de un flujo de antihelio primordial (AMS Collaboration).
Límite en el flujo de antiprotones detectado por el AMS-02 después de diez años (AMS Collaboration).
Flujo límite de partículas extrañas (strangelets) que podrá determinar AMS-02 (AMS Collaboration).
Lugar que ocupará el AMS-02 en el exterior de la ISS (NASA).
El AMS-02 promete revolucionar la física moderna y se ha convertido en la gran esperanza de aquellos que quieren ver en la ISS una plataforma científica de primer orden. Pero según sus numerosos críticos, con los más de dos mil millones de dólares que ha costado este instrumento se podrían haber lanzado muchas otras misiones espaciales tanto o más interesantes. Dentro de unos años sabremos si todo este esfuerzo ha valido la pena. Quién sabe, a lo mejor sí que existen las antigalaxias.
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