Las estrellas de neutrones son los objetos más densos observables en el Universo. Sólo son superadas por el interior de los hoyos negros, que no es observable. En colisiones relativistas de iones pesados, en RHIC o en el LHC, es posible alcanzar densidades superiores, pero con una enorme densidad de energía (cientos de GeV por nucleón), mientras que la materia en el interior de una estrella de neutrones es altamente degenerada.

En la Fig. 1 se presenta lo que, teóricamente, consideramos es la estructura de una estrella de neutrones. Con un radio de unos 10 km, el 98% de la masa se encuentra a densidades supra-nucleares en el núcleo de la estrella, mientras que una capa de aproximadamente un kilómetro de espesor, la corteza, está formada de núcleos atómicos. En la superficie tenemos una atmósfera, de unos cuantos centímetros de espesor, donde se forma el espectro térmico que podemos observar. A una densidad ρ ~ 10⁴g cm^-3 la materia está totalmente ionizada y cuando ρ ~ 10⁶g cm^-3 los electrones forman un gas de Fermi relativista. Dada la enorme energía en este gas de electrones, resulta energéticamente favorable fusionar parte de los electrones con protones, lo que resulta en núcleos cada vez mas ricos en neutrones conforme aumenta la densidad. Cuando ρ ~ 5×10¹¹g cm^-3, el número de neutrones es tal que no caben mas en los núcleos. Hemos alcanzado el punto de “goteo” de neutrones, donde además de los núcleos y el gas de electrones, tenemos un gas “libre” de neutrones. Al acercarse a la densidad nuclear, ρ₀ ~ 2.8×10¹⁴g cm^-3 los núcleos se fusionan y entramos al “núcleo” de la estrella (“core” en ingles). En la zona de transición es muy probable que encontremos núcleos no esféricos, muy alargados (“espaguetis”) y bidimensionales (“lasañas”), lo que comúnmente se llama la fase “pasta” (ver recuadro “A” en la Fig. 1). Dadas las altas presiones en la corteza ésta debe ser sólida, muy probablemente en forma cristalina (recuadro “B” en la Fig. 1).

Figura 1. Visión “artística” de una estrella de neutrones. (D. Page, en “Fronteras del Universo”, Ed. M. Peimbert, 2000, Fondo de Cultura Económica)

En el núcleo de la estrella, empezamos con un líquido cuántico de neutrones, protones y electrones. Las interacciones débiles, tipo β, como

permiten ajustar las densidades n_n y n_p de nucleones. Debido a las diferencias de masas, la primera de estas reacciones ocurre espontáneamente en el vacío mientras que la segunda requiere de energía cinética en el estado inicial. En un medio denso las energías relevantes no son las masas, sino los potenciales químicos de las partículas, los cuales incluyen la masa, la energía cinética de Fermi y la energía potencial. Esta última requiere de un modelo de las interacciones fuertes a densidades supra-nucleares; el equilibrio energético y efecto de las reacciones β, determinan n_n y n_p. El resultado es que a ρ = &rho₀ los nucleones se distribuyen en una proporción de 5% de protones por 95% de neutrones, aunque la fracción de protones aumenta con la densidad. Nuevas partículas pueden aparecer a mayores densidades, como hiperones o condensados de mesones (π – o K -). El núcleo interior de la estrella, está marcada en oscuro en la Fig. 1, con un gran signo de interrogación, ya que existe la posibilidad de se alcance la densidad suficiente para inducir desconfinamento de los quarks. Refiero el lector a [1] para más detalles y referencias a los trabajos originales.

Neutrinos

Producidas en explosiones de supernovas, con temperaturas iniciales superiores a los 50 MeV ~ 50×10¹⁰ K, las estrellas de neutrones jóvenes se enfrían por emisión de neutrinos, hasta llegar a una edad de unos 100,000 años, a partir de lo cual la pérdida de energía por emisión de fotones térmicos en la superficie empieza a dominar. El proceso de emisión de neutrinos más eficiente es el descrito en la Eq. (1), llamado “Urca directo”, con una emisividad ε_DUrca ≈ 10²⁷ (T/10⁹ K)⁶ erg cm^-3 s^-1.Esto implica que un metro cúbico de materia podría producir una luminosidad (L = 3.8×10³³ erg s^-1) de neutrinos cuando T=10⁹ K. Sin embargo, la reacción (1) tiene una fuerte limitante: la conservación del momento, la cual requiere un concentración de protones superior al 15%; por lo cual el proceso Urca directo está cinematicamente prohibido. Sin embargo, existen procesos como

que proporcionan el momento faltante, aquí el neutrón n’ es una partícula del medio. Nótese que el proceso (2), llamado “Urca modificado” por involucrar dos fermiones degenerados, comparado con el proceso (1) es mucho menos eficiente, ε_MUrca ≈ 10²¹ (T/10⁹ K)⁸ erg cm^-3 s^-1, con una dependencia en la temperatura de la forma T⁸ en lugar de T⁶. El proceso (2) es el mecanismo estándar de enfriamiento y el proceso (1) soló actua a densidad altas, es decir en estrellas muy masivas.

Superfluidez y Superconductividad

La teoría BCS de superconductividad está basada en la formación de pares de Cooper y en la aparición de una brecha Δ(T) en elespectro de excitaciones, cuando la interacción entre fermiones es atractiva. La presencia de una brecha y consecuentemente la existencia de pares de Cooper en núcleos fue observada en 1958, poco tiempo después de la formulación de la teoría BCS y es un ingrediente esencial en los modelos de estructura nuclear. Para momentos p<1.5 fm^-1 la interacción nuclear n-n o p-p es atractiva en el canal ¹S₀ (en notación espectroscópica: singlete de espín, momento angular orbital L=0 y J=L+S=0). Esto lleva a predecir que los neutrones deben de formar un superfluido en la corteza interna de una estrella de neutrones mientras que los protones, debido a su baja concentración, formarían un superconductor en el núcleo exterior. En el núcleo de la estrella el momento de Fermi de los neutrones es superior a 1.5 fm^-1 y el canal ¹S₀ se vuelve repulsivo. Sin embargo la formación de pares de Cooper en triplete de espín, en el canal atractivo ³P₂, es posible. A mas altas densidades es probable que los hiperones y/o los quarks formen superfluidos/superconductores. El interior de una estrella de neutrones es un paraíso para pares de Cooper, pero el calcular precisamente el tamaño de la brecha Δ(T), y el valor de T_c, es una pesadilla para el físico teórico. El caso del helio-3 es un ejemplo de ello y en el caso del apareamiento ³P₂ de los neutrones a densidades supra-nucleares las predicciones para Δ van desde casi 0 hasta más de 5 MeV.

La presencia de una brecha Δ en el espectro de excitaciones implica que cuando T<<T_c estas son fuertemente suprimidas, aproximadamente por un factor de Boltzmann exp (-Δ(T)/T). En consecuencia, el calor específico C_v, así como todos los procesos de emisión de neutrinos en los cuales esta componente apareada participa, están exponencialmente suprimidos. Sin embargo, la transición de fase es de segundo orden, es decir continua. Cuando T ~ T_c, como es bien conocido en el caso de los superfluidos/superconductores terrestres, el calor específico C_v aumenta en un factor del orden 2.5. Otro aspecto del desarrollo progresivo del condensado es el constante rompimiento y formación de pares de Cooper, cuando T ~ T_c , y la posibilidad de que el condensado decaiga en un par neutrino – anti-neutrino:

donde <nn´> representa el condensado de pares de Cooper. Este “proceso de Cooper” puede ser mas eficiente que el Urca modificado (2) por mas de un orden de magnitud.

Enfriamiento y Superfluidez

Esta breve descripción permite esbozar el panorama de la evolución térmica de estrellas de neutrones: a partir de su nacimiento se enfrían por emisión de neutrinos y cuando alcanzan edades del orden de 10⁵ años su evolución se determina por la emisión superficial de fotones.

La tasa de emisión de neutrinos es muy sensible a la composición de la materia a densidades supra-nucleares: cualquier cambio a la composición relativa de neutrones a protones resulta en emisividades de neutrinos altísimas y enfriamiento muy rápido. Tenemos un zoológico completo de modelos de materia ultra densa, casi todos prediciendo un enfriamiento rápido. Por otra parte, el enfriamiento rápido puede ser moderado por el apareamiento de las partículas, mientras la brecha, o la temperatura crítica, sea suficientemente grande. Nos encontramos con el problema de la casi imposibilidad de calcular con suficiente precisión el tamaños de las brechas relevantes y el hecho de que la emisión de neutrinos es controlada por estas brecha de manera exponencial. Las dos revisiones [2] y [3] presentan mas detalles sobre los mecanismos de enfriamiento.

Del lado observacional, tenemos una docena de estrellas de neutrones jóvenes con temperaturas estimadas. Sus altas temperaturas superficiales, entre 0.5 y 2×10⁶ K, indican que ningún proceso Urca directo está actuando en ellas, al menos que esté fuertemente suprimido por apareamiento de las partículas que participen en el proceso. El “modelo mínimo” de enfriamiento [4] fue desarrollado con el fin de presentar un punto de referencia con el cual comparar estas observaciones e identificar posibles candidatas a estrellas conteniendo algún tipo de materia “exótica”. Este modelo excluye a priori cualquier forma de materia densa que resulte en enfriamiento rápido, es decir una alta concentración de protones, condensados de mesones, hiperones y quarks desconfinados. Sin embargo considera el efecto de la superconductividad / superfluidez de protones / neutrones, es decir el apareamiento, y el aumento en la emisión de neutrinos por el proceso de Cooper durante la transición de fase. Resulta que los procesos Urca modificados por si mismos no son suficientemente eficientes para explicar la evolución de las estrellas mas frías pero sí se pueden interpretar las observaciones tomando en cuenta el proceso de Cooper, bajo una condición: la temperatura crítica máxima, T_c, para el apareamiento ³P₂ de los neutrones debe estar entre 1/2 y 2×10⁹ K [5]. En este rango de valores de T_c el proceso de Cooper domina el enfriamiento a edades entre unos cientos hasta unas decenas de miles de años de edad.

En el caso contrario debemos suponer la presencia de algún tipo de materia extra para entender la evolución de estas estrellas de neutrones jóvenes. En conclusión, hasta hace poco tiempo nos encontrábamos en una situación que requería de alguna nueva pista para poder avanzar.

El Caso de Cas A

Casiopeia A es un remanente de supernova en la constelación de Casiopeia. Por su interés astronómico, la NASA decidió inaugurar el satélite de rayos X Chandra, su “primera luz”, con una imagen de este remanente en agosto del 1999 (ver Fig. 2). ¡En el centro de la imagen apareció la estrella de neutrones, “Cas A”, formada por la supernova! Con una edad de unos 330 años es la estrella de neutrones más joven conocida. Al analizar 10 años de observaciones del remanente, y de su estrella, Craig Heinke y Wynn Ho encontraron que Cas A se había enfriado en un 4% del año 2000 al 2009 [5] y que ¡su flujo se había reducido en un 20%! Esta evolución es inconmpatible con casi todas la predicciones teóricas.

Figura 2. El remanente de supernova Casiopeia A en rayos X: primera luz de Chandra, en agosto del 1999. El punto brillante en su centro es la estrella de neutrones, descubierta en esta observación. (Crédito: NASA/CXC/SAO)

La luminosidad térmica de fotones de la estrella es L_X ≈ 10³⁴ erg s^-1 mientras que la tasa de enfriamiento observada, junto con una estimación del calor específico, requiere que la estrella esté perdiendo energía térmica a una tasa de 10³⁸ erg s^-1. ¿Cuál puede ser el agente de enfriamiento que supere al de fotones por 4 órdenes de magnitud? Sólo puede ser la emisión de neutrinos.

Aunque un comportamiento como el de Cas A es sorprendente, había sido descrito teóricamente con anterioridad (ver, e.g., la Fig. 6 en [5] o Fig. 8 en [2]). Después de afinar detalles, la interpretación resulto clara [7,8]: tras un lento enfriamiento previo, la temperatura interna T de Cas A alcanzó, en las últimas décadas, la temperatura crítica de superfluidez de los neutrones, T_c, lo cual disparó la fuerte emisión de neutrinos por el proceso Cooper. La figura 3 ilustra esto con tres modelos: a edades superiores a los 100 años, sin superfluidez (“T_c=0”), el enfriamiento es lento; al contrario, con una T_c demasiado alta (“T_c=10⁹ K” ), el enfriamiento rápido ocurre demasiado temprano y posteriormente el enfriamiento es también lento; mientras que con T_c=5.5×10⁸ K el enfriamiento rápido, pero transitorio, ajusta perfectamente las observaciones. Además de ser, posiblemente, la primera evidencia directa de la existencia de superfluidez a densidades supra-nucleares, esto nos proporciona una “medición” bastante robusta de la temperatura crítica T_c para los neutrones y los detalles del enfriamiento rápido implican también que los protones deben de ser superconductores con una temperatura crítica más alta. Si la interpretación resiste al tiempo, y el enfriamiento continua durante varias décadas como lo predice el modelo, estaríamos viendo en tiempo real una gran concentración de neutrones pasando por la transición de fase de superfluidez.

Figura 3. Tres modelos de enfriamiento, temperatura efectiva “al infinito” Te ∞ vs edad: ver texto para descripción. La estrella marca el valor observado de Cas A y el recuadro detalla el ajuste del modelo con las cinco observaciones de Chandra. (Adaptado de la Ref. [8])

El Futuro: ¿Exótico?

Lo bizarro de un superfluido estelar ha recibido mucha cobertura mediática (ver, e.g., [9]). Sin embargo, lo más importante de estos resultados es que podemos, por lo menos en el caso de Cas A, borrar la zona oscura y el signo “?” en el centro de la Fig. 1. Hace seis meses estábamos todavía caminando en medio de una jungla de modelos, pero sólo uno de ellos parece sobrevivir a la observación del enfriamiento de Cas A que podría ser la “Piedra de Rosetta” de la física de materia ultra-densa. Es ciertamente sólo media piedra: hay evidencias de estrellas que sufren emisión de neutrinos todavía mucho más intensa como son los casos de SAX J1808.4-3658 y 1H 1905+00. Estos dos objetos están en sistemas binarios con acreción transitoria: cuando termina una fase de acreción esperamos ver la superficie caliente de la estrella, estrellas de primera generación como Cas A. Al considerar densidades más altas, alcanzadas en estrellas más masivas, el signo “?” vuelve a aparecer. Sin embargo, el entender con un sorprendente lujo de detalle, la estructura y la evolución de una estrella “mínima” como Cas A, nos abre el camino para identificar más claramente objetos realmente “exóticos”.

Referencias:

[1] Page, D., & Reddy, S., “Dense Matter in Compact Stars: Theoretical Developments and Observational Constraints”, Annu. Rev. Nucl. Part. Sci. 56, 327, (2006)

[2] Yakovlev, D. G., & Pethick, C. J., “Neutron Star Cooling”, Annu. Rev. Astronom. & Astrophys. 42, 169, (2004)

[3] Page, D., Geppert, U., & Weber, F., “The Cooling of Compact Stars”, Nucl. Phys. A 777, 497, (2006), numero especial sobre Nuclear Astrophysics.

[4] Page, D., Lattimer, J. M., Prakash, M., & Steiner, A. W., “Minimal Cooling of Neutron Stars: A New Paradigm”, Astrophys. J. Suppl. 155, 623, (2004).

[5] Page, D., Lattimer, J. M., Prakash, M., & Steiner, A. W., “Neutrino Emission from Cooper Pairs and Minimal Cooling of Neutron Stars”, Astrophys. J. 707, 1131, (2009)

[6] Heinke, C. O., & Ho, W. C. G., “Direct Observation of the Cooling of the Cassiopeia A Neutron Star”, Astrophys. J. Lett. 719, 167, (2010)

[7] Shternin, P. S., Yakovlev, D. G., Heinke, C. O., Ho, W. C. G., & Patnaude, D. J., “Cooling Neutron Star in the Cassiopeia-A Supernova Remnant: Evidence for Superfluidity in the Core”, Mon. Not. Roy. Astron. Soc.: Lett. 412, 108, (2011)

[8] Page, D., Prakash, M., Lattimer, J. M., & Steiner, A. W., “Rapid Cooling of the Neutron Star in Cassiopeia A Triggered by Neutron Superfluidity in Dense Matter”, Phys. Rev. Lett. 106, 081101, (2011)

[9] “Cassiopeia A: NASA’s Chandra Finds Superfluid in Neutron Star’s Core”: http://chandra.harvard.edu/photo/2011/casa/

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Ciencia

josé manuel nieves / madrid

Día 04/11/2013 – 10.39h

Ponen en marcha un nuevo detector que busca, en la más completa oscuridad bajo el suelo de Dakota del Sur (EE.UU.), un diminuto «flash» que suponga un hito en el mundo de la ciencia

 

 

C.H. Faham

Vista de la parte inferior del soporte del «termo» en el que se pueden ver los detectores de luz

C.H.F.

Montaje del experimento LUX

A 1,5 kilómetros bajo la superficie terrestre, un grupo de científicos está intentando descubrir la identidad exacta de la materia oscura. Con un nuevo detector, que empezaron a construir en 2008 y han puesto en funcionamiento ahora, investigadores de 17 universidades de todo el mundo participan en el experimento LUX en las profundidades de una antigua mina de oro. Se trata de buscar en el ambiente más oscuro posible, a salvo de cualquier haz de luz de cualquier longitud de onda, un minúsculo flash que indicaría una colisión entre una partícula de materia oscura y una partícula de materia normal.

Los científicos que participan en el experimento Large Underground Xenon (LUX) han informado de unos primeros resultados prometedores, tanto desde el punto de vista tecnológico como científico. Este experimento se ha creado para determinar la naturaleza de la materia oscura, una sustancia invisible que los físicos creen que está a nuestro alrededor y que constituiría la mayor parte de la materia en el universo, pero que apenas tiene efecto en nuestras vidas cotidianas. Los científicos acaban de publicar los primeros resultados que, dicen, validan el diseño y el rendimiento de la prueba. Esta investigación desafía estudios previos que afirmaban ‘avistamientos’ de la materia oscura, y ahora está comenzando el proceso de descubrir la identidad exacta de la partícula de materia oscura, un proceso equivalente al trabajo realizado por el Large Hadron Collider en la identificación del bosón de Higgs.

El nuevo laboratorio está situado en una antigua mina de oro cerca de un kilómetro y medio por debajo de las montañas Black Hills, en el estado norteamericano de Dakota del Sur. Los trabajos en el LUX comenzaron en 2008, y el experimento quedó listo para una primera prueba a principios de 2013. En este entorno los científicos están operando algunos de los equipos más sensibles del mundo en un ambiente extremadamente protegido, porque están buscando los minúsculos y extremadamente raros flashes de luz que indicarían una colisión entre una partícula de materia oscura y una partícula de materia normal.

“Hacen falta muchos años para construir estos instrumentos, y siempre estamos empujando las nuevas tecnologías al límite”, afirma el Dr. Enrique Araújo, del Departamento de Física del Imperial College de Londres, quien dirige el equipo de esta universidad que está trabajando en LUX. “Es muy significativo que estuvimos trabajando mucho tiempo en el diseño de LUX hasta que finalmente pudimos presionar el botón “on”. Muchos experimentos nunca alcanzan esta etapa”. Los físicos creen que la materia oscura constituye alrededor de un cuarto de la energía del Universo. Esto es mucho si lo comparamos con la materia ordinaria, que constituye sólo una vigésima parte. El resto se compone de una energía oscura aún más misteriosa.

Datos de mayo de 2004. La zona verde representa el resultado del experimento DAMA, en comparación con los límites de precisión de los experimentos CDMS y EDELWEISS. (como podréis ver, son muchos los experimentos que han buscado las partículas de “materia oscura” sin resultado alguno (introducción del blog que nada tiene que ver con el reportaje).

Desde que el experimento fue instalado bajo tierra en febrero, los investigadores han estado buscando han estado buscando Particulas Masivas de Interacción Débild, WIWPs (Weakly Interacting Massive Particles), que son las principales candidatas a constituir la materia oscura en nuestra galaxia y en el resto del universo. Estas partículas se cree que tienen masa como las partículas normales y que crean una pequeña fuerza de gravedad, pero no pueden ser observados directamente ya que no emiten ni rebotan la luz en ninguna longitud de onda. En escalas más grandes su presencia puede inferirse a partir del movimiento de las estrellas en las galaxias, y de las galaxias individuales en los cúmulos galácticos.

Procedentes del espacio

Las colisiones entre las WIMPs y la materia normal son raras y muy difíciles de detectar porque las partículas de rayos cósmicos provenientes del espacio pueden enmascarar los ya tenues destellos que se esperan de las WIMPs. Sin embargo, pocos rayos cósmicos pueden penetrar tan profundamente como para alcanzar el subterráneo en el que han instalado el experimento LUX y, además, el detector está protegido de la radiación de fondo porque está sumergido en un tanque de blindaje de agua ultra-pura.

“Somos capaces de detectar las tenues destellos de luz usando de manera muy eficaz buenos materiales reflectores y sensores de fotones muy sensibles”, dice el Dr. Araújo, quien añade que “LUX tiene significativamente una mayor sensibilidad que los mejores experimentos sobre materia oscura que se han hecho anteriormente en el mundo, especialmente para las WIMPs más ligeras, que causan las señales más débiles . “

El experimento LUX no encuentra partículas WIMPs de “materia oscura” de menos de 33 GeV (Giga electrón Voltio).

El nuevo resultado LUX desafía las evidencias de otros experimentos, como el CoGeNT y el DAMA, en los que los científicos afirmaron previamente disponer de datos sobre la naturaleza de las WIMPs. El Dr. Araújo cree que “una serie de resultados previos vieron unas WIMPs con una masa especialmente baja. Aunque esta situación pudiera llegar a darse, los nuevos datos revelan que, en esas ocasiónes, se trataba de un caso de identidad equivocada”.

Hace una década, los científicos del programa ZEPLIN, dirigido por el Reino Unido, desplegaron el primer detector de materia oscura de este tipo bajo tierra, en la mina Boulby en North Yorkshire. “Hemos tenido un papel pionero en lo que ha sido la más sensible tecnología de búsqueda de la materia oscura del mundo al construir y operar con tres detectores en Boulby”, explica Araújo. “El último y más sensible, el ZEPLIN III, permitió concluir nuestro programa en 2011, y poco después disfrutamos de LUX”.

Científicos como el Dr. Araújo ya están diseñando, y pronto comenzarán la construcción, del experimento de nueva generación LZ, que es la unión de los dos programas LUX y ZEPLIN. Con 7 toneladas de xenón líquido como objetivo, el LZ será 30 veces mayor que el LUX y tendrá más de 100 veces mejor alcance. Será tan sensible que estará solamente limitado por la interferencia de las señales de fondo de los neutrinos astrofísicos. Estas partículas igualmente teóricas fueron hace tiempo candidatas a explicar el problema de la materia oscura, pero los físicos ya saben hoy que no son lo suficientemente masivas como para conseguir este objetivo.

 

 

El detector de LUX contiene 370 kg de xenón líquido, de los que 250 kg son útiles para la búsqueda de materia oscura. El análisis de los resultados de LUX durante los primeros 100 días de ejecución del experimento equivalen a un estudio de 85,3 días de un volumen de 118 ± 6,5 kg de xenón. La eficiencia de detección de LUX es excelente, como muestra esta comparación de los eventos observados con las simulaciones por ordenador (en el caso de que no haya partículas WIMP de baja masa).

 

 

Como muestra esta figura se han observado 160 sucesos (unos 2 al día) entre 2 y 30 phe (S1), siendo todos ellos consistentes con el fondo esperado, es decir, con la hipótesis nula (que no hay partículas WIMP de baja masa).

 

Este resultado de LUX es unas 20 veces más sensible que los resultados publicados a día de hoy por su competencia: Edelweiss II, CDMS II, ZEPLIN-III y XENON100. La ausencia de partículas WIMP de baja masa contradice los resultados (o indicios) sobre la modulación anual observada en CoGeNT y DAMA/LIBRA, que deben tener otro tipo de explicación. Por supuesto, los resultados de LUX tratan la búsqueda de partículas WIMP cuya interacción elástica con los nucleones del núcleo de xenón es independiente del espín (interaccionan por igual con neutrones y protones). Por ello no se puede descartar la existencia de partículas WIMP cuya interacción con los nucleones sea dependiente del espín.

LUX continuará tomando datos durante 2014 y 2015 lo que mejorará su sensibilidad de forma significativa, aunque no se mejoras espectaculares. Lo dicho, un nuevo resultado negativo en la búsqueda la materia oscura, que cada día parece más escondida en lugares recónditos del espacio posible de parámetros.

Corazón de titanio

El corazón del experimento LUX es un “termo” de titanio de casi dos metros de altura con un tercio de tonelada de xenón líquido enfriado a menos 100 grados centígrados. Cuando una WIMP impacta contra un átomo de xenón retrocede -como una bola de billar blanca cuando golpea el triángulo de apertura de bolas de colores en el snooker- y se emiten fotones de luz al tiempo que se liberan electrones de los átomos circundantes. Los electrones son atraídos hacia arriba por un campo eléctrico y son absorbidos en una capa delgada de gas xenón en la parte superior del tanque, liberando más fotones.

Los detectores de luz en la parte superior y la parte inferior del tanque son cada uno capaz de detectar estas dos firmas de fotones. Las ubicaciones de las dos señales se puede establecer claramente en el espacio de unos pocos milímetros. La energía de la interacción puede medirse con precisión a partir de la luminosidad de los pulsos de luz. Las partículas que interactúan en el xenón causarán estas señales, pero se espera que las interacciones de las WIMP tengan tamaños característicos muy diferentes de los causados por las partículas ordinarias.

Vista del tanque, que se llenó con agua para eliminar los neutrones y subproductos de la radiactividad externa

C.H. Faham”

De todo el Reportaje podemos obtener la idea de que, ciertamente, se continúa buscando el origen de las partículas que conforman la “materia oscura” y, a pesar de los muchos proyectos e intentos que han sido financiados y llevados a cabo… ¡Ninguna ha dado resultado! Y, la dichosa “materia oscura”, no aparece por parte alguna.

Habrá que buscar otra fuente que sea la responsable de que el Universo se expanda a la velocidad que podemos observar y que las galaxias se separen las unas de las otras de manera irremisible que, en el futuro lejano, llevará a nuestro Universo hacia la “muerte térmica”, es decir, al cero absoluto (-273 ºC), en esa temperatura, no existe el mocimiento ni en los átomos y, el frío será el duelo de todo, nada se podrá mover y, la vida, habrá acabado para todos.

Como es cierto que quedan algunos miles de millones de años para que eso llegue, si es que aún estamos por aquí, mientras tanto, ya idearemos la manera de escapar de este Universo para desplazarnos a otros que, m´ças jóvenes que le nuestro, nos pueda acoger y de esa manera preservaremos la especie.

emilio silvera

PD.

Para hacerlo más fácil de entender, he añadido al reportaje original algunas imágenes y comentarios aclaratorios, pido disculpa al Diario ABC. Todo sea por divulgar la Ciencia de la manera más sencilla posible para que todos, lo puedan entender.

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Ciencia

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