ANTIMATERIA, SUPERCONDUCTIVIDAD, BIG BANG, LA ...

Rev.R.Acad.Cienc.Exact.Fís.Nat. (Esp)Vol. 102, Nº. 1, pp 37-63, 2008IX Programa de Promoción de la Cultura Científica y Tecnológica

ANTIMATERIA, SUPERCONDUCTIVIDAD, BIG BANG, LAESTACIÓN ESPACIAL INTERNACIONAL Y LOS VUELOSINTERPLANETARIOSMANUEL AGUILAR BENÍTEZ DE LUGO *

* Real Academia de Ciencias Exactas, Físicas y Naturales. Director del Departamento de Investigación Básica del CIEMAT

RESUMEN

La aparente ausencia de antimateria en nuestragalaxia es una observación de extraordinario interés enAstrofísica de Partículas, una disciplina científicafronteriza entre la Física de Partículas Elementales, laAstrofísica de Altas Energías y la Cosmología. Lahipótesis del Big Bang para el origen del Universopredice que, inmediatamente después de la granexplosión inicial, el Universo era simétrico en materiay antimateria. Las medidas realizadas hasta la fecha,de insatisfactoria precisión, no han detectado canti-dades significativas de antimateria. La explicación decómo el Universo ha evolucionado desde una configu-ración inicial simétrica (igual cantidad de materia yantimateria) a la situación actual (abrumadora prepon-derancia de materia en detrimento de antimateria) esun problema ciertamente fascinante y de gran actua-lidad.

La teoría de la antimateria fue propuesta en 1931por el físico británico P.A.M. Dirac, Premio Nobel deFísica en 1933, y hoy existe incontestable evidencia deque para cada partícula elemental existe su correspon-diente antipartícula, de la que sólo se diferencia en elsigno opuesto de algunas de sus propiedades estáticascomo, por ejemplo, la carga eléctrica. Esta constata-ción es igualmente válida para los núcleos atómicos ylos propios átomos. Desde hace décadas la antimateriaes utilizada de manera rutinaria en los laboratorios deFísica de Altas Energías como, por ejemplo, el CERN.Más recientemente la antimateria ha tenido aplica-ciones prácticas en el terreno del diagnóstico médico yhay iniciativas para extender su utilización en determi-nadas terapias tumorales.

La superconductividad es un fenómeno macroscó-pico de origen cuántico descubierto en 1911 por H.Kamerlingh Onnes, Premio Nobel de Física en 1913.Algunos materiales, como por ejemplo aleaciones deniobio-titanio, no ofrecen resistencia al paso de la co-rriente eléctrica cuando son enfriados a temperaturaspróximas al cero absoluto. Este fenómeno tiene unacreciente utilización en laboratorios de Física de AltasEnergías (imanes superconductores, cavidades deradiofrecuencia) y numerosas aplicaciones en el áreadel transporte (trenes levitados), energía (sistemas dealmacenamiento y transporte de energía) y medicina(resonancia magnética nuclear).

Desde hace unos años, una colaboración científicainternacional dirigida por S.C.C. Ting, Premio Nobelde Física en 1976, en la que participan grupos deinvestigación y empresas españolas, coordinados porel CIEMAT, está desarrollando un proyecto para laconstrucción de un instrumento (el espectrómetromagnético AMS-ALPHA Magnetic Spectrometer),con tecnología superconductora, para estudiar con pre-cisión la radiación cósmica cargada y, en particular,cuantificar la posible existencia de antimateria hasta elconfín observable del Universo. Está previsto que eldetector AMS se instale en la Estación EspacialInternacional (ISS-International Space Station) en elaño 2010.

En este trabajo se describirán algunos aspectos deeste proyecto (antimateria, evolución del Universo,superconductores, experimentación en el trasbordadorespacial Discovery y en la Estación Espacial Interna-cional) y las posibles aplicaciones relacionadas con losfuturos vuelos interplanetarios tripulados, especial-

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mente el problema de la protección radiológica enmisiones de larga duración.

ANTIMATERIA

En 1928 el físico británico Paul A.M. Dirac (1902-1984), Figura 1, publicó dos célebres artículos titu-lados ”The Quantum Theory of the Electron” en losque formulaba la ecuación relativista del electrón, pre-decía su momento magnético y explicaba el efectoZeeman. Posteriormente, en 1931, publicaría otros dosartículos de excepcional importancia, “A Theory ofElectrons and Protons” y “Quantized Singularities inthe Electromagnetic Field”, en el primero de loscuales se introducía la energía negativa de los elec-trones (huecos) y se intentaba identificar estos huecoscon protones. En el segundo artículo se predecía laexistencia del anti-electrón y del antiprotón y se indi-caba la posible existencia de monopolos magnéticos.

En 1933 Paul A.M. Dirac recibió el Premio Nobelde Física, compartido con otro de los grandes crea-dores de la física atómica moderna, Edwin Schrö-dinger (1887-1961).

En su discurso de recepción del galardón, el 12 deDiciembre de 1933, Dirac explicaba que, de acuerdocon su teoría, el positrón o anti-electrón, es simple-mente una imagen especular del electrón con exacta-mente la misma masa y carga eléctrica opuesta altiempo que señalaba que esta nueva partícula debería

tener idénticas propiedades espinoriales. Tambiénanticipaba los mecanismos de aniquilación electrón-positrón liberando energía en forma de radiación elec-tromagnética. En su discurso, Dirac mencionaba quesería deseable disponer de una teoría igualmente satis-factoria para el caso de protones y señalaba que estoexigiría la existencia de una partícula con la mismamasa que el protón y carga eléctrica negativa, elantiprotón.

Dirac especulaba que, si se aceptaba la idea de unasimetría completa entre partículas con cargas eléc-tricas positivas y negativas, debería considerarse quela observada preponderancia de electrones negativos yprotones positivos en la Tierra, y posiblemente en todoel sistema solar, era un mero accidente y apuntaba laposibilidad de que para otras estrellas ocurriese exac-tamente lo contrario, esto es, que estuviesen formadaspor electrones positivos (positrones) y protones nega-tivos (antiprotones). Dirac sentenciaba que las dosclases de estrellas exhibirían exactamente el mismotipo de espectros y que, con las técnicas astronómicasde la época, no sería posible distinguirlas.

En 1932 el físico norteamericano Carl D. Anderson(1905-1991), Figura 2, obtuvo la primera evidenciaexperimental acerca de la existencia de positronesestudiando la radiación cósmica cargada con cámarasde niebla. Este descubrimiento confirmaría la teoría dela antimateria de Dirac y sería galardonado con elPremio Nobel de Física en 1936. Anderson, que en1937 descubriría junto con Seth Henry Neddermeyer

Figura 1. Paul A. M. Dirac (1902-1984), Premio Nobel deFísica en 1933

Figura 2. Carl D. Anderson (1905-1991), Premio Nobel deFísica en 1936

el muón, compartiría este galardón con el físico aus-triaco Victor F. Hess (1883-1964), Figura 3, que, en1912, había descubierto los rayos cósmicos.

En 1955 un grupo de investigadores trabajando enel Betatrón del Lawrence Berkeley Laboratory obtuvola primera evidencia experimental acerca de la exis-tencia del antiprotón. El Betatrón permitía producirprotones con momentos en el intervalo 4,2- 6,2 GeV/cque se hacían colisionar con blancos de Cu. El disposi-tivo experimental consistía en cámaras ópticas dechispas y contadores electrónicos. Los investigadoresOwen Chamberlain y Emilio Segrè recibieron por estedescubrimiento el Premio Nobel de Física en 1959.

El descubrimiento del antiprotón en un experi-mento que utilizaba haces de partículas producidas enun acelerador marca el final de una época dominadapor el estudio de la radiación cósmica como técnicapara descubrir nuevas partículas elementales. Losrayos cósmicos permitieron descubrir el positrón, elmuón, el pión y las partículas extrañas. A partir demediados de los años 50 los aceleradores, las cámarasde burbujas y los dispositivos electrónicos pasarían aser los grandes protagonistas en la búsqueda de nuevaspartículas y nuevos fenómenos. Los sucesivos pro-gramas experimentales permitirían poner de mani-fiesto una rica espectroscopía que sería sistematizadapor el esquema de simetrías SU(3), introducido porMurray Gell-Mann (Premio Nobel de Física en 1969)en 1962, y el modelo de quarks, introducido por elpropio Gell-Mann y Zweig en 1964. El descubrimiento

del barión en el Laboratorio Nacional deBrookhaven en 1964, por Nicholas P. Samios y colab-oradores, daría el espaldarazo definitivo a estas nuevasideas teóricas.

Estos programas experimentales confirmaron lateoría de la antimateria de Dirac. Para cada partículaexiste su correspondiente antipartícula que tieneiguales propiedades estáticas (masa, vida media,modos y relaciones de desintegración) y númeroscuánticos (en particular la carga eléctrica) cambiadosde signo. Sin embargo, desde 1964, gracias a los tra-bajos de James W. Cronin y Val L. Fitch (PremiosNobel de Física en 1988) sobre las desintegraciones delos mesones extraños K0 sabemos que existenpequeñas diferencias (del orden del 1 por mil) en laspropiedades del K0 y anti K0. Este fenómenoconocido como violación de la simetría CP no esexclusivo de los mesones K0. Desde hace unos años elestudio detallado de las propiedades de los mesonesque contienen en su composición un quark b, realizadoen las instalaciones BaBar (SLAC, Estados Unidos) yBELLE (KEK, Japón), ha puesto de manifiesto la vio-lación de esta simetría en las desintegraciones de losmesones B0.

Habría que esperar hasta 1998 para que el estudiode la radiación cósmica, como técnica competitiva enfísica de partículas elementales, recobrase actualidad.En 1998, el estudio con el gigantesco detectorSuperKamiokande (un volumen de 50.000 toneladasde agua ultra pura instrumentado con 11.146 fotomul-tiplicadores de 20” de diámetro), ubicado en el labora-torio subterráneo excavado a 700 m de profundidad enel Monte Ikena (Japón), de los neutrinos muónicosproducidos en la fase final del proceso inducido por lasinteracciones de rayos cósmicos, esencialmente pro-tones, con la atmósfera, pondría de manifiesto queestos neutrinos cambian de identidad cuando viajan.Este fenómeno, conocido como oscilaciones de neu-trinos, está relacionado con la aparente anomalíaobservada en el flujo de neutrinos solares y constituyeun tema de máxima actualidad. El hecho de que losneutrinos tengan masas distintas de cero, consecuenciadel observado fenómeno de oscilaciones, representa laprimera evidencia experimental que contradice uno delas hipótesis del Modelo Estándar de PartículasElementales e Interacciones. Ray Davis y MasatoshiKoshiba recibieron en 2001 el Premio Nobel de Física

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Figura 3. Victor F. Hess Dirac (1883 -1964), Premio Nobel deFísica en 1936

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por el desarrollo de las técnicas experimentales quehicieron posible estos descubrimientos.

Cuando Dirac formuló a principios de los años 30su teoría de la antimateria, la comunidad científicaconsideró que se trataba de un interesante ejerciciointelectual con poca o nula relevancia práctica. Comosuele suceder con frecuencia en el campo de la investi-gación básica, los hechos han venido a demostrar locontrario. Por un lado, desde hace más de cuatrodécadas es posible crear artificialmente en los labora-torios haces de antimateria, especialmente de positro-nes y antiprotones. Los haces de positrones han per-mitido estudiar el proceso de aniquilación electrón-positrón en un amplio intervalo de energías y poner demanifiesto la existencia de nuevas partículas (porejemplo, el quark c y el leptón tau, τ). Los haces deantiprotones han permitido estudiar las colisionesprotón-antiprotón y descubrir nuevas partículas (losquarks b y t, los bosones vectoriales Z0 y W±). Pero nosólo en el proceso de acopio de conocimiento el uso dela antimateria ha demostrado ser una herramienta fun-damental. También en el terreno de la medicina la anti-materia juega un papel relevante. Los tomógrafos poremisión de positrones utilizan la producción deradiación electromagnética en el proceso de aniqui-lación electrón-positrón para la detección de tumores.Más recientemente, en el CERN se están investigandolos efectos de la irradiación de tejidos con haces deantiprotones con fines terapéuticos.

SUPERCONDUCTIVIDAD

El descubrimiento de la superconductividad en1911 por el físico holandés Heike Kamerlingh Onnes(1853-1926), Figura 4, es un ejemplo paradigmáticode una de las características más fascinantes de lainvestigación científica. La Ciencia tiene una forma deproducir resultados que, con gran frecuencia, desafía laintuición humana.

En el último tercio del siglo XIX y principios delXX el estudio del comportamiento de los gases a dis-tintas presiones y temperaturas era un tema de granactualidad. En particular, la relación entre la presión, elvolumen y la temperatura era tema central en el campode la termodinámica y había merecido la atención,entre otros, del también físico holandés Van der Waals

que, entre 1873 y 1880, formuló sus famosas leyes ter-modinámicas. La observación de que determinadaspropiedades de los gases cambian con la temperaturaen desacuerdo con las leyes de Van der Waals propi-ciaron una importante actividad experimental en ellaboratorio que Kamerlingh Onnes creó en 1880 enLeyden y que fue pionero en lo que hoy se conocecomo física de bajas temperaturas.

En el laboratorio de Leyden se consiguió porprimera vez condensar helio a la temperatura de 4,3 K,el único gas conocido que quedaba por licuar. Las téc-nicas experimentales desarrolladas con este fin permi-tieron a su vez estudiar las propiedades de diversosmateriales a temperaturas no alcanzadas hasta la fecha.Los resultados de estas medidas pusieron de mani-fiesto que las leyes que rigen el comportamiento demateriales a muy bajas temperaturas son diferentes delas que explican estos comportamientos a temperaturaambiente o por encima de ella. En particular, seobservó que la resistencia a la conducción eléctrica enel caso de metales puros, como el mercurio, estaño yplomo, disminuye drásticamente con la temperaturaoriginando las llamadas corrientes persistentes. Así,por ejemplo, una corriente de varios centenares deamperios puede circular por una bobina de plomo,enfriada a la temperatura adecuada durante 30 meses,sin que se observen cambios apreciables en su inten-sidad.

Por estos trabajos, Kamerlingh Onnes recibió en1913 el Premio Nobel de Física.


Figura 4. Heike Kamerlingh Onnes (1853 -1926), PremioNobel de Física en 1913

En las décadas siguientes se descubrieron nume-rosas propiedades de los materiales superconductoresconocidos (posteriormente denominados de tipo I),una de ellas es la no penetración de un campo mag-nético externo en un superconductor (efectoMeissner), pero hasta 1957 no se formuló una teoríacompleta de la superconductividad. John Bardeen,Leon N. Cooper y John R. Schrieffer descubrieron queel mecanismo responsable de la superconductividadestá relacionado con el acoplamiento de electrones alas vibraciones de los átomos de un retículo cristalino.En definitiva, la superconductividad es un espectacularfenómeno macroscópico de origen cuántico. La teoríadesarrollada por Bardeen, Cooper y Schrieffer explicacon detalle las propiedades de los materiales supercon-ductores y predice nuevos efectos que han abiertonovedosas líneas de investigación. En 1972 los tresinvestigadores recibieron el Premio Nobel de Física.

El hecho de que la transición de un metal desde elestado resistivo al superconductor tuviese lugar a tem-peraturas próximas al cero absoluto limitó en un prin-cipio las aplicaciones prácticas, circunstancia que haido evolucionando. Hoy en día los materiales super-conductores se utilizan para la construcción de imanespara aceleradores de partículas (los 1232 dipolossuperconductores del colisionador LHC (LargeHadron Collider) del CERN (Centro Europeo deInvestigación Nuclear) han utilizado 7000 km de cablede niobio-titanio), para dispositivos de diagnóstico(resonancia magnética) y terapia (ciclotrones para pro-ducción de radio-isótopos) en medicina avanzada, ensistemas de transporte (trenes levitados) y dispositivosde almacenamiento y transporte de energía. Excelentesperspectivas parecen surgir en el campo de la fabri-cación de ordenadores y en diversos sectores de laingeniería pesada.

Desde el descubrimiento de Kamerlingh Onnes en1911 numerosos grupos de investigación han tratadode identificar nuevos compuestos que exhibieranpropiedades superconductoras a temperaturas supe-riores a la temperatura de ebullición del helio ( 269ºC). En 1973 se desarrolló una aleación que tenía estaspropiedades a 250 ºC y, en 1986, Georg Bednorz yAlex Müller consiguieron fabricar un materialcerámico (óxido metálico) que tenía comportamientosuperconductor a 35 ºC por encima del cero absoluto.El descubrimiento de Bednorz y Müller, galardonados

con el Premio Nobel de Física en 1987, generó unafrenética actividad en numerosos laboratorios,obteniéndose en un corto espacio de tiempo nuevosmateriales que mostraban comportamiento supercon-ductor por encima de 90 K. Estos nuevos materialessuperconductores de “alta temperatura” puedenenfriarse con nitrógeno líquido y abaratar los costes desus posibles aplicaciones. En cualquier caso, a pesar delos avances significativos de esta disciplina en losúltimos 20 años, aún no se conoce el mecanismoresponsable de este fenómeno en este tipo de mate-riales. No es obvio que la teoría de Bardeen, Cooper ySchrieffer sea capaz de explicar los efectos observadosy probablemente sea necesario reconsiderar ciertosaspectos del movimiento e interacción de electrones ensustancias sólidas.

En 1937 el físico ruso Pyotr Leonidovich Kapitsa(1894-1984) culminó una serie de experimentos desti-nados al estudio de las propiedades del helio líquidocon el descubrimiento de la superfluidez en el isótopohelio-4 (4He), un líquido con las propiedades de laestadística de Bose-Einstein. Este fenómeno consisteen la desaparición de la fricción interna del fluido (vis-cosidad) por debajo de 2.2 K (el denominado puntolambda del helio). Por éste y otros importantesinventos (en particular, en relación con la producciónde campos magnéticos intensos) y descubrimientos enel área de la física de bajas temperaturas, Kapitsarecibió en 1978 el Premio Nobel de Física.Curiosamente, Kapitsa compartiría este galardón conArno Allan Penzias y Robert Woodrow Wilson que, aprincipios de la década de los 60, descubrieron laradiación cósmica de microondas utilizando receptoresmuy sensibles en las instalaciones de los LaboratoriosBell Telephone en Holmdel, New Jersey. Estaradiación de fondo resultó ser igual en todas direc-ciones e independiente del tiempo. Su intensidad co-rrespondía a una temperatura en antena de 3 K. El des-cubrimiento de esta radiación, “la luz fría”, es uno delos más extraordinarios hallazgos científicos delpasado siglo. Su estudio detallado ha sido uno de losingredientes esenciales para cuantificar y entender dequé esta hecho el Universo y cómo su composición haido cambiando con el curso del tiempo. La experi-mentación en este campo (en particular con lossatélites COBE y WMAP) ha exigido técnicascriogénicas basadas en las propiedades del helio super-fluido.

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El estudio de las propiedades del helio a bajas tem-peraturas ha permitido seguir haciendo importantesdescubrimientos. En 1972, David Lee, DouglasOsheroff y Robert Richardson descubrieron la super-fluidez en el isótopo helio-3 (3He), un líquido queobedece a la estadística de Fermi-Dirac y por el querecibieron en 1996 el Premio Nobel de Física. En2003, Alexei Abrikosov, Vitaly Ginzburg y AnthonyLegett recibieron el Premio Nobel de Física por suscontribuciones pioneras a la teoría de superconduc-tores y superfluidos, fenómenos cuánticos que, conbastante probabilidad, seguirán deparándonos sor-presas.

LOS RAYOS CÓSMICOS Y LA ESTACIÓNESPACIAL INTERNACIONAL

No es aventurado afirmar que todo lo que cono-cemos acerca del Universo se debe al estudio de laradiación cósmica, fundamentalmente de su compo-nente neutra y más precisamente de la radiación elec-tromagnética. Los últimos 50 años han sido testigos deuna intensa actividad experimental que ha producidoimportantes descubrimientos, varios de ellos galar-donados con el Premio Nobel de Física (PNF). Es elcaso del descubrimiento de la radiación de fondo demicroondas que ya hemos mencionado (Penzias &Wilson, 1978), del descubrimiento de los púlsares(Ryle & Hewish, PNF 1974) y de los púlsares binarios(Hulse & Taylor, PNF 1993), del descubrimiento defuentes emisoras de rayos X (Giacconi, PNF 2002) ydel descubrimiento de la anisotropía del fondo de laradiación cósmica de microondas (Smoot & Mather,PNF 2005). El estudio de la otra componente de laradiación cósmica neutra, los neutrinos, también hasido galardonado con el Premio Nobel (Davis &Koshiba, PNF 2002).

El estudio de la radiación cósmica cargada, la másdominante, ha permitido realizar descubrimientosimportantes, como los ya mencionados del positrón en1933 y del muón en 1937, así como del pión en 1947(Powell, PNF 1950) y de las partículas extrañas en1947, sin olvidar los trabajos pioneros de P.M.S.Blackett en la década de los 30 sobre cámaras deniebla que permitieron confirmar la presencia departículas cargadas penetrantes en la radiacióncósmica (Blackett, PNF 1948).

El estudio preciso de las propiedades de los rayoscósmicos (en particular de su energía, masa y cargaeléctrica) no está exento de dificultades y diversas téc-nicas experimentales han sido utilizadas desde su des-cubrimiento hace casi un siglo por V. F. Hess. La uti-lización de dispositivos instrumentales localizados enla superficie terrestre viene limitada por el hecho deque la radiación cósmica atraviesa la atmósfera (deunos 100 km de espesor) antes de llegar a los sistemasde detección. Esto implica que lo que realmenteregistran los detectores es el resultado de ladegradación de la radiación cósmica primaria alatravesar el equivalente de 10 m de agua y es precisoreconstruir sus propiedades a partir de las cascadas deinteracciones que se van produciendo en su recorrido através de la atmósfera. Para rayos cósmicos primariosde muy alta energía estas cascadas pueden dar lugar adecenas de miles de partículas secundarias.

La reconstrucción de la energía del rayo cósmicoprimario exige la utilización de algoritmos compli-cados, en buena medida similares a los que se utilizanen determinados detectores (calorímetros hadrónicos)en física de partículas para la medida de la energía dehadrones. Desgraciadamente, en el caso de los rayoscósmicos no es posible utilizar los procedimientosexperimentales de calibración basados en la utilizaciónde haces de partículas producidos en aceleradores. La“calorimetría atmosférica” lleva asociada errores sis-temáticos importantes y de ahí las discrepancias obser-vadas en la medida del espectro de energías en dis-tintos experimentos (por ejemplo, AGASA y HiRes).

Sí bien es cierto que la medida de la energía, espe-cialmente para valores altos, es tarea difícil aunqueabordable, la medida de la carga eléctrica no es factiblecon los dispositivos experimentales en superficie. Enel caso de los rayos cósmicos primarios con carga eléc-trica negativa la situación es aún más complicadadebido a los procesos de aniquilación que tienen lugarcon la materia atmosférica.

La utilización de sistemas de detección localizadosa bordo de globos sonda, satélites y otras plataformasespaciales puede, en principio, limitar los efectosdebidos a la presencia de la atmósfera si se sitúan enórbitas suficientemente lejanas, aunque no es de fácilimplementación las técnicas habitualmente utilizadasen experimentos de física de partículas para la medida


de la energía y la carga eléctrica. Estas técnicas sebasan en la curvatura de las trayectorias de partículascargadas en presencia de campos magnéticos. Elsentido de la curvatura proporciona el signo de la cargay la sagita de la curvatura la medida del momentocinético. La determinación del valor absoluto de lacarga eléctrica y de la masa necesita de detectoresbasados en otros efectos físicos (radiación de tran-sición, radiación Cerenkov, tiempos de vuelo, etc).

La operación de imanes en dispositivos que operanen el espacio entraña una dificultad fundamental: lanecesidad de un suministro de potencia eléctrica, algono fácil de conseguir en este entorno debido entre otrasrazones a las restricciones de peso impuestas a lainstrumentación espacial. Estas condiciones de con-torno (limitación de peso y de disponibilidad de sumi-nistro eléctrico) han sido las razones principales que

han hecho fracasar los diversos intentos de enviar alespacio espectrómetros magnéticos de altas presta-ciones.

Conceptualmente, la solución a estos problemas esconstruir un espectrómetro magnético basado en tec-nología superconductora y ubicarlo en una baseespacial. Esta es la estrategia seguida por la colabo-ración AMS (Alpha Magnetic Spectrometer) que haelegido como plataforma la International Space Station(ISS) y que describimos brevemente a continuación.

La Estación Espacial Internacional, Figura 5 yFigura 6, es un proyecto inicialmente concebido por laNASA a principios de la década de los 80 en respuestaa los planes de la antigua Unión Soviética que disponíade las estaciones espaciales Salyut y MIR. El final dela carrera espacial propició una estrategia de colabo-


Figura 5. Vista artística de la Estación Espacial Internacional

ración internacional en la que Estados Unidos, Europa,Rusia, Japón y Canadá se asociaron con el objetivo deconstruir una única estación espacial para uso con-junto. El proyecto se aprobó en 1993, iniciándose elensamblaje de sus componentes en Noviembre de1998. En la actualidad la plataforma está construida al70% y su terminación está prevista para 2010. En prin-cipio se ha programado que la ISS esté en serviciohasta el año 2016, aunque esta fecha podría ser recon-siderada ampliándose el periodo de operación de laplataforma.

El elemento esencial en el proceso de ensamblajeen órbita de la ISS son los trasbordadores espaciales dela NASA (Discovery, Endeavor, Atlantis) que trans-portan los distintos componentes de la instalación. Lasnaves rusas Soyuz y Progress han prestado servicio almantenimiento de la ISS, especialmente desde el acci-dente del Columbia en Febrero de 2003. En Febrero de2008 se acopló con éxito a la ISS el módulo Columbusde la Agencia Europea del Espacio (ESA), trans-portado por el trasbordador Atlantis. El Columbus esun laboratorio multidisciplinar para la realización deexperimentos en ciencias de la vida, ciencia de mate-riales y física de fluidos. En Marzo de 2008 la propiaAgencia Europea del Espacio lanzó el vehículo no tri-pulado Jules Verne que también contribuirá al mante-nimiento y operación de la estación.

La ISS es el instrumento de coste más elevadoconstruido hasta la fecha. El coste de esta instalaciónalcanza la cifra de 157 mil millones de dólares, más de

25 veces el coste del acelerador LHC, que el CERN vaa poner en funcionamiento en la segunda mitad del año2009, o que el reactor experimental de fusión termonu-clear por confinamiento magnético ITER cuya cons-trucción está prevista que finalice dentro de 15-20años.

Un vez completada, la ISS tendrá unas dimensionesde 58,20 73,15 27,40 metros (longitud anchuraaltura) y pesará 471.736 kg. El volumen presurizado esde unos 1000 m3. La inclinación de la órbita es de51,64 grados y la altitud típica es de 340,5 km. Lavelocidad de la ISS es de 27.743 km / hora y el periodoorbital es de 91,34 minutos. La tripulación previstacuando la ISS esté en pleno funcionamiento es de 6astronautas.

La fuente de energía eléctrica de la ISS es laradiación solar. Con la ayuda de paneles solares, conuna superficie total de 375 m2, que se orientanautomáticamente para optimizar la colección deenergía solar, se generan 89 kilovatios.

La ISS se mantiene en una órbita a una altitudmínima (máxima) de 278 km (460 km). Debido adiminutos efectos de gradiente gravitacional (origi-nados por minúsculas aceleraciones vibracionales ycorrecciones orbitales) y de arrastre atmosférico(existe una densidad de partículas del orden de 107

moléculas/cm3, 12 órdenes de magnitud inferior a ladensidad atmosférica a nivel del mar), la ISS sufre unpermanente proceso de caída hacia la Tierra (varioskm/año), que es necesario corregir propulsándola endirección contraria varias veces al año con ayuda delmodulo ruso Zvezda, los transbordadores de la NASAy los módulos ATV de la ESA.

A la altitud orbital de la ISS la intensidad de laatracción gravitatoria debida a la Tierra es el 88% de lamedida a nivel del mar. Debido al desplazamiento encaída libre de la ISS, y de acuerdo con el principio deequivalencia, ésta se encuentra en condiciones casiidénticas a las de ausencia de gravedad y de ahí el cali-ficativo de microgravedad.

Uno de los objetivos principales de la ISS era pro-porcionar un lugar privilegiado para realizar pro-gramas experimentales que requerirían o se benefi-

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Figura 6. Vista de la Estación Espacial Internacional tomadaen Agosto de 2008

ciarían de las condiciones especiales presentes en laEstación. Los ámbitos de investigación más notablesidentificados hasta la fechan son biología (incluyendobiomedicina y biotecnología), física (incluyendo físicade fluidos, ciencia de materiales y física cuántica),astronomía (incluyendo astrofísica y cosmología) ymeteorología. Desde el año 2005, un segmento de laISS ha sido designado como Laboratorio NacionalUSA. Hasta la fecha, la actividad investigadora en laISS ha sido muy reducida, pero se espera que en el año2010 se pongan en marcha diversos programas espe-cializados de investigación.

La ISS constituye una plataforma única para elestudio de la radiación cósmica primaria, al eliminarlos problemas derivados de la existencia de atmósfera.Sin embargo, las restricciones impuestas por el limi-tado suministro eléctrico y el peso de la instru-mentación, así como las implicaciones debidas alentorno de vacío, microgravedad, radiaciones y varia-ciones de temperatura, constituyen un enorme desafíopara el diseño, construcción y operación de instru-mentación del tipo de la utilizada en experimentos defísica de partículas.

EL PROYECTO AMS (ALPHA MAGNETICSPECTROMETER) MOTIVACIÓN

CIENTÍFICA

El Modelo del Big Bang, formulado originalmentepor George Gamow y Ralph Alpher en los añoscuarenta, es en la actualidad una teoría ampliamenteaceptada sobre el origen y evolución del Universo.Postula que hace aproximadamente 14 mil millones deaños la porción del Universo observable hoy en díatenía sólo unos milímetros de tamaño. Desde entonesse ha dilatado a partir de un estado denso y calientehasta el vasto y mucho más frío cosmos quehabitamos. Los pilares teóricos básicos del Modelo delBig Bang son la Relatividad General y el PrincipioCosmológico. La Relatividad General, formulada porAlbert Einstein en 1916, es una nueva teoría de lagravedad que generaliza la teoría original formuladapor Isaac Newton hacia 1680, que sigue siendo válidapara explicar el movimiento de objetos a velocidadesmuy pequeñas comparadas con la velocidad de la luz.Una idea esencial y revolucionaria en la teoría deEinstein es que la gravedad es una distorsión del

espacio-tiempo. El Principio Cosmológico estableceque la distribución de materia en el Universo eshomogénea e isotrópica cuando se promedia sobregrandes escalas.

El Modelo del Big Bang proporciona unadescripción correcta de numerosas observacionesastronómicas, astrofísicas y cosmológicas. En par-ticular, la evolución del Universo a partir de un origenextremadamente denso y caliente, que se ha ido expan-diendo y enfriando hasta su estado actual, permiteexplicar la abundancia relativa (con respecto al H) delos elementos ligeros D, 3He, 4He, 7Li (nucleosíntesisprimordial), predice la expansión del Universo (ley deHubble), la existencia del fondo de radiación cósmicade microondas (que obedece la fórmula de Planck parala radiación del cuerpo negro), y de pequeñasanisotropías (1 parte en 105) en su intensidad entrediferentes direcciones del cielo.

El Modelo del Big Bang distingue dos etapas dife-renciadas en la evolución del Universo. Una primeraque abarca los primeros 50.000 años (la era de laradiación) y una segunda que se prolonga hasta nues-tros días (la era de la materia). La era de la radiaciónincluye diversas fases (era de Planck o de gravedadcuántica, era de la gran unificación o de ruptura elec-tronuclear, inflación, ruptura electrodébil, desacoplode neutrinos y nucleosíntesis primordial) que sonposibles fuentes de efectos observables (ondas gravita-cionales, monopolos magnéticos, cuerdas, partículassupersimétricas, bariogénesis, fondo cósmico de neu-trinos, abundancia de núcleos ligeros, etc). La era de lamateria incluye la fase de recombinación que da lugaral fondo cósmico de microondas y posteriormente laformación de cuerpos celestes.

La fase de ruptura electrodébil, que tuvo lugarsegundos después de la explosión inicial, es la

que se ha estudiado exhaustivamente en los labora-torios de Física de Partículas. En particular, en el cursodel programa experimental del acelerador LEP delCERN (1989-2000). Estos estudios validaron elModelo Estándar de Física de Partículas eInteracciones que proporciona una descripción cor-recta y muy precisa de los fenómenos que tienen lugara la energía ( 100 GeV) o temperatura ( 1015 K) delUniverso en ese instante de su evolución, cuando sutamaño era del orden de metros. El programa∼

∼∼


1010−∼

1810−

del acelerador LHC del CERN que se iniciará en lasegunda mitad del año 2009 seguramente propor-cionará valiosa información acerca de la era de la granunificación.

En algún momento de la era de la radiación, tal vezdurante la fase inflacionaria o de expansión expo-nencial (entre y segundos), debió pro-ducirse el proceso de bariogénesis que dio lugar a ladesaparición parcial o total de la antimateria. Aunqueno hay una explicación validada experimentalmente deeste fenómeno existen diversas propuestas. Una deellas, debida al físico ruso Andrei Shakarov (PremioNobel de la Paz en 1975), argumenta en favor de unaexplicación basada en las leyes de la microfísica yrequiere tres ingredientes: (1) Violación del númerobariónico en las leyes fundamentales, (2) Violación dela simetría CP y (3) Desviación del estado de equi-librio térmico. Desgraciadamente, en la actualidad nohay evidencia experimental acerca de la inestabilidaddel protón (los límites obtenidos para los modos dedesintegración favorecidos en la teorías de GranUnificación son superiores a 1032 años). Tampoco lamagnitud de los efectos de violación de la simetría CPen las desintegraciones de K0s y B0s podría explicar eldéficit de antimateria. Finalmente sabemos, gracias ala forma del espectro de la radiación de fondo demicroondas, que el Universo se encontraba en equi-librio térmico al menos a partir de 105 años después delBig Bang y la nucleosíntesis primordial sugiere queesa situación existía ya 200 segundos después de laexplosión inicial.

En ausencia de una satisfactoria explicación teóricadel fenómeno de bariogénesis, parece primordial pro-ceder a una cuantificación precisa del remanente deantimateria, en caso de haberlo, en la totalidad delUniverso visible ( 1024 km). Este es uno de los obje-tivos prioritarios del programa del experimento AMS(Alpha Magnetic Spectrometer) que describiremosmás adelante.

La existencia de materia oscura, una variedad demateria que aparentemente no emite ni absorberadiación electromagnética, está bien establecida. Lainicial y más convincente evidencia en favor de suexistencia procede de la observación de que diversosobjetos luminosos celestes (estrellas, nubes gaseosas,cúmulos globulares, o galaxias completas) se mueven

con más rapidez de lo esperable en el caso de que sólosintieran la atracción gravitatoria de otros objetos visi-bles. El ejemplo paradigmático son las curvas derotación de numerosas galaxias.

Medidas cosmológicas de creciente precisión (lasanisotropías en la radiación del fondo de microondas,la variación de la luminosidad de supernovas del tipoSIa con el parámetro z [red-shift], para altos valoresdel mismo, y la evolución de la distribución espacialde los cúmulos galácticos) han permitido determinar,en el contexto del Modelo Cosmológico Estándar, lasdensidades relativas , siendo ρc la densidadcrítica ( protones/m3), para las distintas formas(i) de masa y energía, con densidades ρi y presiones

, que existen en el Universo. Las medidas másprecisas indican que, en la actualidad, el Universo estácompuesto de aproximadamente 30% de materia y70% de energía. La mayor parte de la materia (~80%)es materia oscura. La componente de energía en elUniverso tiene naturaleza misteriosa y se postula comoresponsable de la observada expansión acelerada delUniverso. Se denomina energía oscura.

La comprensión de la naturaleza de la materiaoscura y de la energía oscura son temas centrales enAstrofísica de Partículas. Estas cuestiones han dadolugar a un muy ambicioso y diversificado programaexperimental, con instrumentación en laboratoriossubterráneos, astronómicos y espaciales. La detecciónde materia oscura en la radiación cósmica es otro delos temas prioritarios del proyecto AMS.

Aunque la búsqueda de candidatos (partículas ele-mentales) de materia oscura es objetivo prioritario delos experimentos con aceleradores de partículas y muyespecialmente del LHC, es obvio que la asociación noambigua de este nuevo tipo de hipotéticas partículasproducidas artificialmente, por ejemplo partículassupersimétricas, con la materia oscura cósmicarequiere detectar su presencia en la radiación cósmicay verificar que tienen las mismas propiedades. De ahíel interés científico del proyecto AMS.

Aunque la búsqueda de antimateria cósmica y deseñales de materia oscura son objetivos prioritarios delproyecto AMS, existen otras cuestiones científicas queeste instrumento ayudará a dilucidar. La propagaciónde la radiación cósmica en el espacio podrá estudiarse

∼

∼


3510− 3310−

i i cρ ρΩ ≡10cρ ≈

i i ip w ρ≡

con técnicas de datación novedosa utilizando medidasrelativas de flujos de determinados isótopos de núcleoscon diferentes vidas medias, por ejemplo 9Be y 10Be.AMS también contribuirá a esclarecer la existencia ono de una hipotética nueva forma de materia formadapor partículas extrañas (que en su contenido tiene elquark s). Estos agregados, denominadas “strangelets”han sido buscados sin éxito en los últimos años enexperimentos en aceleradores de partículas y, segúnalgunas propuestas teóricas, podrían formar parte delas denominadas estrellas de neutrones en una ulteriorfase de su evolución.

La idea de desarrollar un instrumento capaz demedir con alta precisión estadística y sistemática laspropiedades de la radiación cósmica primaria seremonta a 1994 cuando el Profesor S. S. C. Ting,Figura 7, del Instituto Tecnológico de Massachussets(MIT), Premio Nobel de Física en 1976, propuso alDepartamento de Energía (DOE) de los EstadosUnidos la construcción de un detector de altas presta-ciones para ser desplegado a bordo de la EstaciónEspacial Internacional. Conceptualmente, la idea erafabricar un instrumento siguiendo técnicas y procedi-mientos comúnmente utilizados en experimentos deFísica de Partículas aunque adaptadas a las exigentescondiciones medioambientales de la investigaciónespacial. En particular el peso del detector y suconsumo eléctrico debían respetar las limitacionesimpuestas por la NASA (6700 kg y 2 kilovatios depotencia) y toda la instrumentación debería cumplir las

draconianas condiciones de seguridad que afectan atodos los vuelos tripulados (ausencia total de interfe-rencias con los instrumentos de navegación de los tras-bordadores y de la Estación Espacial Internacional).

Al margen de cuestiones de seguridad, el éxitocientífico de una misión espacial depende del correctofuncionamiento de todos los sistemas que componen elinstrumento en las condiciones hostiles espaciales:aceleración 3 g en el despegue, deceleración 6,5 g en elaterrizaje, vibraciones (150 db), gradientes de tempe-ratura del orden de 100 ºC ( 65 ºC/ 40 ºC), radiaciónambiental, alto vacío, microgravedad, impacto demicro-meteoritos, etc. Habida cuenta de la imposi-bilidad práctica de reparar fallos funcionales deldetector en órbita la instrumentación espacial exige unalto grado de redundancia.

En 1995 se firmó el protocolo de colaboraciónentre la NASA y el DOE, correspondiendo al DOE elliderazgo científico de la misión y la organización dela colaboración internacional que construiría el instru-mento y a la NASA el suministro de tres vuelos detrasbordadores, el desarrollo de las interconexionesmecánicas y eléctricas entre el instrumento, los trans-bordadores y la ISS, la puesta a disposición de lacolaboración de los sistemas de transmisión de datos,la elaboración y ejecución de los protocolos deseguridad, etc.

Las diversas incidencias acaecidas al telescopioHubble en su fase inicial de operación, que generóoperaciones de reparación en la órbita espacial muycostosas y delicadas, explica la estrategia impuesta porla NASA a la Colaboración AMS y que establecía larealización del proyecto en dos etapas. En una primeraetapa la colaboración construiría un instrumento pro-totipo (AMS-01) que validaría el concepto experi-mental en un vuelo precursor de uno de los trasbor-dadores a la estación espacial rusa MIR. En unasegunda etapa se construiría un instrumento (AMS-02), con los últimos avances tecnológicos, que seríatransportado a la ISS en donde permanecería instaladopor un periodo no inferior a 3 años. La diferenciaesencial entre AMS-01 y AMS-02 radica en el sistemamagnético. En el primer caso se ha utilizado un imánpermanente, construido en un instituto de la Academiade Ciencias China en Pekín, que genera un campomagnético de 0,15 Teslas (1500 G) y en el segundo

+−


Figura 7. Samuel C. C. Ting, Premio Nobel de Física en 1976

caso se utilizará un imán superconductor, construidoen la empresa Space Cryomagnetics Ltd. en Oxford,que opera a la temperatura de 1,9 K y que produce uncampo magnético de 0,86 Teslas (8600 G).

EL INSTRUMENTO AMS-01

El diseño y la construcción de AMS-01 se hicieronsiguiendo la filosofía y los criterios de los experi-mentos de física de partículas. Los objetivos del expe-rimento exigían medir la carga eléctrica de la radiacióncósmica (para distinguir partículas y antipartículas,que tienen cargas de signo opuesto), lo que implicabala existencia de un campo magnético que curvase endirecciones opuestas las partículas cargadas positiva onegativamente y un detector que midiese con precisióncoordenadas a lo largo de las trayectorias de laradiación cósmica. Como se ha mencionado en elpárrafo anterior, el campo magnético es producido porun imán permanente construido por sectores, cada unode ellos compuesto de 100 bloques de una aleación degran pureza de Nd-Fe-B de dimensiones 2” 2” 1”. Elimán tiene forma cilíndrica, de 800 mm de longitud,diámetro interno 1115 mm y diámetro externo 1298mm. La cobertura geométrica es de 0,82 m2 sr. El pesodel imán, incluyendo los elementos de soporte, es de2,2 toneladas. El momento dipolar generado por estaconfiguración es despreciable en comparación con elcampo magnético terrestre (0.5 G). Esto evita acopla-mientos magnéticos que producirían peligrosos efectosde torsión en los vehículos espaciales. El campo defuga es inferior a 3 G a 2 m de distancia del centro delimán, muy por debajo del límite de 60 G requerido porla NASA para evitar interferencias con los sistemasvitales que equipan a los astronautas.

El detector que mide coordenadas de trayectoriasde partículas cargadas utiliza la tecnología del silicio,que proporciona la mejor resolución espacial. Aunquelos detectores de silicio se han utilizado ampliamenteen los últimos veinte años en experimentos en labora-torios convencionales, nunca se ha construido unaaplicación a gran escala de esta tecnología para inves-tigación espacial. El detector desarrollado para AMS-01 está formado por 6 planos de sensores de silicio queproporcionan una precisión de 10 µm (30 mm) en laresolución de la posición en el plano de curvatura (no-curvatura) del campo magnético de 0,15 T. El detector

de silicio mide la posición y la pérdida de energía delas partículas. Las medidas de pérdida de energía eneste detector, combinadas con las medidas de pérdidade energía y velocidad que proporcionan los conta-dores de centelleo, permiten determinar la carga eléc-trica de las partículas. Una vez determinada la carga, elmomento se determina a partir de las coordenadasespaciales medidas en los sensores de silicio que seutilizan para reconstruir las trayectorias en el campomagnético. El número de canales electrónicos asciendea 70.000.

El instrumento AMS-01 incluye un sistema decuatro capas de hodoscopios para la medida detiempos de vuelo que proporcionan una resolucióntemporal de ~100 ps. También incluye un contadorCerenkov de tipo umbral que utiliza como radiadoruna variedad de aerogel de silicio con índice derefracción n 1,035 0,001 y que permite extender ellímite para identificación de partículas que propor-cionan las medidas de tiempo de vuelo.

Debido a los estrictos requisitos impuestos por laNASA, relativos al peso y consumo eléctrico del

±=

××


Figura 8. El instrumento AMS-01

instrumento, toda la electrónica fue específicamentediseñada, fabricada y calificada espacialmente paraeste proyecto por los institutos de la ColaboraciónAMS y por industrias aeroespaciales en Europa y Asia.La calificación espacial implica la realización depruebas exhaustivas (vibración, temperatura, vacíotérmico, radiación y compatibilidad electromagnética).El sistema de selección de trayectorias (trigger)basado en los hodoscopios de tiempo de vuelo reducela aceptación geométrica a 0,42 m2 sr. La tasa deselección oscila entre los 100 Hz y los 1600 Hz depen-diendo de la posición del instrumento en relación conlos polos magnéticos terrestres. El tiempo muerto delectura es 85 ms lo que implica pérdidas máximas en elregistro de datos del orden del 13%.

El instrumento AMS-01, Figura 8, fue enviado alespacio el 2 de Junio de 1998 a bordo del trasbordadorDiscovery, Figura 9, en misión de servicio a laestación espacial MIR, Figura 10. La inclinación de laórbita fue 51,7º y la altitud geodésica osciló entre los320 y los 390 km. Durante su permanencia en elespacio se tomaron datos en tres periodos diferentes ycon distintas orientaciones del eje del instrumento.Durante 4 días AMS-01 permaneció anclado a la MIRy en la fase final de la misión el trasbordador volteó suposición en 180º. El aterrizaje se produjo el 12 de

Junio. Al concluir la misión AMS-01 había colec-cionado datos correspondientes a ~100 millones derayos cósmicos.

A pesar de que el objetivo prioritario de la misiónera de tipo fundamentalmente técnico, los datos acu-mulados permitieron realizar algunas medidas deinterés. El análisis de los datos se focalizó en labúsqueda de núcleos de antihelio y la medida de losespectros diferenciales de rayos cósmicos (espectrosprimario y secundario de protones, cociente de cargaleptónica, espectro secundario de Helio, espectrossecundarios de antiprotones y deuterones). A continua-ción resumimos brevemente los resultados másnotables:

Búsqueda de antihelio en rayos cósmicos

Se han registrado y medido un total de 2,86 106

núcleos de helio con valores de la rigidez(cociente del momento sobre la carga eléctrica)inferiores a 140 GV. No se ha detectado ningúnnúcleo de antihelio en este intervalo de rigidez.Se ha derivado el límite superior más precisopara el cociente del flujo de antihelio con res-pecto al flujo de helio: 1,1 , Figura 11.

Espectro de protones

Se ha medido el espectro de protones en el inter-valo de energía cinética 0,1-200 GeV. Por enci-ma del corte geomagnético, el espectro observa-do se parametriza con una ley de potencias. Pordebajo de este corte se observa un considerable

×

×


Figura 9. El instrumento AMS-01 a bordo del trasbordadorDiscovery

Figura 10. El trasbordador Discovery anclado a la estaciónespacial MIR

610−

espectro secundario. La mayoría de los protonesen este espectro secundario siguen una trayecto-ria complicada y se originan en una restringidaregión geográfica.

Espectro de leptones

Se han medido los espectros de leptones en losintervalos de energía cinética 0,2-40 GeV para

y 0,2-3 GeV para . Se han observado dosespectros bien diferenciados: un espectro a másalta energía y un considerable espectro secunda-rio con mayor abundancia de positrones sobreelectrones. Del estudio de la trayectoria de losleptones del segundo espectro se concluye quela mayoría de estos leptones viajan durante unlargo periodo de tiempo en el campo geomagné-tico de la Tierra y que los y proceden dedos regiones geográficas complementarias.

Protones cósmicos

Se ha medido con precisión el espectro primariode protones en el intervalo de energía cinética0.2-200 GeV. Esta medida es muy relevantepara las estimaciones del flujo de neutrinosatmosféricos.

Espectro de helio

Se ha medido el espectro de helio en el interva-lo 0,1-100 GeV/nucleón. Por encima del cortegeomagnético, el espectro se parametriza conuna ley de potencias. Por debajo de este corte seobserva un espectro secundario. En el segundoespectro, en el intervalo 0,1-1.2 GeV/nucleón,en la latitud geomagnética ( 0,4)-( 0,4) radia-nes, se ha medido el flujo (6,3 0,9) /(m2

sec sr), determinándose, contra todo lo espera-do, que más del 90% del helio era 3He.

Deuterones

Se han detectado 104 núcleos de deuterio en elintervalo 0,1-1,0 GeV/nucleón. Su estudio hapermitido realizar por primera vez un test preci-so de modelos de confinamiento galáctico.

Búsqueda de antideuterio en rayos cósmicos

En el intervalo de momentos 1-3 GeV/c, en elque se han observado 104 núcleos de deuterio,no se ha encontrado ningún núcleo de antideute-rio.

Captura de rayos cósmicos

El análisis detallado de partículas por debajo delcorte geomagnético ha puesto de manifiesto laexistencia de protones, positrones y electronespermanentemente atrapados con trayectoriascruzando la denominada Anomalía del AtlánticoSur.Fracción de positrones sobre electronesSe ha determinado el cociente de flujos de posi-trones sobre electrones en el rango de energíasde 1-4 GeV. El resultado es compatible conmedidas realizadas en otros experimentos ymuestra una potencial desviación con respecto alos modelos convencionales de propagación derayos cósmicos.

La experiencia del vuelo precursor fue muy posi-tiva permitiendo validar las ideas básicas para la cons-trucción y operación de un detector de física departículas para la investigación espacial. Tambiénresultó extremadamente útil para entender el entornode radiación y las características de los fondos(radiación cósmica secundaria) cuyo control seráesencial para la segunda fase del programa que sedesarrollará en la Estación Espacial Internacional.

×±+−


Figura 11. Medida de la dependencia con la rigidez delcociente de flujos de antihelio y helio

e− e+

e+ e−

310−

En definitiva, la misión con AMS-01 ha demos-trado que es posible realizar medidas precisas, con altaestadística y larga duración, de rayos cósmicos de altaenergía en condiciones espaciales.

EL INSTRUMENTO AMS-02

El éxito científico-técnico de la misión AMS-01 haconfirmado que es posible realizar medidas de alta pre-cisión de espectros de partículas cargadas de altaenergía en el espacio. Puesto que alguno de los obje-tivos científicos requiere la extracción de señalesdébiles en presencia de fondos intensos, es precisoadoptar los principios básicos utilizados en experi-mentos de física de altas energías con metas similares(reducción de procesos contaminantes en un factor~1010). En particular, es necesario minimizar la can-tidad de material en el camino de la trayectoria de laspartículas que atraviesan el instrumento de forma queeste material no sea la fuente de procesos contami-nantes o den lugar a dispersiones nucleares a granángulo. Análogamente, es preciso realizar repetidasmedidas del momento y velocidad de las partículasincidentes para minimizar la presencia de trazas conta-minantes.

En base a estas consideraciones, el instrumentoAMS-02, Figura 12, se ha construido con los si-guientes componentes principales:

1. Un detector (TRD) basado en el efecto de radia-ción de transición que identifica electrones ypositrones con un factor de rechazo de hadronesde 103-102 para momentos en el intervalo 1,5GeV/c-300 GeV/c.

2. Un detector para la medida tiempos de vuelo(TOF) formado por cuatro capas de hodoscopiosque proporcionan una precisión temporal de~150 ps y medidas dE/dx de pérdida de energía.

3. Un imán superconductor que proporciona unapotencia de curvatura BL2 0,86 Tm2.

4. Un detector de trazas formado por ocho capas(6,45 m2) de detectores de silicio que proporcio-na una resolución en la medida de la rigidez delprotón del 20% a 0.5 TV y una resolución parael helio del 20% a 1 TV. También proporciona

información relevante para la medida de lacarga eléctrica de los núcleos hasta hierro (Z26).

5. Contadores de anti-coincidencia o veto (ACC)que aseguran que sólo las partículas que pasan através de la apertura del imán serán aceptadas.

6. Un detector (RICH) basado en el efectoCerenkov que mide la velocidad (con una preci-sión del 0,1%) y la carga eléctrica de partículasy núcleos. Esta información, combinada con lasmedidas del momento realizadas por el detectorde trazas de silicio, permite determinar sinambigüedad la masa de las partículas y núcleos.

7. Un calorímetro de muestreo 3-D (ECAL) for-mado por 16,7 X0 (longitudes de radiación) deplomo y fibras de centelleo que mide la energíade los rayos gamma, electrones y positrones ypermite distinguir electrones y positrones dehadrones con un factor de rechazo de 104 en elintervalo 1,5 GeV-1 TeV.

AMS-02 está equipado con un sistema Star Trackerque proporciona una resolución angular de algunossegundos de arco y una unidad GPS que proporcionamedidas absolutas de tiempo con una precisión demilisegundos.

En otra sección de este trabajo describiremos lacontribución española a este proyecto, que se ha foca-lizado en el diseño y construcción de los sistemas elec-trónicos que permiten cargar eléctricamente el imánsuperconductor, monitorizar y controlar su operación(Cryomagnet Avionics Box, CAB) y en el diseño yconstrucción del contador Cerenkov (RICH). A conti-nuación describiremos brevemente estos dos impor-tantes componentes de AMS-02.

=

=


Figura 12. Esquema y vista artística del instrumento AMS-02

EL IMÁN SUPERCONDUCTOR DELINSTRUMENTO AMS-02

El elemento central, más complicado y novedosode AMS-02, es el imán superconductor, Figura 13. Elsistema magnético de bobinas consiste en 14 bobinassuperconductoras dispuestas alrededor del cilindrointerno de la cámara de vacío, Figura 14. Las dosbobinas principales, de mayor tamaño, son del tipoHelmholtz y sus dimensiones son 1081 mm 681 mm,las 12 secundarias (de retorno del flujo magnético)tienen dimensiones 826 mm 306 mm. Las respectivassecciones transversales de las bobinas son 88 146mm2 y 54 103 mm2, respectivamente. El espaciocilíndrico interno libre tiene un diámetro de 1100 mmy una altura de 1550 mm, resultando en un volumen de~1,5 m3 para instrumentación. En este volumen seinstala el detector de trazas de silicio y los contadoresde anticoincidencia.

La forma y disposición geométrica de las bobinasproporciona máximo campo magnético (0,86 T) en ladirección del eje del cilindro y minimiza el campo defuga. El cable superconductor, 55 km en total, desa-rrollado específicamente para este proyecto por ETH-Zürich y fabricado por Outokumpu Pricopper Oyj, estáformado por 552 filamentos micrométricos (diámetro:22,4 mm) de niobio-titanio (Nb Ti) que conducen la

corriente eléctrica sin resistencia, una vez enfriados auna temperatura inferior a 4 K. Para paliar los efectosdebidos a la baja conductividad térmica del Nb Ti losfilamentos están incrustados en una matriz de cobre de0,760 0,004 mm de diámetro que a su vez está enca-jonada en una estructura rectangular de aluminio degran pureza (99,998 %) de dimensiones (2,00 0,10)mm (1,55 0,03) mm. El cable resultante tienemáxima estabilidad térmica y mínimo peso. La den-sidad de corriente es 2300 A/mm2 o 157 A/mm2

incluyendo el aluminio. El bobinado de cada una de lasdos bobinas principales tiene 3360 vueltas y el de cadauna de las 12 secundarias 1457. Las 14 bobinas estánconectadas en serie a través de una única juntura con-ductora. La corriente de operación del imán es 459,5A. La energía almacenada es 5,15 MJ.

Las características del cable superconductor, eldiseño de las 14 bobinas y la configuración del imánminimizan el riesgo de transición al estado resistivo(quench) en un factor ~2000 y, en el caso improbablede producirse, limitan sus efectos y facilitan elrestablecimiento de su operatividad en régimen super-conductor.

El sistema mecánico se ha diseñado y fabricadopara controlar las cargas magnéticas e inerciales, estasúltimas importantes durante el lanzamiento, retorno yaterrizaje del trasbordador espacial. La masa fría delimán es del orden de 2000 kg, que debe ser sujetada yfijada a la estructura del experimento (en particular lacámara de vacío) que está a temperatura ambiente

±×±

±

××

×

×


Figura 13. Vista artística del imán superconductor del instru-mento AMS-02

Figura 14. Conjunto ensamblado de las 14 bobinas supercon-ductoras del imán de AMS-02

(~270 40 K). El sistema de sujeción debe soportarimportantes cargas inerciales sin conducir calor através del elevado gradiente de temperatura. Estáformado por los 16 elementos articulados denomi-nados non linear straps.

El sistema criogénico se basa en el enfriamiento delas bobinas magnéticas utilizando helio líquido. Estatecnología ha sido ampliamente utilizada en los acele-radores y detectores de partículas (por ejemplo, lamasa fría del acelerador LHC es de 40.000 toneladas yen la fase final de enfriamiento se utilizan 130toneladas de helio líquido superfluido a 1,8 K) y enalgunas misiones espaciales (por ejemplo, IRAS,COBE, ISO y SHOOT). El sistema criogénico deAMS-02 combina ambas tecnologías y permitirá man-tener el imán a la temperatura de 1,8 K para lasdiversas condiciones operativas de éste y durante laentera duración del experimento.

Por debajo de 2,17 K el helio líquido (4He) se con-vierte en superfluido. Su viscosidad es prácticamente 0y su aparente conductividad térmica se incrementa envarios órdenes de magnitud. El hecho de que el heliosuperfluido tenga mayor calor específico y densidadque el helio líquido normal incrementa la disponi-bilidad criogénica y mejora la capacidad de enfria-miento. También evita la presencia de corrientes deconvección que, en un entorno de microgravedad, noestán toleradas.

El depósito de helio es un recipiente toroidal, dediámetro interno (externo) 1,92 m (2,58 m), 1,18 m dealtura y 2500 litros de volumen, Figura 15.

El sistema magnético, formado por las bobinassuperconductoras, el depósito de helio superfluido y elsistema criogénico, está encapsulado en la cámara devacío, Figura 16, que tiene forma de toroide condimensiones: 1,1 m de diámetro interno, 2,7 m dediámetro externo y 0,9 m de longitud en la parteinterna que rodea al detector de trazas.

El diseño y la construcción del imán ha tenido queresolver muy complicados y novedosos problemas quehan exigido desarrollar nuevas tecnologías (separaciónpasiva de fases (PPS), mantas térmicas enfriadas porvapor (VCS), refrigeradores criogénicos para extraercalor (hasta 12 W) a alta temperatura (68 K)(Cryocoolers), sondas de nivel de helio en micro-gravedad (mass gauging), sistema de enfriamiento porcontacto del conjunto de 14 bobinas en serie, sumin-istro de corriente (459,5 A), electrónica de carga, mon-itorización y control) y la implementación de sofisti-cados protocolos de seguridad.

La mayor parte de esta electrónica está físicamenteintegrada en la denominada Caja Aviónica (CAB/Cryomagnet Avionics Box) cuyos componentes princi-pales son los siguientes:

1. La fuente de corriente (CCS/CryomagnetCurrent Source) y el shunt de precisión, que seutilizan para cargar el imán,

±


Figura 15. Depósito de helio del imán de AMS-02

Figura 16. Cámara de vacío del imán de AMS-02

2. El sistema de auto-protección (CSP/Cryomag-net Self Protection), que se utiliza para detectary proteger el imán en caso de quench o de pér-dida de potencia eléctrica o de comunicaciones,

3. El sistema de control y acondicionamiento deseñales (CCSC/Cryomagnet Controller andSignal Conditioner), que hace acopio de losdatos de monitorización y los envía al ordenadorprincipal de adquisición de datos (JMDC).

El resto de la electrónica lo constituyen:

1. Las matrices de diodos de descarga (CDDP,CDDS), que disipan la energía almacenada en elimán durante el proceso de descarga,

2. Las fuentes de potencia ininterrumpida dualesredundantes (UPS), que alimentan las funcionesde auto-protección,

3. Los módulos de interruptores de potencia, queactivan las válvulas y calentadores por instruc-ción del CCSC,

4. La electrónica de los Cryocoolers (CCEB).

El imán se cargará eléctricamente una vez colocadoen su posición definitiva en la estructura de la ISS,aunque durante todo el proceso previo (en la rampa delanzamiento y a bordo del trasbordador) el sistemaCCSC monitorizará de forma continua el estado delimán controlando la lectura de los ~150 sensores, enparticular de los 46 lectores CERNOX que miden lastemperaturas criogénicas.

La carga del imán la realiza la unidad CCS queutiliza potencia eléctrica (120 VDC) suministrada porla ISS (el límite es 1875 vatios) y que convierte a unmáximo de 10 VDC con ayuda de 6 convertidores DC-DC. El proceso de carga a 459,5 A dura algo menos de2 horas. En caso de activarse el protocolo de descarga(debido a un quench o a una disfunción en el sumi-nistro de potencia o en las comunicaciones) la disi-pación de energía (5 MJ) se hace a través de los diodosde descarga y necesita algo menos de 1,5 horas.

Está previsto que el instrumento AMS-02 seenviará al espacio a bordo de un trasbordador(Discovery, Atlantis, Endeavor) con el imán supercon-ductor sin activar pero enfriado a la temperaturanominal criogénica.

EL DETECTOR CERENKOV DELINSTRUMENTO AMS-02

El estudio de algunas cuestiones fundamentales enastrofísica de partículas, tales como la existencia deantimateria y las abundancias relativas de los isótoposligeros y núcleos cargados, requiere determinacionesprecisas de las masas de las partículas cargadas. Lamasa de una partícula, m, está relacionada con sumomento, p, y velocidad, β, a través de la expresión:

Su determinación se basa en la medida de ambascantidades. En el instrumento AMS-02, el momento sedetermina a partir de la información suministrada porel detector de trazas de silicio con una precisión de~1% en un amplio intervalo de energías. Para man-tener este error en la determinación de la masa de lapartícula es necesario medir la velocidad con una pre-cisión relativa de ~0,1%. Con esta finalidad se ha dise-ñando un detector con gran cobertura geométrica ycapaz de operar en el espacio (RICH/Ring ImagingCerenkov Detector).

La determinación de la velocidad de las partículascargadas se basa en el efecto descubierto en 1934 porPavel Alekseyevich Cerenkov (Premio Nobel de Física1958). Cuando una partícula cargada atraviesa unmaterial dieléctrico induce una polarización macros-cópica. Si su velocidad es superior a la velocidad defase del campo electromagnético en el material, lavariación de los campos dipolares con el tiempo dalugar a la emisión de radiación electromagnética. Lasdiferentes ondas monocromáticas forman un cono deradiación Cerenkov a lo largo de la trayectoria de lapartícula en el material. Las propiedades de este conodependen de la velocidad de la partícula y del índice derefracción del material n(ω). Para una partícula concarga Z, el semi-ángulo del cono viene dado por

y el número de fotones radiados en el intervalo de fre-cuencias dω para una distancia atravesada en elmaterial dx es

El umbral de velocidad por encima del cual se emiteradiación es

2 2 2/ / sind N d dx Zω α θ=


En consecuencia, la velocidad se determina a partirdel ángulo de abertura del cono Cerenkov y el númerode fotones detectado proporciona una estimación inde-pendiente de la carga de la partícula incidente.

En AMS-02 el contador RICH está situado en laparte inferior del espectrómetro, entre los contadoresde tiempo de vuelo y el calorímetro electromagnético.El RICH, Figura 17, tiene forma de cono truncado conun radio superior de 60 cm, radio inferior de 67 cm, 47cm de altura y una placa en la parte superior que sirvede soporte a una capa de 3 cm de espesor de materialdieléctrico (radiador). El plano inferior soporta unamatriz de 680 fotomultiplicadores y guías de luz, asícomo las tarjetas con la electrónica frontal. Tiene unorificio central cuadrado de 64 64 cm2 que permiteque algunas partículas lleguen sin ser obstruidas alcalorímetro electromagnético y facilitar la recons-trucción y medida de electrones, positrones y fotones.Cuando una partícula atraviesa el radiador se crea uncono Cerenkov. La mayoría de los fotones llegan a losdetectores de fotones en el plano inferior. El resto delos fotones se reflejan en la superficie cónica lateral(reflector) y también llegan a los detectores de fotones.A partir de las coordenadas espaciales de los pixels delos fotomultiplicadores y de la dirección de laspartículas incidentes se reconstruye el cono Cerenkovy se determina la velocidad de la partícula.

Diversos materiales se han considerado, analizadoy probado como posibles radiadores. Las mejoresprestaciones se han obtenido con aerogeles de silicio,una mezcla de SiO2 y H2O que tienen estructura porosacon burbujas de pequeño diámetro en comparación conlas longitudes de onda ópticas. Con el tratamiento ade-cuado se consiguen densidades entre 0,1 y 0,3 g y por tanto índices de refracción mayores que lamayoría de los gases y menores que la mayoría delíquidos y sólidos.

Tras una campaña de pruebas con muestras sumi-nistradas por el Catalysis Institute of Novosibirsk(CIN) y por Matsushita Electronic Company (MEC),en las que se han analizado las propiedades mecánicasy ópticas, en particular el índice de refracción, la trans-mitancia y la dispersión de la luz, y su comportamientoen ciclos térmicos en vacío, se ha optado por losetasdel material hidrófilo producido en CIN (índice derefracción 1,05, claridad 0,005 mm4/cm). Con objetode incrementar la eficiencia de detección de fotonespara aquellas partículas que atraviesan el orificiocuadrado en el plano de detección, los bloques cen-trales de radiador están fabricados con NaF, que tieneun mayor índice de refracción (n 1,336) y genera uncono Cerenkov más abierto. La configuración final delradiador, Figura 18, está formada por 80 bloques rec-tangulares de aerogel de silicio de dimensiones 11,511,5 2,5 cm3 y 16 bloques centrales de NaF dedimensiones 8,5 8,5 0,5 cm3

El 30% de los fotones Cerenkov producidos en elradiador apuntan fuera de la matriz de detectores defotones. Con objeto de coleccionar estos fotones en elplano detector se ha construido un reflector cónicotruncado con dimensiones 134 cm y 114 cm para losdiámetros inferior y superior respectivamente, Figura19. Para mantener la resolución de 0,1 % en la medidade la velocidad de la luz se han impuesto requisitosmuy estrictos en las tolerancias de distintos parámetros(conicidad, centrado, reflectividad, rugosidad, etc). Elmaterial reflector está formado por una lámina de 100nm de aluminio y 300 nm de SiO2. La estructurasoporte está fabricada con un material compuesto(BRYTE EX1515/M55J). La construcción del sistemacónico reflector se ha realizado en la empresa Compo-site Mirror Applications Inc. (Tucson, Arizona).

Los fotones Cerenkov se recogen en la matriz de680 tubos fotomultiplicadores (PMTs), Figura 20,

×××

×

=

×


Figura 17. Esquema del contador RICH

3cm−

situada en la parte inferior del detector, que estáafectada por un moderado campo magnético de fuga( 300 G). Cada unidad del sistema de detección defotones está compuesta de un fotomultiplicador(HAMAMATSU R7600-00-M16), una estructura deapantallado magnético basada en el material diamag-nético VACO-FLUX 50, una interfaz entre los PMTs ylas paredes de la estructura de apantallado y un sistemade guías de luz que dirige los fotones desde la partesuperior de la estructura de apantallado a la superficiesensible de los PMTs.

La elección del fotomultiplicador viene en partedeterminada por el hecho de que la precisión en lamedida de la velocidad depende significativamente deltamaño de los sensores de fotones. Los PMTs selec-

cionados tienen una estructura anódica de 4 4 pixels,cada uno con una zona sensible de 4 4 mm2. La efi-ciencia cuántica es 20% en el intervalo de longitudesde onda entre 300 y 600 nm, dentro de la región ópticadel radiador. Con esta eficiencia, para una partículaultra-relativista con carga Z 1, se detectan 8 fotonespara un radiador con índice de refracción n 1,3.

La estructura de guías de luz está formada por 16elementos de 3,7 cm de longitud, en 4 geometrías dis-tintas, fabricados con DIAKON LG-703 (un plásticocon índice de refracción 1.5, elevada transmitancia ysin dopantes para la transmisión en el UV).

Completan el contador RICH la electrónica aso-ciada (frontal, control y procesado de señales, monito-rización y fijación de los parámetros de operación yfuentes de potencia).

El diseño del contador RICH ha sido validado através de la construcción de un prototipo de 99 celdassensoras que ha sido expuesto a rayos cósmicos y a unhaz de iones secundarios producidos por la frag-mentación de una haz de iones de plomo en el acele-rador SPS del CERN. Todos los componentesmecánicos, ópticos y electrónicos han sido sometidos apruebas de calificación espacial.

CONTRIBUCIÓN DE ESPAÑA ALPROYECTO AMS

La participación de España en el proyecto AMS hatenido dos fases bien diferenciadas. Una primera rela-

==

≈×

×

≈


Figura 18. Radiador del contador RICH

Figura 19. Cono reflector del contador RICH

Figura 20. Plano de fotomultiplicadores del contador RICH

cionada con AMS-01, iniciada en 1997, que incluíalas actividades realizadas en el ETH-Zürich en dondese hizo el ensamblaje del instrumento (pruebas de veri-ficación de subdetectores y modelización del campomagnético generado por el imán permanente), lastareas de integración del instrumento con el trasbor-dador Discovery en el Kennedy Space Center (KSC),la monitorización del detector durante la duración de lamisión espacial en el Johnson Space Center (JSC) enJunio de 2008 y la contribución al análisis de los datosadquiridos, en particular las distribuciones de losnúcleos de helio. En esta primera fase sólo participó ungrupo de investigadores del CIEMAT y estuvo finan-ciada por este organismo y por el Programa Nacionalde Física de Partículas. La segunda fase, iniciada en elaño 2000, ha sido significativamente más ambiciosa yse ha beneficiado de una importante financiaciónprocedente del CDTI (Centro para el DesarrolloTecnológico Industrial) y de diversos ProgramasNacionales de Espacio, así como del CIEMAT.

La participación se ha organizado a través delCIEMAT e integra contribuciones del Instituto deAstrofísica de Canarias (IAC) y del Centro de Estudiosy Experimentación (CEDEX). Este último ha aportadosu experiencia en superconductividad y en tecnologíasrelacionadas con el diseño y fabricación de imanes.Las instalaciones del Instituto Nacional de TécnicaAeroespacial (INTA) se han utilizado con regularidadpara la realización de las exhaustivas pruebas de verifi-cación y calificación espacial. Diversas empresas delsector aeronáutico han participado en este proyecto,destacando CRISA-EADS, compañía líder en Europaen el sector de la electrónica espacial.

La contribución de España a este proyecto se hacentrado, como ya se ha comentado, en la construccióndel imán superconductor y del contador Cerenkov.

En relación con el imán superconductor se ha con-tribuido, a través de un acuerdo CIEMAT-Laboratoryfor Nuclear Science del Massachussets Institute ofTechnology (LNS MIT), a la financiación de la fabri-cación del imán por la firma Space CryomagneticsLtd. (Culham, Oxford, Reino Unido) y se ha asumidola responsabilidad del diseño y fabricación de la elec-trónica que carga, monitoriza y controla el fun-cionamiento del imán (Cryomagnet Avionics). Todaesta parte de la electrónica ha sido diseñada y fa-bricada por CRISA-EADS, Figura 21 y Figura 22.

En relación con el contador Cerenkov, la con-tribución española ha sido determinante y ha abarcado


Figura 21. Fuente de corriente (CCS) de la Caja Aviónica (CAB)

Figura 22. Caja Aviónica (CAB)

Figura 23. Integración de la electrónica de lectura del conta-dor RICH en el CIEMAT

la práctica totalidad del proyecto. En particular se hatrabajado en el diseño, selección y caracterización decomponentes, ensamblaje del plano radiador y delplano de fotosensores, diseño y construcción de laelectrónica (toma de datos, fuentes de alimentación ycableado asociado), diseño y construcción del sistemade protección contra micro-meteoritos, integracióncompleta del contador en una sala limpia especial-mente construida en el CIEMAT con esta finalidad,Figura 23 y Figura 24, e integración final en eldetector AMS. En el INTA se han realizado las pruebasde calificación de la electrónica y se han realizadodiferentes ensayos para validar el procedimiento demontaje del plano de detección, así como las pruebas

de vibración del contador completo. Se han desarro-llado los algoritmos para reconstrucción de los conosCerenkov y el software on-line y off-line. Se ha partici-pado en todas las campañas de calificación espacial yse ha liderado el análisis de los datos obtenidos conrayos cósmicos durante la campaña realizada en elCERN en la primavera de 2008, Figura 25.

SITUACIÓN ACTUAL DEL PROYECTOAMS-02

La construcción del instrumento AMS-02 haseguido las pautas habituales de los experimentos defísica de altas energías. Los distintos subdetectores hansido diseñados, construidos, calificados espacialmentey operados por equipos de investigación en los dis-tintos institutos que integran la Colaboración AMS. Enla actualidad esta colaboración está formada por ~500científicos e ingenieros pertenecientes a ~50 institutosen 16 países, Figura 26.

En Septiembre de 2007 se completó la construcciónde una sala limpia de clase 10000 de ~700 m2 desuperficie localizada en el área Norte del CERN. Enesta sala se realizó un ejercicio de pre-integración detodos los subdetectores del instrumento con laexcepción del imán superconductor, remplazado porun replica con idénticas dimensiones y masa, cuyaconstrucción y prueba funcional está prevista parafinales de 2008, Figura 27 y Figura 28. El ejercicio depre-integración ha permitido corregir diversas incon-formidades con relación a las especificaciones téc-


Figura 24. Integración mecánica del contador RICH en elCIEMAT

Figura 25. AMS-02 en la sala limpia del CERN durante la tomade datos con rayos cósmicos (2008) Figura 26. Instituciones participantes en el proyecto AMS

nicas, establecer un protocolo definitivo de inte-gración, veri-ficar y poner a punto todos los sistemaselectrónicos y su sincronización, incluidos los detrigger y de adquisición de datos y llevar a cabo unaextensa campaña de toma de datos con rayos cós-micos.

En Enero de 2009 se iniciará la integración final detodos los subdetectores y se repetirá la toma de datoscósmicos con el imán operativo. A continuación elinstrumento será expuesto a haces de partículas (pro-tones, electrones y núcleos de distintas energías) pro-ducidos en los aceleradores del CERN. En el segundosemestre de 2009 el instrumento se transportará alcentro ESTEC (European Space Research and

Technology Centre) de la Agencia Europea delEspacio (ESA) en Noordwijk (Holanda) en donde seharán las pruebas finales de ciclaje térmico en vacío enel simulador espacial, Figura 29, y las pruebas decompatibilidad electromagnética. A finales de 2009AMS-02 se enviará al Kennedy Space Center, Figura30, para el procesado previo a su ubicación en uno delos trasbordadores de la NASA, Figura 31, a bordo delcual será transportado a la Estación Espacial Inter-nacional en donde permanecerá durante un mínimo de


Figura 27. Integración de AMS-02 en la sala limpia del CERN

Figura 28. Integración de AMS-02 en la sala limpia del CERN

Figura 29. Simulador espacial en ESTEC (ESA, Noordwijk)

Figura 30. Kennedy Space Center. Un trasbordador desplazán-dose hacia la rampa de lanzamiento

3 años, Figura 32. Aunque no hay fecha programadapara esta misión espacial, parece probable que tengalugar en el tercer trimestre de 2010.

En paralelo se están poniendo a punto en el CERNlos centros POCC (Payload Operation and ControlCenter) y SOC (Science Operation Center) desde losque se realizará el control de las operaciones delinstrumento y el procesado de los datos respectiva-mente.

PERSPECTIVAS CIENTÍFICAS DELINSTRUMENTO AMS-02

Una vez instalado el instrumento AMS-02 en laEstación Espacial Internacional, cargado el imán yactivados todos los subdetectores y el sistema deadquisición de datos, el experimento puede iniciar suandadura. En ausencia de problemas severos con elimán superconductor que originen pérdidas impor-tantes de helio la operación del espectrómetro puededurar como mínimo 3 años. En principio, el depósitode helio puede asegurar el funcionamiento del imán ~5años. Una vez consumidos los 2500 litros de heliolíquido el experimento puede prolongarse con un pro-grama científico concentrado en el estudio de distribu-ciones de núcleos atómicos (propagación y confi-namiento de la radiación cósmica).

Durante los primeros tres años de operación elexperimento puede acumular estadísticas importantesde los núcleos más abundantes presentes en laradiación cósmica. Por ejemplo:

~108 protones con energías >100 GeV

~107 núcleos de helio con energías >100 GeV/nucleón

~105 núcleos de carbono con energías >100GeV/nucleón

La identificación de los núcleos atómicos seráposible hasta un alto valor de la energía de los mismos.Por ejemplo:

protones hasta ~1 TeV (1000 GeV)

núcleos de helio, carbono,… hasta ~1 TeV

isótopos de núcleos ligeros hasta ~10 GeV/nucleón

antiprotones hasta ~200 GeV

positrones hasta ~200 GeV

núcleos de anti-helio, anti-carbono,… hasta ~1TeV

electrones hasta ~1 TeV

fotones hasta ~300 GeV

Las muestras estadísticas y la precisión en la deter-minación de las propiedades de las partículas queforman la radiación cósmica, debido a las altas presta-


Figura 31. Vista artística de AMS-02 durante el trasvase a laISS desde un trasbordador

Figura 32. Vista artística de AMS-02 colocado en la ISS

ciones del instrumento, van a permitir desarrollar unvariado y novedoso programa de investigación. A con-tinuación ilustramos con algunos ejemplos el potencialcientífico de AMS-02.

Estudio de precisión de las propiedades de losrayos cósmicos. Composición a diferentes ener-gías (1 GeV, 100 GeV, 1 TeV), determinacióndel tiempo de confinamiento a partir de, porejemplo, los flujos de 10Be y 9Be.

Estudio de la radiación gamma difusa en elintervalo de energía 0,1 GeV-1 TeV.

Estudio de la emisión de rayos gamma con ener-gías superiores a varios GeV en pulsares en laVía Láctea.

Búsqueda de la existencia de antimateria. Conuna muestra de 2 109 núcleos de helio con ener-gías hasta los 2 TeV, en caso de no encontrarseningún núcleo de anti-helio, será posible excluirla existencia de antimateria hasta el confínobservable del Universo (~1000 Mpc, ~3 1024

km). Este resultado tendría implicaciones seriaspara el Modelo del Big Bang.

Evidencia y naturaleza de la materia oscura. Elestudio de la dependencia con la energía de lafracción de positrones ( ) sobre el total de elec-trones y positrones ( ) podría revelar laexistencia de nuevas partículas compatibles conla abundante presencia de materia oscura. Encaso de descubrirse otros posibles candidatos (p.ej. partículas supersimétricas) en experimentoscon aceleradores de partículas, el estudio com-parativo de las características de ambas señalespodría ser de gran interés.

Búsqueda de nuevas formas de materia en elUniverso, por ejemplo núcleos de materia com-puestos de super-nucleones formados por trestipos de quarks (u, d, s). Este tipo de núcleos,denominados “strangelets”, se caracterizan portener pequeños valores del cociente Z/A (0,1) adiferencia de lo que ocurre en los núcleos ordi-narios (Z/A ~0,5). Algunas hipótesis apuntan aque las estrellas de neutrones son en realidad unúnico gigantesco “strangelet”.

Aunque algunas de estas cuestiones están íntima-mente relacionadas con los fundamentos de la física

moderna (violación de la simetría CP, conservación delnúmero bariónico y leptónico, teorías de gran unifi-cación, existencia de partículas supersimétricas, etc),probablemente el objetivo científico más atractivo delprograma de AMS-02 es la exploración de lodesconocido, la búsqueda de fenómenos que existen enla Naturaleza y que nunca habíamos imaginado o paralos que no estábamos equipados con la adecuadainstrumentación. La versatilidad y prestaciones deAMS-02 hacen que sea considerado ya como el“Telescopio Hubble” para partículas cargadas.

EL PROYECTO AMS Y LOS VUELOSESPACIALES TRIPULADOS

Como se ha señalado en secciones anteriores elespectrómetro AMS–02 proporcionará medidas pre-cisas de larga duración de espectros de partículas car-gadas y núcleos en el intervalo de rigidez 0,1 GV–3TV. También medirá rayos gamma de alta energíahasta 0,3 TeV con una resolución angular de 2 arcossegundo. Un elemento crucial de este instrumento es,como ya se explicado, el imán superconductor queconstituye un desarrollo tecnológico totalmentenovedoso en proyectos espaciales.

Las tecnologías desarrolladas por la ColaboraciónAMS en estos últimos años tienen posible aplicaciónen los vuelos interplanetarios tripulados. Probable-mente una de las restricciones más importantes en estetipo de misiones es consecuencia del hecho de que,poco después del lanzamiento de la nave espacial alespacio, los astronautas dejan de estar protegidoscontra la radiación gracias al blindaje que proporcionael campo magnético terrestre y la atmósfera. En unamisión de duración multianual la protección radio-lógica es factor clave para asegurar el retorno segurode los astronautas.

La protección de una tripulación en una misión delarga duración requiere:

1. Comprender con precisión la naturaleza de laradiación

2. Diseñar un sistema de protección radiológica

3. Entender los efectos biológicos de la radiaciónresidual y los efectos de gravedad cero

×

×


e+

e e+ −+

Los efectos de la radiación y las medidas de pro-tección para misiones tripuladas han sido estudiadospor la NASA, la ESA y la Agencia Espacial Rusa.Existen dos fuentes de radiación:

Llamaradas solares que producen intensa radia-ción de baja energía a intervalos impredecibles.

Rayos Cósmicos Galácticos que consisten esen-cialmente de protones (85%), helio (14%) ynúcleos pesados (1%).

La dependencia en función de la energía de lasdosis esperadas debidas a núcleos pesados necesita sermedida hasta valores de 10 GeV/nucleón. Las medidasrealizadas hasta la fecha, así como los distintosmodelos derivados para su interpretación, presentancontradicciones significativas. Parece necesario com-plementar la información existente con:

Medidas del flujo de cada núcleo pesado hastaZ 26 en el intervalo 0,1 GV-10 GV.

Medidas de posibles variaciones del flujo con eltiempo y determinar si estas variaciones estáncorrelacionadas con la actividad de las manchassolares.

Medidas de los flujos con una precisión del 1%.

AMS–02 podría hacer las funciones de un observa-torio orbital permanente para monitorizar los flujosnucleares en función del tiempo y de la energía. Eldetector de trazas de silicio y el contador Cerenkovestán diseñados para realizar estas medidas. Duranteun periodo de 20 años los flujos de 26 núcleos podríanmedirse en función del tiempo con una precisión del1%.

La tecnología de imanes superconductores tendríaaplicación para apantallar las tripulaciones en vuelostripulados. Las partículas cargadas serían desviadas enun campo toroidal creado por una determinadageometría de bobinas superconductoras y no pene-trarían en el módulo dedicado a la tripulación. Por otraparte, con la configuración apropiada, el campo mag-nético sería cero en el interior del módulo habitado ytambién en el exterior del imán, evitando interfe-rencias con los instrumentos de navegación delvehículo espacial. La Colaboración AMS ha realizadodiversos diseños de sistemas de protección magnéticaa la radiación y estimado el grado de protección enfunción de la configuración magnética, de las dimen-

siones y peso de las bobinas y del tamaño del compar-timiento de la tripulación. En general, con estosdiseños se consiguen radiaciones residuales en elinterior del módulo habitado del orden de 27 rem/año,que es aproximadamente la mitad del valor máximopermitido para los astronautas de la ISS (50 rem/año).Las dimensiones de estas bobinas superconductorasson similares a las de las bobinas utilizadas en la cons-trucción de los toroides superconductores fabricadospara el experimento ATLAS del acelerador LHC delCERN.

Es importante hacer notar que para conseguir conapantallado pasivo un nivel de protección similar alobtenido con imanes superconductores serían nece-sarios 400 toneladas de aluminio o 500 toneladas dehidrógeno líquido, un orden de magnitud más que en elescenario de protección magnética. Por otra parte, estaúltima solución es prácticamente insensible a las lla-maradas solares.

La validación de la solución magnética al problemade protección radiológica en misiones interplanetariastripuladas necesita un agresivo programa de investi-gación y desarrollo, que debería basarse en la expe-riencia que, previsiblemente, se obtendrá durante laoperación del imán de AMS-02 en el espacio.

La tecnología de imanes superconductores podríaser aplicada para el desarrollo de nuevos sistemas depropulsión eléctrica que acortarían la duración de losvuelos interplanetarios. El proyecto VASIMIR es unejemplo muy prometedor en esta dirección. Tambiénlas tecnologías magnéticas superconductoras hanencontrado aplicación en el desarrollo de sistemas degeneración de potencia eléctrica basados en reactoresnucleares del tipo VCR.

EPÍLOGO

En este trabajo hemos tratado de presentar algunosconceptos o fenómenos (antimateria, superconduc-tividad, Big Bang, evolución del Universo, etc)aparentemente desconectados. El paso del tiempo hademostrado que sólo se trataba de una apariencia. Esilustrativo hacer notar que descubrimientos, como elde la antimateria o la superconductividad, que en sumomento tuvieron un interés esencialmente acadé-mico, han generado aplicaciones prácticas extraordi-narias y contribuido a desarrollar nuevas tecnologías

=


que han permitido progresar en el interminableproceso de hacer acopio de conocimiento. Como se hadicho en repetidas ocasiones, la Ciencia produce resul-tados que con frecuencia desafían la intuición humana.Es uno de sus aspectos fascinantes. Como también loes que muchos de estos inesperados resultados hayanpropiciado cambios radicales en la forma de vida delos seres humanos. Es altamente probable, por noafirmar que inevitable, que, en el futuro, la investi-gación básica seguirá produciendo resultados que conel tiempo transformarán significativa e impredecible-mente nuestra existencia.

REFERENCIAS Y AGRADECIMIENTOS

1. Una descripción del instrumento AMS-01 y unacompilación de los resultados obtenidos en la misión

a bordo del trasbordador Discovery en 1988 seencuentra en: M. Aguilar et al., Physics Reports 366(2002) 331-405.

2. Está en preparación una descripción del instrumentoAMS-02 (The construction of the Alpha MagneticSepectrometre (AMS) for the Internacional SpaceStation) y se ha enviado a Nuclear Instruments andMethods A una descripción de las aplicaciones de lastecnologías desarrolladas en este proyecto para vue-los interplanetarios tripulados (AMS on ISS:Application of particle physics technology to mannedinterplanetary flight).

El autor de este trabajo desea agradecer a los Dres.María Isabel Josa Mutuberria, Javier Berdugo y CarlosMañá la cuidadosa lectura del texto y numerosas suge-rencias.


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