Historia - Física médica

Y la materia, ¿de qué está hecha? II. La materia oscura.

Antonio M. Lallena Rojo — Thu, 28 Nov 2024 12:30:41 +0000

En el post anterior describí el modelo estándar, que da cuenta de cuáles son los constituyentes fundamentales de la materia que conocemos y de cómo interactúan entre sí. Esta situación debiera sin duda resultar más que satisfactoria, máxime si recordamos los esfuerzos que durante mucho tiempo mantuvieron entretenidos a muchos científicos y filósofos en la búsqueda de esos componentes elementales de la materia.
Sin embargo, desde hace algunos años, el panorama de este argumento básico de la física (y también, ¿por qué no?, de la ciencia) ha experimentado una notable agitación, ya que la materia conocida, esa que puede conformarse a partir de los 6 quarks y los 6 leptones (y sus correspondientes antipartículas) que veíamos en la primera entrega, no es más que una exigua parte del contenido total de materia-energía en el universo: apenas un 5%. Y entonces, ¿qué es el 95% restante? Pues de momento no se sabe mucho al respecto, aunque se tiene constancia de su existencia, lo que no es poco, y de que consta de dos partes que tienen nombre y apellido: materia y energía oscuras. Ésta supondría poco más del 70% de ese contenido total y aquélla poco menos del 25%. En este post voy a referirme a la materia oscura. Y lo más conveniente es que empecemos por el principio porque resulta que, a pesar de lo que uno pudiera suponer, su hipótesis no es tan reciente.
La primera mención a la materia oscura la hizo Jan Hendrik Oort, en un artículo publicado en 1932. Oort analizó el movimiento de algunas estrellas de la Vía Láctea y llegó a la conclusión de que faltaba materia ya que, si no fuera así, esas estrellas tendrían que escaparse de la galaxia. Oort denominó “materia oscura” a esa masa que echaba en falta.
Un año más tarde Fritz Zwicky, hizo un descubrimiento sorprendente estudiando el cúmulo de Coma, una formación a más de 300 millones de años luz de nosotros. Zwicky observó grandes diferencias, de hasta unos 2000 km/s, en las velocidades de varias de las galaxias del cúmulo. Asumiendo que éste debía encontrarse ya en un estado estacionario, y haciendo uso del teorema del virial, encontró que, para explicar la dispersión de los datos, la densidad media del cúmulo debería ser unas 400 veces mayor que la que se estimaba a partir de la observación directa de las galaxias que lo integraban (unas 800 galaxias con una masa de unas 10⁹ masas solares cada una). Concluía Zwicky: “Si esto se confirmara, obtendríamos el sorprendente resultado de que la materia oscura está presente en una cantidad mucho mayor que la luminosa.” Y como vemos habló ya abiertamente de “materia oscura”.
En 1936, Sinclair Smith encontró resultados similares a los de Zwicky pero en el cúmulo de Virgo, algo más cercano a la Tierra. Smith avanzó la posibilidad de que la falta de materia podía asignarse a “una gran masa de material intergaláctico dentro del cúmulo.” Smith tenía parte de razón. Entonces no se tenía constancia de la existencia del polvo y del gas intergalácticos que suponen un porcentaje notable (de hasta un 70% o más) del total de la materia “normal” de un cúmulo, pero, aún así, no podía darse cuenta de todo el efecto que tanto Zwicky como Smith habían observado. El monto que aquél había estimado para la materia oscura era excesivo (no sólo por la masa del gas y del polvo intergaláctico que no incluyó en sus cálculos, sino también porque el valor de la constante de Hubble que utilizó, el entonces admitido, era casi un orden de magnitud mayor que el hoy día aceptado). Sin embargo eso no invalidó su argumento acerca de la presencia de ese nuevo tipo de materia de propiedades desconocidas.
Para encontrar el siguiente hito en la historia de la materia oscura hay que ir a 1959. Ese año Franz D. Kahn y Lodewijk Woltjer analizaron el movimiento relativo de la galaxia de Andrómeda y de la Vía Láctea. Ambas se encuentran en el denominado Grupo Local, son las más grandes del mismo, distan unos 2.5 millones de años-luz y orbitan una alrededor de la otra acercándose con una velocidad de unos cientos de km/s. Lo que encontraron Kahn y Woltjer fue que la masa efectiva del sistema en el centro de gravedad ascendía a, como mínimo, 1.8·10¹² masas solares, es decir, muy por encima de la masa estimada para el mismo. Y concluyeron que debía haber al menos 1.5·10¹² masas solares de materia intergaláctica invisible distribuida por el Grupo Local, probablemente en forma de gas a alta temperatura. Kahn y Woltjer no mencionaron la materia oscura en su trabajo, ni referenciaron los artículos de Oort, Zwicki y Smith: o bien desconocían el tema o no pudieron o supieron establecer relación alguna entre la falta de masa que ellos habían observado y la que resultaba de los estudios de estos otros autores.
Andrómeda ha sido uno de los lugares ideales donde mirar para encontrar trazas de la materia oscura. Precisamente estudiando la “curva de rotación” de esa galaxia, una representación de cómo varía la velocidad de rotación de las estrellas en función de su distancia al centro de la misma, fue cómo en 1970 Vera C. Rubin y W. Kent Ford Jr. pusieron números a un descubrimiento que dejó definitivamente fuera de duda la existencia de la materia oscura. Un sencillo cálculo de mecánica nos indica que esas velocidades, v, están relacionadas con la masa, M, existente en el interior de la órbita de la estrella. La correspondiente expresión es: v=√(G·M/r), donde G=6.673·10^-11 N m²kg^-2 es la constante de gravitación universal y r es el radio de la órbita. Lo que Rubin y Ford esperaban encontrar era una disminución paulatina de las velocidades a medida que las estrellas estudiadas estaban más y más alejadas del centro de la galaxia: a partir de un radio orbital dado, era evidente que la masa galáctica no crecía más y la velocidad debía ir reduciéndose en proporción inversa a la raíz cuadrada de r. Sin embargo lo que encontraron fue esto:

Tomada de Rubin y Ford. Astrophys. J. 159 (1970) 379-403

Es decir, que las velocidades de rotación de las estrellas alejadas del centro galáctico entre 4 y 20 kpc eran muy similares. El que la velocidad de las estrellas situadas en las regiones más externas de Andrómeda rotaban con velocidades mucho más altas de las que cabía prever ya había sido puesto de manifiesto en 1939 por Horace W. Babcock quien, sin embargo, no profundizó en los aspectos importantes de los que estamos hablando aquí. Me ha llamado la atención leyendo sobre la materia oscura que este trabajo de Rubin y Ford crea disparidad de opiniones: para algunos autores es un hito sin par en su descubrimiento, mientras que otros apenas si lo citan de soslayo.
En 1975 Morton S. Roberts y Robert N. Whitehurst encontraron esencialmente los mismos resultados que Rubin y Ford pero incrementando el rango de distancias al centro de la galaxia que alcanzó los 30 kpc.
Curiosamente, la desconexión entre la astrofísica galáctica y la estelar parecía patente: ni Babcock, ni Rubin y Ford, ni Roberts y Whitehurst citan en sus trabajos los artículos de Oort, Zwicki y Smith ni mencionan la materia oscura en sus artículos. Pero lo importante es que a principios de los 80 del pasado siglo existían evidencias indiscutibles acerca de su existencia.
No obstante, otras posibles explicaciones que dieran cuenta de las inesperadas velocidades de galaxias y estrellas fueron planteadas. De ellas las que más seguidores han tenido son las teorías de dinámica newtoniana modificada (MOND, por su acrónimo en inglés). Fue Babcock el primero en hacer referencia a ellas. En el artículo de 1939 que mencionábamos antes, indicaba que aparte de otras posibles explicaciones, “… quizás se requieran nuevas consideraciones dinámicas que permitan una menor masa relativa en las partes externas [de la galaxia].” La hipótesis básica de estas teorías es que la ley de la gravitación universal dejaría de funcionar como la conocemos cuando las masas involucradas están a grandes distancias. Sin embargo hay algunas evidencias de que esto no es así. La más clara de estas evidencias tiene que ver con el Cúmulo Bala que se muestra en la fotografía. Se trata de una estructura compuesta en realidad por dos cúmulos galácticos cuyos centros, vistos desde la Tierra, se están ya alejando uno del otro después de haber colisionado. Las zonas en rojo señalan la situación de los gases intergalácticos de cada uno de ellos: al atravesarse mutuamente ambos cúmulos, esos gases habrían sufrido una importante fricción entre sí, aumentado notablemente su temperatura y retrasándose respecto a las galaxias que conforman los cúmulos, que no se habrían visto tan frenadas en la colisión. Las zonas en azul son las que presentan un mayor efecto de lente gravitacional. Según las teorías MOND, sería el gas intergaláctico (que contiene la mayor parte de la materia ordinaria del cúmulo) el responsable de dicho efecto, pero como vemos en este caso no ocurre así y, además, no es posible explicarlo sólo con la masa presente en las galaxias situadas en esas regiones azuladas. La distribución de masa está bien establecida y la existencia de la materia oscura parece fuera de duda.

Cúmulo Bala

Lo que sabemos entonces sobre la materia oscura es que interactúa de forma extremadamente débil con la materia ordinaria y con ella misma, que muestra muy poca capacidad de desintegración (o, lo que es lo mismo, presenta una enorme estabilidad) y que no puede estar formada por las partículas de materia ordinaria (es decir, las que se incluyen en el modelo estándar o las que pueden constituirse a partir de ellas).
Así es que queda aún una parte importante para completar la historia: dilucidar cuáles son las partículas que forman la materia oscura. Distintas opciones se han manejado en los últimos años al respecto. Así se ha hablado de Partículas Masivas que Interactúan Débilmente, WIMP por sus siglas en inglés, de neutralinos, que junto con los anteriores aparecen en las teorías de supersimetría, o de axiones. Incluso los neutrinos se han considerado en algún momento como posibles candidatos. Pero, a parte de estos últimos, ninguna de las otras posibles partículas ha sido aún detectada y, por tanto, la cuestión sigue en el alero.
Como podemos imaginar existen distintos experimentos tratando de cazar las partículas de materia oscura. Los experimentos de detección directa son conceptualmente similares a los que permitieron el descubrimiento de los neutrinos en su día, y están basados esencialmente en la observación de núcleos en retroceso tras su interacción con las partículas buscadas. Entre ellos están ANAIS, en el túnel de Canfrac, bajo el macizo pirenaico, o XENONIT, situado en el Gran Sasso (Italia). Otros tratan de detectar las partículas que surgirían después de la aniquilación entre partículas de materia oscura y sus correspondientes antipartículas. Para ello se utilizan detectores como FERMI o AMS, que están instalados en satélites, o como CTA, los nuevos arrays de telescopios Cherenkov que se están construyendo en Canarias y en Chile. Y también está la opción de llegar a producir esas partículas en reacciones del tipo de las que se llevan a cabo en grandes colisionadores como LHC en el CERN.
Y hasta aquí lo que puedo contar … veremos qué nos depara el próximo futuro al respecto.

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Evidencias indirectas (II): PSR B1913+16 y las ondas gravitatorias

Antonio M. Lallena Rojo — Thu, 28 Nov 2024 12:29:05 +0000

Siguiendo con el tema del post anterior, voy a describir un experimento que se inició en la década de los 70 del siglo pasado y que resultó una “evidencia indirecta” de las hoy famosísimas ondas gravitatorias.
Los protagonistas de esta historia son dos astrofísicos estadounidenses: Russell A. Hulse y Joseph H. Taylor. El primero era el estudiante de doctorado del segundo cuando en 1974 descubrieron un objeto estelar muy particular usando un radio-telescopio de Arecibo (Puerto Rico) de 305 m de diámetro. Se trataba de un púlsar: el PSR B1913+16.
Un púlsar (contracción de pulsating star) es una estrella de neutrones que rota sobre sí misma y emite pulsos de radiación electromagnética a intervalos extremadamente regulares, del orden de algunos segundos como máximo. Las estrellas de neutrones se forman tras la explosión supernova que sigue al colapso gravitatorio de una estrella supergigante (con una masa entre 10 y 30 masas solares). Con un radio del orden de unos pocos km pueden tener masas de hasta el doble de la del Sol. El colapso queda detenido por la presión que ejerce el hecho de que los neutrones son fermiones y han de satisfacer el principio de exclusión de Pauli. Pero si la densidad está por encima de la que corresponde a los valores de masa y tamaño indicados, el colapso podría continuar hasta dar lugar a un agujero negro. Hoy día se conocen púlsares con períodos de rotación extremadamente pequeños (como el PSR B1937+21, descubierto en 1982 por Don Backer y cuyo período es de tan solo 1.6 ms) o púlsares constituidos por una enana blanca, que giran más lentamente que los formados por estrellas de neutrones (como el púlsar del sistema AR Scorpii, descubierto por Buckley y colaboradores en 2016).
El primer púlsar, el PSR B1919+21, fue descubierto en 1967 por Jocelyn Bell Burnett, que entonces se encontraba realizando su tesis doctoral con Antony Hewish. Este último y Martin Ryle fueron los primeros astrofísicos en ser galardonados con el premio Nobel, lo que ocurrió en 1974. A Hewish la Academia Sueca de las Ciencias le reconocía su papel decisivo en el descubrimiento de los púlsares, pero Bell Burnett fue olvidada, a pesar de que, según parece, Hewish fue muy reticente a la hora de aceptar las evidencias experimentales que ella había acumulado y, de hecho, tuvo que emplearse a fondo para convencer a su supervisor. Se trata de otra de esas historias “curiosas” de la ciencia, pero ahora volvamos con nuestro PSR B1913+16.
Una cuestión que intrigó sobremanera a Hulse y Taylor fue que, en contra de lo que se conocía sobre los diferentes púlsares que habían sido descubiertos hasta entonces, los pulsos de PSR B1913+16 llegaban con una cadencia que no era del todo regular. Observaron que, sistemáticamente, o bien se adelantaban ligeramente o bien sufrían un pequeño retraso y comprobaron enseguida que ese comportamiento presentaba una periodicidad de casi 8 horas. Hulse y Taylor asumieron para explicar sus datos experimentales que, en realidad, el púlsar que habían descubierto formaba parte de un sistema binario. Analizando detalladamente el ritmo de los pulsos detectados determinaron que PSR B1913+16 y su estrella compañera orbitaban alrededor de su centro de masas con un período de rotación de 7.75 horas y que ambos objetos debían tener una masa del orden de 1.4 masas solares. Como no se recibía radiación proveniente de la estrella compañera pensaron que o bien su orientación era tal que impedía la correspondiente emisión hacia la Tierra o bien no era otro púlsar.
Hulse y Taylor recibieron el premio Nobel de física en 1993 “por el descubrimiento de un nuevo tipo de púlsar, un descubrimiento que ha abierto nuevas posibilidades para el estudio de la gravitación.”

Pero ¿por qué nuevas posibilidades? No me voy a arrogar el conocimiento de las razones por las que el comité del Nobel argumentó de esa manera la concesión del premio, pero sí que puedo decir, y ahí entramos, ¡por fin!, en el objeto del post, que este sistema binario permitió por vez primera disponer de una evidencia (por supuesto indirecta) de las famosas ondas gravitatorias que Einstein había predicho tiempo atrás. Tenían entre manos un par de estrellas, rotando una alrededor de la otra. Si las predicciones de las teoría de la Relatividad General eran correctas se estaría emitiendo energía en forma de ondas gravitatorias. Y si eso era así, las trayectorias de las dos estrellas deberían modificarse progresivamente, resultando órbitas espirales que irían confluyendo hasta producir la colisión de los dos objetos.
Para comprobarlo había que hacer un experimento sencillo, pero dilatado en el tiempo: determinar si las modificaciones previstas eran o no ciertas iba a requerir años de observación continuada. Joel M. Weisberg, David J. Nice y el propio Taylor se pusieron manos a la obra y tras más de 30 años de seguimiento obtuvieron los resultados que se muestran en la figura siguiente:

Los resultados sólo puede calificarse como impresionantes. Como puede verse, se va acumulando año tras año una disminución en el período de rotación del sistema respecto del de un sistema que no perdiese energía y esa disminución está en perfecto acuerdo con la predicción que da al respecto la teoría de la Relatividad General. La disminución acumulada es de 75 ms por año y se prevé que las dos estrellas alcancen la coalescencia dentro de unos 300 millones de años.
Ahora que las ondas gravitatorias se han podido detectar directamente, este resultado puede parecer anecdótico pero resulta digna de mención una dedicación tan dilatada en el tiempo obteniendo un dato experimental al año. Todo un dechado de paciencia.

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Curiosidades sobre la historia del láser

Álvaro Peralta — Thu, 28 Nov 2024 12:28:59 +0000

Cuando el 16 de mayo de 1960 en los laboratorios Hughes en Malibú California Theodore Harold «Ted» Maiman (11 de julio 1927-5 de mayo 2007) conseguía por primera vez en la historia luz láser (Light Amplification by Stimulated Emission of Radiation), no era consciente de la revolución tecnológica que nacía ese día. Una revolución que aún persiste porque la tecnología láser –y, por tanto, todas sus posibles aplicaciones- está muy lejos de alcanzar un hipotético límite. Pero como casi siempre suele suceder, los comienzos nunca fueron fáciles. Pero vayamos paso a paso.

El origen del láser, siendo muy exactos, lo podemos fechar en 1901, cuando Max Planck (23 de abril 1858-4 de octubre 1947) publicó su famoso artículo “Sobre la ley de distribución de energía en espectros normales» en la revista Annalen der Physik, que está considerado uno de los trabajos fundacionales de la Mecánica Cuántica.

1917.- Albert Einstein (14 de marzo de 1879-18 de abril de 1955) publicó el famoso artículo «Zur Quantentheorie der Strahlung» («On the Quantum Theory of Radiation») en el que se describen los diferentes procesos de interacción de la luz con la materia: emisión estimulada, absorción estimulada y emisión espontánea. Estos procesos son la base de cualquier sistema láser o máser (Microwave Amplification By Stimulated Emission of Radiation).

1928.- Rudolf W. Ladenburg (6 de junio de 1882-6 de abril de 1952) confirma experimentalmente las predicciones teóricas de Albert Einstein sobre la naturaleza de la interacción luz-materia.

1934.- Claude E. Cleeton (11 de diciembre de 1907-16 de abril de 1997) y Neil H. Williams (1870-1956) estudian la absorción de microondas en amoniaco. Estos estudios serán clave para el desarrollo del primer máser.

1939.- Valentin A. Fabrikant (9 de octubre de 1907-3 de marzo de 1991) predice el uso del fenómeno de amplificación por emisión estimulada para la amplificación de radiación de “ondas cortas”. En junio de 1951 junto con F. A. Butaeva, and M. M. Vudynsky obtiene una patente otorgada por las autoridades soviéticas en la que se describe la amplificación de luz y ondas de radio mediante estos fenómenos.

1947.- Wilis E. Lamb Jr. (12 de julio de 1913-15 de mayo de 2008) y Robert C. Retherford (1912-1981) consiguen la primera demostración experimental del fenómeno de emisión estimulada estudiando la estructura fina del átomo de hidrógeno. Lamb gana en 1955 el premio Nobel de física por sus estudios de la estructura fina del átomo de hidrógeno.

1950.- Alfred Kastler (3 de mayo de 1902-7 de enero de 1984) propone el método de “optical pumping” para alcanzar la inversión de población en un medio activo para un láser. Estas ideas se confirman experimentalmente dos años más tarde por Jean Brossel, Jacques Winter y él mismo. En 1996 le es otorgado el premio Nobel de física por “The discovery and development of optical methods for studying Hertzian resonances in atoms».

1953.- Joseph Weber (17 de mayo de 1919-30 de septiembre de 2000) imparte la primera conferencia pública sobre los fundamentos de los máseres y láseres. Al finalizar la conferencia Charles H. Townes le solicita una copia de sus trabajos.

1954.- Charles H. Townes (28 de julio de 1915-27 de enero de 2015) obtiene la primera generación y amplificación de radiación electromagnética mediante emisión estimulada. Él junto con sus estudiantes acuñó el acrónimo máser para Microwave Amplification by Stimulated Emission of Radiation.

1955.- Nikolai Basov (14 de diciembre de 1922-1 de julio de 2001) y Alexander Prokhorov (11 de julio de 1916-8 de enero de 2002) independientemente de los trabajos de Townes, sugieren el uso de sistemas multinivel para obtener inversión de población. Esta idea se convierte más tarde en el método principal para la obtención de la inversión de población en sistemas láser. En 1964 junto con Townes se le otorga el premio Nobel por “Fundamental work in the field of quantum electronics, which has led to the construction of oscillators and amplifiers based on the maser-laser principle».

1959.- Gordon Gould (17 de julio de 1920-16 de septiembre de 2005) acuña el término LASER en el artículo: «The LASER, Light Amplification by Stimulated Emission of Radiation». Su trabajo es decisivo para la construcción del primer láser un años después.

20 de mayo de 1960.- Theodore Harold Maiman (11 de julio de 1927-5 de mayo de 2007) en los Hughes Research Laboratories en Malibú (California), pone en funcionamiento por primera vez un láser -concretamente un láser de rubí-. Curiosamente su trabajo “Stimulated optical radiation In ruby” es rechazado en la prestigiosa revista Physical Review Letters y posteriormente es publicado en Nature.

1962.- Aunque inicialmente propuesta por G. Gould en 1958, en 1962 R.W. Hellwarth y F.J. McClung demuestran la técnica de Q-switching usando celdas Kerr en un láser de rubí. Se consiguen los primeros pulsos láser de nanosegundo.

1963.- Logan E. Hargrove, Richard L. Fork y M.A. Pollack demuestran por primera vez la técnica de mode-locking trabajando con un láser He-Ne y modulador acusto-óptico. Con esta técnica es posible obtener pulsos ultracortos de picosegundos y femtosegundos.

1995.- Gerard Mourou y Donna Strickland trabajando en la Universidad de Michigan inventan de forma conjunta la técnica de Chirped Pulse Amplification (CPA). Mediante esta técnica es posible obtener pulsos ultracortos y ultraintensos incluso muy por encima del umbral de daño de los materiales. Esta técnica es la base de todos los sistemas láseres de peta-vatio (PW).

A partir de aquí la historia es bien conocida por todos. Hoy en día es muy difícil imaginarnos nuestra vida cotidiana sin los láseres. Desde la lectura de un simple código de barras hasta la cirugía usando un bisturí láser tienen su origen en los mismo simples conceptos. Pero quizás lo mejor esté aún por venir. A diario se consiguen láseres más robustos, fáciles de utilizar, y que abren la puerta a insospechadas aplicaciones. Últimamente están cobrando un papel relevante los láseres ultraintensos: ¿podemos acelerar partículas de forma eficiente mediante láseres? ¿se pueden abrir nuevos caminos en radioterapia generando radiación ionizante mediante interacción láser-materia? ¿Podemos empezar a pensar en interaccionar directamente con el núcleo atómico –y no solamente con los electrones-? ¿Es viable la transmutación nuclear mediante láseres? Éstas y otras muchas preguntas ojalá las podamos resolver en un futuro cercano.

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Evidencias indirectas (I): ζ Opiuchi y el espectro del CN.

Antonio M. Lallena Rojo — Thu, 28 Nov 2024 12:28:54 +0000

La historia de la ciencia está plagada de lo que podríamos denominar “evidencias indirectas”, es decir, de hechos experimentales dignos de toda credibilidad que sólo pueden explicarse echando mano de conceptos o entidades cuya existencia no ha sido demostrada de manera fehaciente. Quizá un esclarecedor ejemplo de esto a lo que me estoy refiriendo nos lo proporciona el espectro de energía de los electrones emitidos en la desintegración beta que, allá por 1930, dio motivo a Pauli para que inventara una nueva partícula, el neutrino, cuya detección se demoró 26 años (ver el post Las esquivas partículas).

Voy a comentar ahora una de esas situaciones que cuando tuve conocimiento de ella me resultó especialmente llamativa. Tiene que ver con una estrella: ζ Opiuchi. Esta estrella es la tercera más brillante de la constelación de Ofiuco (“El portador de la serpiente” o “El encantador de serpientes”), que ya figuraba en la relación clásica de constelaciones de Ptolomeo y en la que se pueden encontrar algunos soles realmente cercanos a la Tierra: por ejemplo, la estrella de Barnard la tenemos a tan sólo 6 años luz y, vista desde aquí, presenta un movimiento aparente de 10.3 segundos de arco por año, el mayor de todos los medidos hasta la fecha. Ofiuco es también “famosa” porque en ella tuvo lugar SN 1604, la supernova de Kepler, la última detectada en nuestra galaxia.
Pero volvamos con ζ Opiuchi. Lo que la hace interesante es que entre ella y nosotros hay una nube de gas interestelar cuyo espectro de absorción se ha estudiado desde hace tiempo. Entre las varias líneas negras que aparecen en él, y que como sabemos corresponden a las longitudes de onda de la radiación responsable de producir excitaciones de las moléculas que componen la nube de gas, hay una que se observa a 3875 Å. Esta línea es característica del CN, un radical que es estable en el espacio (aunque no aquí en la Tierra) y en realidad, si se observa con más detalle, aparece desdoblada en tres líneas con longitudes de onda de 3874.00 Å, 3874.61 Å y 3875.76 Å. En la notación usual en física molecular, esas tres líneas se denominan R(1), R(0) y P(1), respectivamente.
Interrumpo brevemente el relato para explicar el porqué de esta notación. Las transiciones moleculares se describen en términos de excitaciones (o desexcitaciones) entre niveles que reciben el nombre de “rovibrónicos” y que resultan del acoplamiento del movimiento vibracional de los núcleos de los átomos de las moléculas alrededor de sus posiciones de equilibrio y del movimiento rotacional de la propia molécula como un todo. Esos niveles se nombran con dos números cuánticos, (ν, J), el primero asociado con el estado de vibración y el segundo con el de rotación, de manera que hay varios niveles con valores J=0, 1, 2, … para cada valor de ν. A baja temperatura, las moléculas diatómicas, como la de CN que nos ocupa, se encuentran en el estado ν=0 y cuando la radiación incida sobre ellas sufrirán excitaciones del tipo (ν=0, J)→(ν=1, J’). Estas transiciones deben verificar las correspondientes reglas de selección que establecen que las más probables (y, por tanto, más visibles experimentalmente) son aquéllas que cumplen que ΔJ=J’-J=±1. La situación se esquematiza en la figura que sigue.

Arriba vemos el espectro energético con dos grupos de niveles correspondientes a ν=0 y ν=1, que se encuentran separados por ℏω₀, la energía característica del movimiento vibracional antes mencionado. La frecuencia característica asociada a esa energía es ν₀ y, como vemos en el espectro dibujado abajo, aparecen dos ramas de líneas espectrales: la rama R a frecuencias mayores que ν₀ y la rama P a frecuencias más bajas. La constante B es característica del movimiento rotacional de la molécula. La línea R(0) corresponde a la transición (ν=0, J=0)→(ν=1, J’=1), mientras que las líneas R(1) y P(1) aparecen cuando una molécula sufre una excitación desde el nivel (ν=0, J=1) a los niveles (ν=1, J’) con J’=2 ó 0, respectivamente. Esta descripción corresponde a un modelo simplificado de la dinámica molecular que sólo se cumple de manera aproximada en la realidad, pero que permite caracterizar las líneas espectrales de manera bastante eficiente.
Volvamos con nuestra historia. A principios de los años 40 del siglo pasado, los astrónomos Andrew McKellar, en el Observatorio Astrofísico de Dominion (Canadá), y Walter S. Adams, en el de Monte Wilson (E.E.U.U.), investigaron el espectro de la radiación que llegaba desde ζ Opiuchi y, en particular, la región de longitudes de onda en la que se encuentran las tres líneas mencionadas antes.
McKellar, en su artículo de 1940, identificó correctamente la segunda de las tres, la línea λ 3874.61, adscribiéndola como la R(0) correspondiente a la transición desde el nivel fundamental de la molécula de CN a otro excitado situado a unos 3.20 eV por encima de aquél. Pero, por alguna razón, especuló además sobre el origen de las otras dos líneas, que él no había observado, indicando que debían corresponder a transiciones que partían de un estado ligeramente por encima del fundamental, el (ν=0, J=1), a unos 0.00042 eV de energía de excitación. McKellar concluía su artículo diciendo: «Hay que señalar finalmente que si la línea interestelar λ 3874.6 es realmente la línea R(0) de la banda violeta (0,0) de CN y las líneas R(1) y P(1), provenientes del siguiente nivel rotacional sólo 3.39 cm^-1 por encima, no aparecen, la temperatura “rotacional” o “efectiva” del espacio interestelar debe ser extremadamente baja si es que, acaso, el concepto de una temperatura tal tiene sentido en una región con una densidad tan baja de materia y de radiación. La intensidad de la línea R(1) relativa a la de R(0) permitiría calcular un límite superior para esa temperatura “rotacional”. Para dar cifras reales, usando la bien conocida expresión para la intensidad de una línea de banda … se encuentra que si R(1) tiene una intensidad máxima de un tercio, un quinto o un veinteavo de la de R(0), la máxima temperatura “efectiva” del espacio interestelar sería 2.7 K, 2.1 K y 0.8 K, respectivamente.»
Adams, en su artículo de 1941, observó también la línea R(0), confirmando la identificación que había llevado a cabo McKellar, pero además encontró una débil señal correspondiente a la R(1) y concluía diciendo: «… el buen acuerdo entre las dos líneas a λ 3874 con las dos líneas de niveles rotacionales muy bajos del CN hace que la identificación de CN en el espacio interestelar sea altamente probable.» Sin embargo no siguió la línea de discusión de McKellar y no llegó a evaluar la temperatura “efectiva”. Pero la observación de la línea R(1) ponía de manifiesto que un cierto número de moléculas de CN no se hallaban en el estado (ν=0, J=0) sino en el (ν=0, J=1). En otras palabras, algún tipo de radiación hacía que algunas moléculas de CN se excitaran a ese nivel y, posteriormente, sufrieran las transiciones correspondientes a la línea R(1) y, eventualmente, también a la P(1). Y esa radiación debía tener apenas la energía equivalente a 3 K como máximo.

Sin saberlo McKellar había elucubrado sobre una evidencia indirecta del fondo de radiación cósmica de microondas, evidencia que Adams había observado, pero no dieron a ello la mayor importancia ya que su interés era estudiar la composición de los sistemas celestes.
Hasta el principio de la siguiente década no fue cuando Alpher, Herman y Gamow hablaron de aquella temperatura y la relacionaron con el Big Bang y la detección directa de ese fondo de radiación no ocurrió hasta 1965 cuando Penzias y Wilson llevaron a cabo su famoso experimento. Ninguno de ellos mencionó los trabajos de McKellar y Adams.

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Siempre se van los mejores: Peter Mansfield y el desarrollo de la resonancia magnética nuclear para diagnóstico médico

Carlos Andrés Rodríguez — Thu, 28 Nov 2024 12:28:53 +0000

El pasado 8 de febrero de 2017 nos despertábamos con una noticia que pasó por la mayoría de los periódicos sin pena ni gloria: el fallecimiento de Peter Mansfield.
En este mundo hay gente famosa que llena hojas de prensa sin haber hecho nada en la vida y otros que mueren habiendo revolucionado el mundo sin copar más que unas pequeñas notas a pie de página, como es el caso de Sir Peter Mansfield. Este físico británico fue Premio Nobel de Medicina en 2003 “por sus descubrimientos relativos a la obtención de imágenes mediante resonancia magnética”, premio que compartió con el químico estadounidense Paul Lauterbur, fallecido en 2007, y que puedo imaginar que tampoco os sonará demasiado su nombre…

Estos dos señores fueron protagonistas de la invención y desarrollo de la imagen médica por resonancia magnética nuclear. No es fácil ser conscientes del enorme avance que supuso la resonancia magnética en el mundo del diagnóstico médico. Intentemos ponernos en situación: A finales del siglo XIX, la única posibilidad de explorar el interior del cuerpo humano era mediante el uso de técnicas invasivas. Es decir, abrir en canal al sujeto en cuestión (paciente o cadáver) y explorar la zona anatómica que interesara en ese momento. Con el descubrimiento de los rayos X por parte de Roentgen se abre un mundo completamente nuevo no sólo en la física, sino también en la medicina, pudiendo ver por primera vez el interior del cuerpo humano sin necesidad de abrirlo.
A finales de los años 60 (ya en el siglo XX), el señor Hounsfield desarrolla la Tomografía Axial Computarizada, de la que ya hablamos en su momento en aquel Desayuno con The Beatles, una auténtica revolución en el mundo del diagnóstico por rayos X, permitiendo ver imágenes del interior del cuerpo humano, corte a corte, en lugar de proyecciones sobre una placa radiográfica (la típica radiografía simple). Sin embargo, aunque impresionante, el TC no es la solución completa en el mundo del diagnóstico por imagen. ¿Por qué? Muy posiblemente por dos motivos: el alto uso de radiación ionizante y la pobre resolución en bajo contraste.

El primero es evidente: el escáner utiliza una dosis relativamente elevada de radiación ionizante para producir las imágenes radiológicas, por lo que conlleva un riesgo intrínseco a su utilización. Tranquilos, es un riesgo razonablemente pequeño, no os va a pasar nada si mañana os hacen un escáner. El segundo problema quizás no es tan evidente pero en ocasiones es crítico. La pobre resolución a bajo contraste implica que con el TC nos va a costar diferenciar objetos o regiones anatómicas con densidades muy similares, como podría ser grasa, músculo o cartílago (sin embargo, es ideal para la visualización de estructuras muy contrastadas entre sí, como el hueso frente a tejido blando o los pulmones).
¿Por qué es tan importante, entonces, la resonancia? Justamente porque pone remedio a estos dos problemas: no utiliza radiación ionizante y tiene un contraste ideal para la visualización de tejidos como grasa, músculo o cartílago.

PEQUEÑA HISTORIA DE LA RESONANCIA MAGNÉTICA MÉDICA

Como cualquier gran avance científico, es difícil, quizás imposible, nominar a alguien como “inventor de la resonancia”, aunque en general nos encanten este tipo de distinciones. Es, en el caso de la resonancia magnética, cuanto menos interesante el complejo entramado de físicos, matemáticos, químicos e ingenieros que fueron dando pasos, aparentemente inconexos, hasta conseguir conmocionar el diagnóstico médico por imagen. A ver si somos capaces de poder hacer un pequeño resumen de estos pasos sin que os quedéis dormidos antes de terminar. ¡Vamos allá!

Hace mucho tiempo, en una galaxia muy muy lejana… No, espera, que eso es de otra historia…
Hace casi 90 años, en 1929, el físico polaco Isidor Isaac Rabi empezó a trabajar en la Universidad de Columbia en un proyecto de investigación sobre los efectos de los campos magnéticos externos en el núcleo de las partículas, ideando lo que él definió como espectroscopia por radiofrecuencia, que permitía medir los niveles de transición hiperfinos de los átomos utilizando frecuencias de radio para causar saltos entre estos niveles de energía. Dicho de otra manera, los núcleos atómicos pueden absorber energía de ondas de radiofrecuencia, pasando a un estado “de resonancia”. Cada núcleo atómico “resuena” a una frecuencia de radio diferente, por lo que identificando esa frecuencia podemos llegar a identificar el propio núcleo, así como la información química y estructural de las moléculas. Estamos en el año 1938 y acabamos de descubrir la resonancia magnética nuclear y su potencial para conocer la estructura interna de átomos y moléculas era más que evidente. Tenemos ante nosotros al ganador del premio Nobel de física de 1944.

PURCELL Y BLOCH: RESONANCIA EN MATERIA CONDENSADA

Un par de añitos después, allá por 1946, Edward Purcell y Felix Bloch, estadounidenses ambos, lideraban dos grupos de investigación independientes que pretendían (y de hecho consiguieron, con apenas tres semanas de diferencia) medir con precisión la intensidad del campo magnético de los núcleos atómicos de la materia condensada (es decir, líquidos y sólidos). Purcell, que había trabajado en la producción y detección de ondas de radiofrecuencia para el desarrollo del radar en la segunda guerra mundial, obtuvo una señal de resonancia magnética nuclear de protones producida por la absorción de radiofrecuencia en un bloque de 90 gramos de parafina. Por su parte, el grupo de Bloch produce inducción nuclear utilizando la mezcla de dos campos magnéticos (un campo fuerte y constante y otro más débil y de radiofrecuencia) sobre unas gotas de agua de apenas 100 mg contenidas en una esfera de cristal. Es muy interesante ver cómo ya Bloch nos avisaba en su artículo de que “hay buenas razones para creer que la sensibilidad puede ser mejorada” y que en un futuro no demasiado lejano se debería poder trabajar con mayor cantidad de materia.

Dudo que por aquel entonces pudieran siquiera imaginar que su propio descubrimiento iba a ser fundamental en el mundo de la medicina del siglo XXI. De hecho, recibieron el Nobel en 1952 “por el desarrollo de nuevos métodos en la medición precisa de efectos magnéticos nucleares”. Nadie vislumbraba en aquel momento las posibles aplicaciones médicas de sus experimentos y se limitaron a utilizar este fenómeno para el análisis de la estructura química de las sustancias.
Hubo que esperar varios años a que se aplicaran los métodos de la resonancia magnética para su uso tanto científico como civil y biomédico. En relación a lo que nos interesa, el uso médico, en 1955 Odeblad y Lindstrom consiguieron medir los espectros de absorción resonante de protones en diversos fluidos biológicos, como glóbulos rojos, músculo e hígado de ratas y conejos.

Entre 1963 y 1971, Mallard, Cook, Kent y Hutchison, de la Universidad de Aberdeen, observaron diferencias en los espectros resonantes de los electrones de biopsias de tumores de hígado y riñón, aunque no consiguieron obtener imágenes útiles en ratones vivos.

RAYMOND DAMADIAN: EL GRAN OLVIDADO

Es en 1971 cuando se produce un avance significativo en el desarrollo de la resonancia magnética nuclear para diagnóstico médico tal y como la conocemos hoy en día: Raymond V. Damadian, americano de origen armenio, publicó “Tumor detection by nuclear magnetic resonance”, un artículo fundamental en el que propone “medidas de resonancia spin-eco para ser usadas como un método para discriminar entre tumores malignos y tejido normal”. Observó diferencias entre muestras de tejidos normales y tumores malignos de hígado y riñón de la rata, así como diferencias entre este tipo de tumores y otros como el fibroadenoma, corroborándolos con tejido humano en 1974 con la ayuda de dos estudiantes post-doctorales, Goldsmith y Minkoff.
Para ello, idearon un equipo básico de resonancia magnética, con el siguiente esquema:

Dicho equipo fue convertido en realidad en 1976, realizando con él la primera tomografía de cuerpo entero de una rata, aunque fallaron al intentar conseguir una tomografía del propio Damadian (según ellos porque éste estaba “demasiado gordo” para la bobina súperdetectora que utilizaban). En las fotos podemos ver a Damadian junto a sus pupilos presentando su equipo (foto de la izquierda), así como al propio Damadian preparado para el estudio con las bobinas enrolladas en forma de hélice sobre su tórax (foto de la derecha).

Así nació el primer equipo de imagen de resonancia magnética, que llamaron cariñosamente “el indomable”, y que hoy en día puede verse en el museo Smithsonian de Washington DC. Según las propias palabras de Damadian: “Me llamaron loco por esta incongruente idea de que se podía introducir a un ser humano dentro de un imán”.
Es, al menos, curioso, que Damadian no estuviera entre los agraciados con el Nobel por el descubrimiento de la resonancia. Sus quejas, eso sí, fueron bastante sonoras (casi tanto como los propios equipos de resonancia), llegando incluso al propio New York Times. Al menos le concedieron otros importantes premios, como la Medalla Nacional de Tecnología de los Estados Unidos, su aparición en el Paseo Nacional de la Fama de Inventores (“National Inventors Hall of Fame”) o el premio Lemelson-MIT Prize como “el hombre que inventó el escáner RMI”.

IMAGEN MÉDICA: LAUTEBUR

El hecho de que a Damadian no se le otorgara el Nobel pudo deberse, quizás, a que él se centró en buscar las señales de resonancia magnética para un diagnóstico diferencial entre tejido tumoral y sano, y no en intentar obtener imágenes humanas médicamente “útiles”.
Es aquí donde entran en juego nuestros amigos Lautebur y Mansfield, que presentábamos al inicio del post. El señor Lauterbur tuvo la genial idea de codificar espacialmente la señal de resonancia utilizando gradientes magnéticos. Dicho de otro modo, se le ocurrió que si se utilizaban campos magnéticos diferentes para cada zona del cuerpo (en su caso para cada zona de un contenedor de agua deuterada), se podría identificar y localizar de dónde provenía exactamente cada señal que detectaba, pudiendo retroproyectar todas estas distribuciones y reconstruir una imagen (del mismo modo, o al menos parecido, al que Hounsfield había utilizado para sus imágenes de TC y que, si recordáis, provenía de las ideas matemáticas de Radon y Cormack). Pasamos, pues, de tener imágenes de señales de radiofrecuencia a imágenes “reales” y visualmente preciosas del interior del cuerpo humano, como podemos ver en su gran artículo sobre lo que él denominó Zeugmatografía: “Image formation by induced local interactions; example employing magnetic resonance” de 1979. Curiosamente, el artículo fue rechazado en varias revistas antes de ser publicado en Clinical Orthopaedics and Related Research.

LA APORTACIÓN DE MANSFIELD

Llegado a este punto, querido lector, te puede surgir la siguiente pregunta: Rabi, Purcell, Bloch, Damadian, Lautebur… ¿entonces qué coño hizo Mansfield? A ver si podemos ayudarte a entenderlo: En 1973 Peter Mansfield había descubierto (de manera independiente a Lautebur) que el uso de gradientes de campo magnético proporcionaba información espacial de la señal de resonancia, describiendo matemáticamente la transformación de una señal en el tiempo a una señal en el espacio, lo que posteriormente se llamó espacio-K. Fue en 1976 cuando propuso utilizar secuencias de imágenes eco-planares, es decir, abrió la posibilidad de llenar su espacio-K utilizando un único disparo de resonancia, o single-shot. Aplicó también los avances informáticos de la época para mejorar la capacidad de cálculo y procesamiento. Había, pues, conseguido mejorar y disminuir enormemente el tiempo de una exploración de resonancia magnética.
Fue en 1977 cuando publicó la que se conoce como primera imagen seccional de una región de la anatomía humana: un dedo.

A partir de entonces, los avances fueron ya imparables. Apenas unos meses después, Hinshaw exploró una muñeca y el propio Damadian consiguió realizar la primera resonancia magnética del tronco humano en el New York’s Downstate Medical Center a las 4:45 de la mañana de un 3 de julio. Tal y como recoge la nota que escribieron al finalizar, pudieron observar con detalle “corazón, pulmones, vértebra y musculatura” lo que supuso un “éxito fantástico”.

Ya en la década de los 80, Hawkes y Moore obtuvieron las primeras imágenes de un cráneo humano y posteriormente el propio Mansfield y su equipo llevaron a cabo el primer escáner de cuerpo entero. En la imagen siguiente podemos ver a un sonriente y orgulloso Mansfield (de chaqueta y corbata) junto al resto de sus colegas y su equipo de RM:

En 1981 el primer prototipo de tomógrafo RM llega a un hospital, el Hammersmith de Londres. Y de ahí hasta hoy: resonancias cardiacas, imágenes funcionales del cerebro, resonancias fetales y demás son una práctica clínica básica en cualquier hospital que se precie. Y lo que sigue llegando, la resonancia magnética médica tiene un potencial increíble: los nuevos avances, como los estudios de difusión, perfusión, tractografías o el estudio de otros núcleos diferentes al hidrógeno (C-13, F-19, P-31 o Na-27), hacen creer que estamos solamente al inicio de una completa revolución en el mundo de la imagen médica.

¿CÓMO FUNCIONA, ENTONCES, UN EQUIPO DE IMAGEN POR RESONANCIA MAGNÉTICA?

Ojalá explicar y entender a fondo el funcionamiento y las bases físico-médicas de un equipo de resonancia magnética fuera tan sencillo como escribir estas líneas para Desayuno con Fotones. Sin embargo, creo que, una vez que hemos conocido los pasos fundamentales dados para su descubrimiento, podemos al menos intentar resumir qué sucede cuando tenemos un problema articular, muscular o, quizás, algo más grave, y el médico nos solicita que nos hagan una resonancia.
Si os acordáis, Purcell y Bloch se centraron en el estudio de la resonancia de los protones. Este hecho puede parecer anecdótico pero es fundamental. ¿Por qué? Porque el núcleo del átomo de hidrógeno no es, ni más ni menos, que un único protón. Esto, entre otras cosas, le concede un momento magnético considerable (digamos que le atraen mucho los imanes).
Si rescatamos nuestros conocimientos de “La vida es así”, el cuerpo humano está formado en su mayoría por agua. Y ¿qué átomos forman la molécula de agua?… Sí, mi querido amigo, H₂O! Cada molécula de agua tiene dos átomos de hidrógeno, así que el cuerpo humano está plagado de átomos de hidrógeno!! Como, además, cada tejido del cuerpo humano (pulmones, cerebro, hueso, músculo, grasa…) tiene una composición química diferente y una cantidad de agua distinta, si conseguimos saber la distribución de los núcleos de hidrógeno (protones) en el interior del cuerpo humano, podemos ver los tejidos internos con un nivel de detalle increíble.
Recojamos, pues, los frutos de los descubrimientos de Damadian, Lautebur, Mansfield y compañía, y veamos lo que sucede: En el interior de esa claustrofóbica máquina se encuentran imanes brutalmente potentes que generan campos magnéticos con gradiente. Al introducir un cuerpo humano entre ellos, los protones del propio cuerpo absorben parte de esa energía y resuenan, emitiendo ondas al relajarse y volver a su estadio inicial. Con unos detectores ultrasensibles detectamos estas ondas, reconstruyendo matemáticamente las señales para presentarle al radiólogo una preciosa imagen de resonancia magnética:

Los imanes de la resonancia, como os podéis imaginar, no son imanes de andar por casa. Se trata de imanes muy precisos y cientos de veces más potentes que los imancillos que ponemos en la nevera. Así pues, no se te ocurra hacerte una resonancia con nada metálico, ya que puede salir volando en dirección a los imanes. Puede parecer un tema gracioso, pero en su origen se reportaron casos de fallecimiento de, entre otros, antiguos excombatientes en Vietnam con esquirlas metálicas de metralla que no acabaron muy bien parados al activarse el campo magnético de la resonancia. Por suerte, el titanio de las prótesis que se ponen hoy en día es paramagnético, es decir, que pasa de los imanes. Así que ¡id tranquilos!
También es divertido (hasta que te enteras de que un equipo de resonancia puede alcanzar fácilmente dos o tres millones de euros) ver cómo despistes en la colocación de objetos en el interior de una sala de resonancia pueden acabar en accidente. Muy clásica, y a la vez espectacular, es la imagen de una camilla de paciente que, por error, alguien dejó dentro de la sala…

Más curioso aún es el accidente que se produjo en Nueva Delhi en 2014, cuando una persona del hospital que no había trabajado nunca en la resonancia entró en la sala con una bombona de oxígeno mientras la máquina estaba en funcionamiento… La imagen habla por sí sola:

¿POR QUÉ ME PONEN CONTRASTE? ¿POR QUÉ HACE TANTO RUIDO?

Si te ha tocado hacerte alguna vez una resonancia, quizás te hayas hecho estas dos preguntas. Empecemos por, quizás, la más sencilla: el ruido de una resonancia (sin duda ensordecedor) se produce por los pulsos de corriente eléctrica que entran en las bobinas de los imanes, haciendo que éstas se contraigan y expandan ligeramente, lo que le otorga un sonido similar al de un martillo golpeando, y que puede llegar a alcanzar hasta los 120 decibelios, equivalente al motor de un avión.

Respecto al contraste, éste se utiliza cuando queremos observar tejidos con una respuesta en resonancia muy similar entre ellos y que, por tanto, son difícilmente distinguibles en una imagen. ¿Cómo podemos hacer que se diferencien? Utilizando sustancias como el gadolinio, un compuesto paramagnético capaz de modificar la respuesta de diversos tejidos al campo magnético, haciendo que brillen más en las imágenes médicas.

SI HAY RESONANCIAS, ¿PARA QUÉ QUEREMOS EL TC?

Para finalizar este post monográfico sobre la resonancia, vamos a intentar dejar claro algo: hemos dicho que la resonancia magnética soluciona de un plumazo los dos principales problemas que teníamos con el TC. Entonces, ¿por qué se siguen haciendo millones de TCs al año si la resonancia es mejor?
Sencillamente porque la resonancia magnética no es mejor que el TC. Es, digamos, complementaria: el tipo de imágenes y de estudios para los que están diseñados es diferente. Por otro lado, la resonancia presenta una serie de inconvenientes que no tenemos en un escáner. Sin entrar en demasiado detalle, hay que decir que un estudio de resonancia implica mucho más tiempo (entre 15 y 45 minutos para resonancia y unos pocos segundos para un escáner), lo que disminuye la eficiencia de estos equipos (menos eficiencia = más coste económico) y limita su uso en estudios urgentes como traumatismos por accidente o urgencias neurológicas. Además, al ser más rápido, el TC es menos sensible al movimiento que la resonancia, ya que es más fácil estarse quieto medio minuto que media hora. Y, por otro lado, es menos (mucho menos) claustrofóbico ya que la abertura del donut es, por lo general, muy superior.
Por otro lado, al escáner le dan más o menos igual los marcapasos, las grapas y los implantes cocleares… ¿Os acordáis de lo que dijimos de entrar con algo metálico en una resonancia?

¡Nada más! Mi más sincera enhorabuena si has conseguido llegar al final del post. ¡Eres un campeón! Espero haber conseguido que, al menos, seas consciente de todo el trabajo científico que hay detrás de un invento que salva tantas vidas como puede ser una resonancia magnética. Y si te hacen alguna vez alguna, recuerda: no duele, no sientes nada… pero ¡prepárate para estar totalmente quieto durante media hora! ¿Serás capaz?

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Las esquivas partículas

Antonio M. Lallena Rojo — Thu, 28 Nov 2024 12:28:52 +0000

Los caminos que la ciencia sigue para progresar son, sin duda, muy variados. A veces los descubrimientos surgen de improviso, cuando el afortunado investigador está empeñado en buscar otra cosa que, en muchos casos, sólo tiene que ver colateralmente con lo que finalmente saca a la luz. Un ejemplo de esto fue el descubrimiento de los rayos X por Wilhem Roentgen, a finales del s. XIX, cuando trabajaba con tubos de rayos catódicos en una mesa quizá demasiado llena de otras cosas ajenas a los experimentos que estaba realizando y que, sin embargo, pusieron de manifiesto el efecto inesperado.

Pero en otras ocasiones no es así y el descubrimiento sigue a una búsqueda específica de lo que finalmente se encuentra, en muchas ocasiones tras de una más o menos complicada, ardua y larga labor de investigación. En esta categoría podríamos situar al famoso bosón de Higgs que encontraron en el CERN en 2012 usando el acelerador LHC que había sido construido, entre otras cosas, para encontrar esa partícula, la única de las que forman el Modelo Estándar cuya existencia faltaba entonces por demostrar.

A pesar de lo exagerado de la información que siguió a la conferencia de prensa en la que se anunció el descubrimiento de una partícula que podría ser compatible con lo esperado para este bosón de Higgs (con apelativos sin sentido como el que la nombraba como la partícula de Dios, sea lo que sea lo que esto pudiera significar), hay otras partículas elementales que son, en mi opinión, mucho más llamativas y enigmáticas: los neutrinos, esas esquivas partículas que pueden recorrer distancias enormes en el seno de un material sin interactuar con sus moléculas y átomos. Con propiedades curiosas y elusivas y conexiones con algunos problemas que a día de hoy aún están pendientes de resolverse en astrofísica, cosmología y física de partículas, se puede asegurar que su estudio está todavía lejos de haber sido completado.

Como en muchas otras ocasiones en ciencia, la historia de los neutrinos comienza con un experimento sin explicación plausible. El problema se suscitó al comparar lo que sucedía en la desintegración $latex \alpha$ con los resultados de los experimentos de desintegración $latex \beta$. La reacción de desintegración $latex \alpha$ es la siguiente:

$latex ^{A}_{Z}X_{N} \rightarrow ^{A-4}_{Z-2}Y_{N-2}+^{4}_{2}He_{2}$

en la que, como podemos ver, un núcleo se desintegra convirtiéndose en otro con dos protones y dos neutrones menos y emitiendo una partícula $latex \alpha$, que como sabemos no es más que un núcleo de $latex ^{4}_{2}He_{2}$, una partícula con una gran estabilidad. El espectro de energía de las partículas $latex \alpha$ que emite una muestra radiactiva$latex \alpha$ es como se muestra en el panel a de la figura.

Espectros de energía de las partículas α y de los electrones emitidos respectivamente en el caso de las desintegraciones α (arriba) y β (abajo).

Si, como en cualquier otro proceso físico, consideramos la conservación de la energía y del momento en la reacción, es posible determinar la energía cinética que llevará la partícula $latex \alpha$ emitida después de producirse cada desintegración:

$latex T_{\alpha}=\frac{Q_{\alpha}}{1+\frac{m_{\alpha}}{m_{Y}}} \approx Q_{\alpha}(1-\frac{4}{A})$

donde

$latex Q_{\alpha}=m(^{A}_{Z}X_{N})c^{2} – m(^{A-4}_{Z-2}Y_{N-2})c^{2} – m_{\alpha}c^{2}$

se denomina valor $latex Q$ de la reacción, una cantidad que permite discernir cuándo una reacción puede ocurrir (si $latex Q_{\alpha}>0$}) y cuándo no ($latex Q_{\alpha}\leq 0$) y que se obtiene como la diferencia de las masas del núcleo padre y de los núcleos producto de la reacción. Todas las partículas $latex \alpha$ emitidas por la muestra llevan la misma energía cinética, $latex T_{\alpha}$, y por eso en el espectro de la figura 1a aparece un pico bien definido. El hecho de que ese pico tenga una cierta anchura se debe a que el proceso de detección de la partícula y de la determinación de su energía cinética no es “perfecto”.

Cuando se tuvo la certeza de que las partículas emitidas en la desintegración $latex \beta$ eran electrones, se pensó que la correspondiente reacción nuclear debía responder a una ecuación como la siguiente:

$latex ^{A}_{Z}X_{N} \rightarrow ^{A}_{Z+1}Y_{N-1}+e^{-}$.

Es decir, un neutrón del núcleo padre se convertía en un protón, dando lugar a otro núcleo con un protón más y un neutrón menos, y además se emitía un electrón. Esta reacción es formalmente idéntica a la de la desintegración $latex \alpha$ y, por tanto, la energía cinética de los electrones emitidos debía ser:

$latex T_{\beta}=\frac{Q_{\beta}}{1+\frac{m_{e}}{m_{Y}}} \approx Q_{\beta}$,

Aquí la única diferencia con el caso de las partículas $latex \alpha$ es que $latex m_{e} << m_{Y}$ y de ahí la expresión aproximada final. Por otro lado,

$latex Q_{\beta} = m(^{A}_{Z}X_{N})c^{2}-m(^{A}_{Z+1}Y_{N-1})c^{2}-m_{e}c^{2}$.

El primero que midió el espectro de los electrones emitidos por un radioisótopo $latex \beta$ fue James Chadwick, en 1914. Encontró un resultado realmente sorprendente y que se muestra en el panel b de la figura. Se trata de un espectro completamente diferente al de la desintegración $latex \alpha$: no hay un pico claro que defina la energía cinética esperada sino que aparece un espectro continuo con una energía máxima que es precisamente ese valor $latex Q_{\beta}$.

La resolución teórica del rompecabezas tardó algún tiempo. En 1930, Wolfgang Pauli “inventó” una nueva partícula que se emitía también en la reacción de desintegración $latex \beta$ y que permitía que en estas desintegraciones se garantizara la conservación de la energía. La partícula inventada era el neutrino. A pesar de que, visto con la perspectiva del tiempo, y como suele suceder, esa hipótesis parece más que plausible, la situación no era tan clara en aquel momento. Por poner un ejemplo, digamos que físicos tan prestigiosos como Niels Bohr postularon que la energía no se conservaba en cada desintegración $latex \beta$ individual y que sólo lo haría globalmente cuando se consideraba la totalidad de las desintegraciones que se producían en la muestra radiactiva. Pauli, con buen criterio, pensó que el principio de conservación de la energía era de obligado cumplimiento en cualquier proceso físico y la reacción debía ser por tanto de la forma siguiente:

$latex ^{A}_{Z}X_{N} \rightarrow ^{A}_{Z+1}Y_{N-1}+e^{-}+\nu$.

Es decir, había una tercera partícula emitida, una partícula que, por alguna razón, no se detectaba, pero que se repartía con el electrón la energía $latex Q_{\beta}$ disponible. Así en aquellas desintegraciones en las que el electrón llevara una energía cinética alta, próxima a$latex Q_{\beta}$, el neutrino llevaría poca, y viceversa: la forma del espectro quedaba pues explicada. Además, la conservación de la carga eléctrica permitía establecer que la nueva partícula tenía que ser neutra.

En una carta fechada en 1930 y en varias conferencias dictadas en 1931 en E.E.U.U., Pauli se refirió a la nueva partícula como el “neutrón”. Pero para 1933, cuando publicó su primer trabajo sobre el tema, la extraña partícula había sido rebautizada por Enrico Fermi quien, un año antes, le asignó el nombre con el que la conocemos hoy, el neutrino, dejando la denominación de neutrón para la partícula actualmente conocida como tal y que había sido descubierta por Chadwick aquel mismo año.

Fermi fue, no obstante, más allá de las meras denominaciones y desarrolló una teoría para explicar la desintegración $latex \beta$ que le permitió dar cuenta del proceso conocido entonces y que había dado lugar al enredo, el $latex \beta^{-}$, y avanzar la existencia de un segundo proceso de tipo similar, el$latex \beta^{+}$, en el que un protón del núcleo se transformaba en un neutrón, emitiéndose un positrón (la antipartícula del electrón) y un neutrino. En 1934, Frédéric Joliot e Irene Joliot-Curie descubrieron este otro proceso $latex \beta$ en los productos de las reacciones ocurridas en experimentos de colisión de partículas $latex \alpha$ con núcleos de aluminio. Como quiera que las predicciones de la teoría de Fermi estaban en muy buen acuerdo con los resultados experimentales encontrados para los dos tipos de desintegración, la existencia de los neutrinos y el papel que jugaban en la conservación de la energía en la desintegración $latex \beta$ quedaron fuera de dudas. El artículo de Fermi en el que planteó su teoría se publicó en 1934 en Nuovo Cimento, en italiano, y unos meses después en Zeitschrift für Physik, en alemán. Nature había rechazado el trabajo por ser demasiado especulativo, algo cuyos editores lamentaron de por vida.

Pero una cuestión era el “invento” del neutrino y otra muy distinta su detección directa. En 1934 Hans Bethe y Rudolf Peierls calcularon su probabilidad de interacción con la materia, que resultó ser ínfima, y concluyeron que «a efectos prácticos, resulta imposible detectar el neutrino.» Sin embargo, y como es muy usual, no hay nada mejor que declarar algo como “imposible” para excitar la imaginación de algún mortal que se empecine en demostrar lo contrario. Y uno de los primeros en hacerlo fue Bruno Pontecorvo, un estudiante de Fermi en Roma que aquel mismo año se había trasladado a París para trabajar con los Joliot-Curie. Pontecorvo pensó que, no habiendo nada erróneo en sus cálculos, Bethe y Peierls no habían establecido que la probabilidad de que un neutrino interactuara con la materia fuera estrictamente nula. Y si no era estrictamente nula, había una posibilidad de detectarlos. Como la reacción esperada era

$latex \nu + ^{A}_{Z}X_{N} \rightarrow ^{A}_{Z+1}Y_{N-1}+e^{-}$,

en 1946 Pontecorvo propuso usar un tanque gigante lleno de algún compuesto de cloro (usualmente bastante barato) y situado junto a una fuente intensa de neutrinos como podía ser un reactor nuclear. En cada reacción los núcleos de cloro se transformarían en argón, un gas noble que no sufriría reacciones químicas con otros compuestos presentes en el experimento. Como alguno de los núcleos de argón creados sería radiactivo, podría ser detectado sin problemas. La idea era pasmosamente sencilla: si un número enorme de neutrinos se hacen pasar a través de una masa gigantesca, alguna interacción se producirá durante un tiempo de medida “razonable”.

Sin embargo, tuvieron que pasar ocho años para que alguien se planteara llevarla a la práctica. Raymond Davis lo intentó dos veces, la primera en el reactor de Brookhaven y la segunda en el de Savannah River, mucho más potente que el primero, y con un detector de mucho más volumen. Sin embargo, en ninguno de los dos casos encontró diferencias en las tasas de creación de argón con los reactores en funcionamiento o en parada. En realidad el problema era que en las reacciones de fisión que ocurren en el reactor, los radioisótopos que se producen con mayor abundancia son del tipo $latex \beta^{-}$ y en las desintegraciones de los mismos no se producen neutrinos sino antineutrinos, las antipartículas de los neutrinos, cuyas reacciones con los núcleos del detector son de la forma

$latex \bar{\nu} + ^{A}_{Z}X_{N} \rightarrow ^{A}_{Z-1}Y_{N+1}+e^{+}$,

En lugar de argón, en el experimento de Davis se estaba formando azufre, un elemento que no era el buscado. A pesar de la decepción inicial, Davis sacó provecho a su dispositivo experimental ya que comenzó a estudiar la interacción de los rayos cósmicos con la materia lo que, con el paso del tiempo, le valió el premio Nobel de 2002 que compartió con Masatoshi Koshiba y Riccardo Giacconi.

No mucho más tarde, en 1956, Clyde L. Cowan y Frederick Reines pensaron alla grande: puestos a considerar una buena fuente de neutrinos, ¿por qué no usar la más intensa disponible, una explosión nuclear? Aunque al parecer su proyecto fue aprobado, se conformaron finalmente con hacer el experimento con el reactor Savannah River, pero a diferencia del de Davis, usaron un detector compuesto por dos tanques de 200 l, llenos de una disolución de $latex CdCl_{2}$ en agua, envueltos en material centelleador con un centenar de tubos fotomultiplicadores. Los antineutrinos producidos por los isótopos generados en el reactor debían interaccionar con los protones del agua de acuerdo con la reacción:

$latex \bar{\nu} + p \rightarrow n + e^{+}$.

Los positrones emitidos en esas reacciones perderían poco a poco su energía cinética y acabarían aniquilándose con los electrones del medio. De esta aniquilación surgiría la señal característica constituida por dos fotones que se mueven en la misma dirección, sentido contrario y con 511 keV de energía, y los fotones los detectaría el sistema centelleador. Los neutrones, por su parte, serían absorbidos por núcleos de $latex ^{108}_{48}Cd_{60} $ según la reacción:

$latex n + ^{108}_{48}Cd_{60} \rightarrow ^{109m}_{48}Cd_{61} \rightarrow ^{109}_{48}Cd_{61} + \gamma$.

Los núcleos de $latex ^{109m}_{48}Cd_{61} $ resultantes se desexcitarían emitiendo un fotón que sería detectado también por el detector de centelleo con un cierto retraso respecto de la señal de la aniquilación de los positrones. Ese retraso se estimaba en unos 5 μs y los resultados del experimento fueron, esta vez sí, definitivos. La tasa de detección aumentaba significativamente cuando el reactor estaba en funcionamiento y los neutrinos habían sido por fin detectados sin ambigüedades. Reynes recibió el premio Nobel por este experimento en 1995, compartido con Martin L. Perl quien descubrió el leptón tau. Cowan, fallecido en 1974, se quedó sin el galardón.

Cowan y Reines anunciaron el descubrimiento a Pauli en un telegrama fechado el 14 de junio de 1956. Habían pasado 26 años desde que éste predijera la existencia de los neutrinos. Sin embargo, en esta “competencia” gana claramente el bosón de Higgs cuya observación experimental ha necesitado 48 años desde que fuera propuesto por varios autores en 1964.

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El problema de los neutrinos solares

Antonio M. Lallena Rojo — Thu, 28 Nov 2024 12:28:51 +0000

Si tuviera que asignar a este “problema de los neutrinos solares” una sola palabra para calificarlo, ésta sería “productivo”, porque la cantidad de trabajos y experimentos realizados y de conferencias y discusiones organizadas para tratar de explicarlo ha sido ingente. Pero, vayamos al principio. La historia comienza en 1938. Entre el 21 y el 23 de marzo de aquel año y bajo los auspicios de la George Washington University y la Carnegie Institution of Washington tuvo lugar en esa ciudad la cuarta edición de la Washington Conference on Theoretical Physics que fue dedicada al tema de la “Energía estelar y procesos nucleares”. Los organizadores del evento fueron George Gamow y Merle Tuve que tuvieron la afortunada ocurrencia de reunir a una buena representación de los mejores físicos nucleares y astrofísicos de la época con la intención de que unificaran sus lenguajes y discutieran sobre cómo y cuáles eran los procesos físicos básicos en la generación de la energía en las estrellas. Entre los asistentes encontramos a John von Neumann, Edward Teller o Subrahmanyan Chandrasekhar, pero el que nos interesa para nuestra historia es Hans Bethe. Cuenta Gamow que tuvieron que emplearse a fondo para convencerlo de que asistiera al congreso, porque el tema no le interesaba, y sin lugar a dudas que Bethe se alegró de aquella insistencia porque gracias a ello llevó a cabo los trabajos que le valieron el premio Nobel de Física, que le fue concedido en 1967. En Washington, Bethe conoció a Charles Critchfield, que entonces estaba haciendo su tesis doctoral con Teller, y que había encontrado dificultades en los cálculos que estaba haciendo en relación al denominado ciclo p-p, una serie de reacciones nucleares que se iniciaba con la fusión de dos protones y que podría ser la explicación, al menos parcial, de cómo se producía energía en las estrellas. Critchfield y Bethe publicaron un artículo aquel mismo año en el que calcularon la probabilidad de la reacción inicial del ciclo y sus implicaciones estelares, pero Bethe siguió investigando en el tema y unos meses más tarde encontró un segundo ciclo de reacciones, el C-N-O, que completaba la descripción de los procesos nucleares involucrados en la producción energética estelar: el ciclo p-p era el dominante en estrellas con masas menores que la del Sol y el C-N-O en las más masivas. Curiosamente, y de manera independiente, el ciclo C-N-O también fue propuesto en las mismas fechas por Carl von Weizsäcker. Muy probablemente, su participación en el programa nuclear alemán durante la Segunda Guerra mundial hizo que su nombre no fuera recordado a la hora de la concesión del Nobel. Aunque esto… esto es otra historia.

La conferencia en Washington, 1938, reunió físicos y astrónomos y los dos campos se inspiraron mutuamente en la reunión interdisciplinaria. En la fotografía aparecen George Gamow, Donald H. Menzel, Hans A. Bethe, Edward Teller y el Premio Nobel Subrahmanyan Chandrasekhar entre otros. (Fuente: Niels Bohr Instintute).

En lo que a la cuestión de los neutrinos solares compete, la importancia de los trabajos de Critchfield, Bethe y von Weizsäcker estribó en el hecho de que ponían de manifiesto que esos ciclos de producción de energía estelar daban lugar, además, a la emisión de fotones, positrones y, ¡cómo no!, neutrinos. Así es que, además de los reactores nucleares (que se habían utilizado en los experimentos que permitieron establecer su existencia real y que ya vimos en un post anterior), el Sol era una excelente fuente de neutrinos, que permanecía a la espera de que alguien se sirviera de ella para hacer experimentos.

De izquierda a derecha: John Bahcall y Raymond Davis en 1964.

No obstante, si se quería obtener información cuantitativa fiable de los resultados de esos posibles experimentos, era absolutamente necesario conocer cuántos neutrinos emitía realmente el Sol. Sin embargo, después de Bethe nadie se ocupó en serio del problema hasta principios de la década de los 60 del pasado siglo, cuando John Bahcall contactó con Raymond Davis y juntos diseñaron Homestake, un experimento para detectar neutrinos solares. Davis había sido uno de los primeros físicos experimentales en tratar de encontrar trazas fiables de la existencia de los neutrinos (ver post anterior) y era pues un entendido en la materia. Construyeron un detector de $latex 380 m^{3} $ de capacidad lleno de $latex Cl_{4}C_{2}$ y lo ubicaron a 1500 m de profundidad en una mina de Dakota del Sur de la que tomó el nombre el experimento. Según Bahcall había calculado, incluyendo todas las reacciones que debían dar una contribución apreciable a la tasa de detección de neutrinos, ésta debía ser de unos 10 por semana. El experimento empezó a tomar datos a finales de 1966 y cuando en 1968 se publicaron los primeros resultados saltó la sorpresa: sólo 1/3 de los neutrinos que los cálculos de Bahcall indicaban que debían haber alcanzado la Tierra lo habían hecho realmente: el problema de los neutrinos solares estaba sobre la mesa y tardaría más de 30 años en resolverse.

Bruno Pontecorvo (1913-1993)

Curiosamente, en 1967, Bruno Pontecorvo había avanzado la siguiente hipótesis: «Desde un punto de vista observacional el objeto ideal es el Sol … El único efecto sobre la superficie de la Tierra sería que el flujo observable de neutrinos solares debe ser dos veces menor que el flujo total de neutrinos.» Pontecorvo había encontrado un mecanismo que daba lugar al efecto observado en el experimento de Davis y Bahcall antes de que éstos plantearan el problema, pero nadie cayó en la cuenta, tal vez porque su artículo se había publicado en una revista soviética. Pero, ¿cuál era la razón de esa disminución en el flujo de los neutrinos solares? ¿De qué estaba hablando Pontecorvo? Pues ni más ni menos que de las celebérrimas oscilaciones de los neutrinos. Hoy sabemos que los leptones, que es como se conocen las partículas elementales que no sienten la interacción fuerte, se agrupan en tres familias, cada una de ellas formada por una partícula cargada y su neutrino: la del electrón, ($latex e^{-},\nu e$), la del muón, ($latex \mu^{-},\nu \mu$), y la del tauón, ($latex \tau^{-},\nu \tau$). El muón fue descubierto en 1936 por Carl Anderson y Seth Neddermeyer, pero el tau no lo fue hasta 1975 por el equipo de Martin Perl en SLAC. Por su parte los tres neutrinos fueron descubiertos, respectivamente, en 1956, por Clyde Cowan y Frederick Reines (ver post anterior), en 1962, por Leon Lederman, Melvin Schwartz y Hans Steinberger, y en 2000, por la colaboración DONUT de Fermilab. La sugerencia de Pontecorvo venía a decir que un neutrino de cualquiera de las tres familias podía cambiar de una a otra cuando se desplazan desde la fuente hasta el sistema de detección.

El siguiente evento de nuestra historia ocurre tres lustros más tarde. En 1983 empezó a tomar datos el detector KamiokaNDE (que toma su nombre de Kamioka, nombre de una antigua ciudad japonesa donde se sitúa un observatorio del Instituto para la Investigación de los Rayos Cósmicos de Japón, y NDE, acrónimo de nuclear disintegration experiment). El detector, que usaba la técnica de radiación Cherenkov, era cilíndrico, con 16 m de altura y la misma longitud de diámetro, y albergaba unas 3000 toneladas de agua pura. La estructura estaba rodeada por un millar de tubos fotomultiplicadores y se construyó para medir la vida media del protón. Se encontraba en una mina a más de un km de profundidad, con lo que el fondo de radiación no deseado se reducía varios órdenes de magnitud respecto al que se tendría en superficie, pero aún así no sirvió para su objetivo inicial. Sin embargo, se entendió enseguida que aquella enorme herramienta sí que podía ser útil para detectar neutrinos cualquiera que fuera su procedencia. Sería posible no sólo contabilizarlos sino determinar su dirección de entrada, su energía, etc. Hasta 1995, fecha de su cierre, KamiokaNDE permitió, por un lado, confirmar la falta de neutrinos que Davis y Bahcall habían encontrado años antes y, por otro, demostrar que el número de neutrinos detectados se reducía al incrementarse su energía, tal y como los cálculos de Bahcall predecían y no había podido comprobarse anteriormente por las dificultades técnicas inherentes a ese tipo de experimento.

KamiokaNDE no fue, sin embargo, el único experimento diseñado para detectar neutrinos solares. Así, entre 1991 y 1997 estuvo funcionando GALLEX (Gallium Experiment). El detector tenía 54 m3 de volumen y 100 toneladas de solución de $latex HCl + Ga_{2}Cl_{6}$ y se instaló en Italia, en el Laboratorio Nacional del Gran Sasso, a 3 km de profundidad. La idea era esencialmente la misma que la del experimento de Davis y Bahcall pero la reacción clave fue entonces la siguiente:

$latex \nu_{e} + ^{71}_{31}Ga_{40} \rightarrow ^{71}_{32}Ge_{59} + e^{-}$.

El umbral energético de esta reacción es de unos cientos de keV y ello permitía observar la mayor parte de los neutrinos generados en el ciclo p-p (y no sólo los del C-N-O, que son más energéticos). El germanio producido tiene una vida media de poco más de 11 días y fue sencillo contabilizar el flujo de neutrinos incidentes: los resultados siguieron mostrando el pertinaz déficit. Y lo mismo ocurrió con GNO (Gallium Neutrino Observatory) que tomó datos hasta 2004 y que, pese a mejorar la precisión de GALLEX aumentando la concentración de galio, no modificó sus conclusiones. Tampoco los resultados de SAGE (Soviet-American Gallium Experiment) fueron diferentes. Con un detector de más de 50 toneladas de galio metálico líquido y situado a más de 4 km de profundidad bajo las montañas del Caúcaso, en este experimento que estuvo en funcionamiento hasta 2007 se encontró que la razón entre la tasa de neutrinos detectados y la predicha teóricamente resultaba estar entre el 56 y el 60%.

Era pues evidente que el viejo experimento de Davis y Bahcall no había incurrido en ningún procedimiento erróneo. ¿Cuál era entonces la solución del rompecabezas? Una primera idea de la misma nos la dio, sin duda alguna, Super-K. No, no se trata de un título de comic. Super-K es un detector colosal que está situado junto a KamiokNDE: 50000 toneladas de agua ultrapura contenidas en un cilindro de acero de 39.3 m de diámetro y 41.4 m de altura. El volumen está dividido en un parte central, de 36.2 m de altura y 33.8 m de diámetro, y otra exterior separadas por una estructura de acero que sirve de soporte a más de 11000 tubos fotomultiplicadores orientados hacia dentro y más de 1800, más pequeños, que apuntan hacia fuera. De resultas este detector es capaz de determinar con precisión no sólo la dirección de entrada de los neutrinos, sino también su familia.

Super-K se construyó para resolver el problema de los neutrinos solares y, de paso, tratar de entender otra curiosidad de los neutrinos: la anomalía de los neutrinos atmosféricos. Este nuevo problema se había detectado con KamiokaNDE y con otro detector contemporáneo: IMB (por Irvine-Michigan-Brookhaven), un cubo de 15 m de lado situado en una mina del lago Erie, con 2048 tubos fotomultiplicadores tratando de detectar las señales producidas en 3300 toneladas de agua. ¿Y cuál era esta nueva rareza de los neutrinos? Pues se conocen como neutrinos atmosféricos los que se generan al desintegrarse los piones y muones formados por la interacción de los rayos cósmicos con la atmósfera. Dadas sus características de formación, su flujo de incidencia sobre la superficie terrestre debe ser isótropo y sus energías, mucho más altas que las de los neutrinos solares, lo que permite separarlos de éstos. Y en cuanto a sus familias, debían estar en la proporción de dos neutrinos de muón por cada neutrino de electrón. Sin embargo los dos detectores arrojaron idénticos resultados: el número de neutrinos de muón y de electrón era el mismo.

¿Y qué nos dijo Super-K? Los primeros resultados, anunciados en 1998, mostraron que cuando se trataba de los neutrinos atmosféricos llegados directamente desde la atmósfera, la razón de neutrinos muónicos a los electrónicos era 2:1, como se esperaba, mientras que entre los neutrinos que habían llegado desde “debajo”, después de atravesar todo el volumen terrestre, esa razón era 1:1. Super-K también demostró que el número de neutrinos de electrón no dependía de la dirección de incidencia. Así es que parecía evidente que algo ocurría con los neutrinos muónicos que, en su conspicuo viaje a través de la Tierra hasta Super-K, desaparecían. ¿No sería que Pontecorvo tenía razón y, como había predicho, los neutrinos oscilaban, cambiaban de familia y no eran detectados?

Hubo que esperar un poco más para tener la solución definitiva que vino de la mano de un nuevo experimento, SNO, en funcionamiento desde 2000 a 2006 en el Sudbury Neutrino Observatory de Canadá. Situado a 2 km de profundidad, se trataba de una esfera acrílica de 6 m de radio, capaz del albergar 1000 toneladas de agua pesada, que estaba rodeada por un armazón que soportaba más de 9000 tubos fotomultiplicadores. Esta estructura se encontraba flotando dentro de un contenedor lleno de agua que servía para apantallar la radiación no deseada. El agua pesada aportaba una novedad ya que, tal y como había propuesto Herbert Chen, permitía analizar dos posibles reacciones:

$latex \nu_{e} + ^{2}_{1}H_{1} \rightarrow p + p + e^{-}$

$latex \nu_{l} + ^{2}_{1}H_{1} \rightarrow p + n + \nu_{l}, \quad l \equiv e, \mu, \tau$.

En la primera, un neutrino de electrón colisiona con un deuterón produciéndose dos protones y emitiéndose un electrón. En la segunda, un neutrino rompe el deuterón en sus dos constituyentes. Mientras que la primera reacción sólo es posible para neutrinos electrónicos, la segunda es accesible a neutrinos de cualquier familia y eso permitió resolver por fin el problema puesto que se pudo determinar el flujo de neutrinos de electrón independientemente del flujo total de neutrinos de las tres familias. El análisis combinado de los resultados de SNO y Super-K quedó demostrado que sólo 1/3 del número total de neutrinos eran neutrinos electrónicos y que, por tanto, las oscilaciones entre familias ocurrían en su camino entre el Sol y la Tierra. Los jefes de los experimentos Super-K, Takaaki Kajita, y SNO, Arthur B. McDonald, recibieron por su hallazgo el premio Nobel de física en 2015.

Davis y Bahcall no se habían equivocado.

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La paradoja de Olbers

Antonio M. Lallena Rojo — Thu, 28 Nov 2024 12:28:49 +0000

Maestro, ¿por qué el cielo está oscuro de noche? Es esta una de esas preguntas que a veces algún nene remilgado formula en una película a su pobre profesor y que, ¡quizá!, nos hubiera gustado a nosotros que alguno de nuestros hijos hubiera hecho porque, aún no sabiendo la respuesta, habría dejado bien alto el pabellón de la inteligencia familiar. Pues esta pregunta, aparentemente inocente, se conoce como paradoja de Olbers. El tal Olbers, de nombre Heinrich Wilhelm Matthäus, fue un médico alemán que la planteó en 1823. Olbers era astrónomo aficionado y en 1802 encontró Ceres, el objeto más grande del cinturón de asteroides, situado entre Marte y Júpiter, y que el astrónomo italiano Giuseppe Piazzi, había “extraviado” después de descubrirlo el año anterior. También encontró Palas y Vesta, otros dos asteroides, y varios cometas.

Además de la “curiosidad” que podía inducir, la paradoja tenía una implicación muy importante porque la oscuridad del cielo nocturno podía entenderse como una evidencia más que clara contra el modelo de universo que se aceptaba entonces, a saber, un universo espacialmente infinito, sin principio ni fin en el tiempo, estático y poblado por un número infinito de estrellas. En efecto, si el universo era así, y aquí venía el problema, cualquier línea visual trazada desde la Tierra se encontraría con una estrella y, en consecuencia, el cielo debería ser siempre brillante, tanto de día como de noche. Y por ello la paradoja que, por cierto, entra de lleno en problemas cosmológicos fundamentales como son los que atañen al tamaño y a la edad del universo.

Y dada su profundidad intelectual, la de la paradoja, antes que Olbers ya hubo otros científicos que plantearon una objeción similar, tratando incluso de darle solución. Allá por 1576, el astrónomo y matemático inglés Thomas Digges discurrió que, dado que las estrellas lejanas apenas podían verse, era natural que el cielo nocturno fuera oscuro. Más imaginativos, el gran astrónomo y matemático Johannes Kepler, en 1610, y el físico y jurista Otto von Guericke, en 1672, hablaron de un muro cósmico oscuro en el que el universo “acabaría”, un universo que no sería por tanto infinito ni contendría infinitas estrellas.

Algo más tarde, en 1720, el astrónomo y matemático inglés Edmond Halley modeló el universo como un conjunto de capas esféricas concéntricas, de igual anchura, en las que se distribuirían las estrellas. Calculó que todas esas capas producirían la misma cantidad de luz, independientemente de su radio lo que le llevó, inmediatamente, a una conclusión: si admitía que el universo era infinito se debería observar un cielo siempre brillante. Para salvar el entuerto esbozó la hipótesis de que las estrellas más próximas obstruían la luz proveniente de las más lejanas. Pero eso no impediría que, miráramos donde mirásemos, siempre veríamos una estrella, con lo que la paradoja seguía estando irresoluta. Y puestos a “interponer”, el astrónomo suizo Jean-Philippe de Chéseaux propuso en 1744 que seguramente había, entre la Tierra y las estrellas, nubes de materia que absorbían la luz proveniente de éstas. Pero ésta tampoco podía ser la solución puesto que, si ese fuera el caso, habría ido, poco a poco, aumentando la temperatura de esas nubes hasta hacerlas tan brillantes como las propias estrellas.

El porqué con estos precedentes la paradoja acabó por tomar el nombre de Olbers no está claro. Tampoco es la primera vez que en ciencia ocurre algo así. El caso es que 25 años después de ser propuesta, el escritor estadounidense Edgar Allan Poe abordó el tema en su obra Eureka, publicada en 1848. Y además planteó una solución en la que, curiosamente, se esbozaban argumentos correctos: el universo debe tener una edad finita, la luz se desplaza con velocidad finita y, por tanto, la luz emitida por las estrellas más lejanas aún no habría llegado a la Tierra. Algunos años más tarde, en 1861, el astrónomo alemán Johann von Mädler apoyó esta hipótesis.

La resolución de la paradoja necesitó de mucho tiempo y en ella participaron muchos científicos entre los que destacaremos a dos que no resolvieron el dilema, pero cuantificaron sendos aspectos fundamentales del mismo. El primero fue el físico e ingeniero británico William Thomson, lord Kelvin, quién en 1901 calculó que para que el cielo nocturno fuese brillante sería necesario colectar la luz proveniente de todas las estrellas situadas a una distancia de hasta 3000 billones de años-luz. El segundo fue el astrónomo y cosmólogo británico Edward R. Harrison quién, en 1964, determinó que “iluminar” el cielo nocturno requeriría una energía 10 billones de veces mayor que la que los datos entonces conocidos indicaban como disponible.

En realidad la paradoja de Olbers sólo puede resolverse teniendo en cuenta dos de las características fundamentales del universo en el marco de la teoría del Big Bang. Por un lado, que el universo se inició en un cierto instante, 13800 millones de años atrás, y, por otro, que desde ese momento está en expansión. Pero antes de que el Big Bang viese la luz, y durante bastantes años después, el modelo preponderante era el del estado estacionario del universo. Como en este modelo el universo no había tenido principio, sólo su expansión podía aducirse para “conseguir” un cielo nocturno sin luz. El físico y matemático británico Hermann Bondi, uno de los inventores del modelo junto con el astrofísico austríaco Thomas Gold y astrónomo inglés Fred Hoyle, así lo estableció en su influyente libro “Cosmología”, publicado en 1952. Y no iba desencaminado. Efectivamente, la expansión del universo aumenta el volumen del espacio intergaláctico, disminuye, por tanto, la densidad de los fotones presentes y con ella la intensidad de la luz observada. Por otro lado, la expansión del universo provoca el conocido desplazamiento al rojo de la luz proveniente de las galaxias, es decir, una disminución en la energía de los fotones detectados en la Tierra.

Sin embargo, varios investigadores como Harrison, en 1964, el cosmólogo canadiense Philip J. E. Peebles, en 1971, y el historiador de la ciencia John Gribbin, británico, en un artículo de divulgación aparecido en 1986 en New Scientist, pusieron de manifiesto que eso no era suficiente para dar cuenta de la paradoja. Con argumentos correctos que, curiosamente, fueron ignorados, establecieron que era necesario tomar también en consideración que el universo, y con él las galaxias que emiten la luz, tiene una edad finita. La luz que podemos detectar es la que proviene de aquellas galaxias que, como máximo, se encuentren a una distancia de la Tierra igual al producto de la velocidad de la luz por su edad (que es de unos 10000 millones de años). No podemos “ver” las galaxias que estén más lejos y, por tanto, una de las hipótesis que sustentaban la paradoja, no es válida ya que no es posible extender indefinidamente lejos una línea de visión.

En 1987, los astrofísicos Paul S. Wesson, inglés, y Knut Valle y Rolf Stabell, noruegos, zanjaron definitivamente la cuestión mediante un cálculo realizado en el marco de la teoría de la Relatividad General y en el que determinaron la intensidad de luz existente en el espacio intergaláctico. En su artículo muestran resultados para tasas de expansión nula y no nula de los que resulta que la razón de intensidades entre ambas situaciones es de tan sólo un 50%. En otras palabras, que el elemento relevante para explicar la oscuridad del cielo nocturno es la edad de las galaxias. Poe, 130 años antes, había dado en la tecla.

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Tomografía con muones

Xavier Jordi Juan Senabre — Thu, 28 Nov 2024 12:28:47 +0000

El pasado 17 de enero, mientras desayunaba, leí un titular que decía así: “Encuentran partículas que podrían resolver el origen de las pirámides de Egipto”. Me picó la curiosidad, ya que se afirmaba que dichas partículas descubiertas en el interior de la Pirámide Sur de Dashur podrían explicar el sistema de construcción de estas maravillas egipcias. Pero se me hacía tarde y, como tantos otros artículos interesantes, lo dejé para leer luego. Al día siguiente otra noticia (“Hallan indicios de cámaras ocultas en la Pirámide de Keops“) relacionada me recordó que ya no podía dejar pasar más tiempo sin leer de qué iba esto.

Pirámide Sur de Dashur

Es obvio que los dos titulares anteriores son sensacionalistas y que los modificaron para ajustarse mejor a lo que era la noticia. Aunque el hecho de anunciar haber detectado unas partículas tan reveladoras dejó sorprendidos a los arqueólogos, físicos, geólogos y demás científicos involucrados.

Sin embargo, este hallazgo no es algo nuevo, porque en octubre de 2015 ya se publicó un artículo que explicaba bien la noticia y la técnica empleada: “Escanear las pirámides del Antiguo Egipto para desvelar sus secretos”. La noticia incluye un vídeo incrustado de sólo dos minutos que detalla la metodología empleada. Os recomiendo que le echéis un vistazo, es muy didáctico:

https://vimeo.com/145399600

Scan Piramids Mission es un proyecto ambicioso respaldado por el gobierno de Egipto en el que participan varios organismos y empresas. Cuentan con una buena financiación para llevar a cabo tres tipos diferentes de estudios de todos los monumentos de interés: un escaneo mediante láseres fijos (apoyados en trípodes) y móviles (teledirigidos mediante drones); una termografía de infrarrojos para tener imágenes 3D de las distintas temperaturas y flujos de calor y por último imágenes 2D y 3D mediante la detección de muones, que es de lo que os quiero hablar en este post.

El muón fue una de las primeras partículas elementales que se descubrió como un elemento no perteneciente (en forma directa) al átomo. La carga eléctrica del muón es igual a la del electrón, pero tiene una masa 200 veces mayor. Los muones se producen de forma artificial en los centros de experimentación (CERN, Los Álamos,…) y de forma natural como consecuencia de la interacción de los rayos cósmicos con nuestra atmósfera, tal como se ilustra en la figura 1. La página web de la Agencia Espacial Europea (ESA, por sus siglas en inglés) ofrece información general multimedia sobre los rayos cósmicos.

Figura 1. Cascada de partículas generadas por la interacción de los rayos cósmicos con las capas altas de la atmósfera terrestre. Cortesía http://tandem.nipne.ro/~muon1/detector/

Por lo tanto, los muones son partículas radiactivas (se desintegran en otras) que están presentes en todo el Universo y que proceden fundamentalmente del viento solar y del fondo galáctico. La Tierra está siendo constantemente bombardeada por dicha radiación cósmica, por consiguiente hay una incidencia contínua de muones sobre la superficie terrestre. Su energía es tan elevada que son capaces de atravesar grandes espesores de materiales (piedras, metales, rocas, edificios…), pero a medida que atraviesan capas van perdiendo intensidad. Si dichos muones son medidos por un detector, se obtendrá una “radiografía muónica”. Si se dispone de varios detectores en distintas posiciones se obtiene mucha más información y, posteriormente mediante un algoritmo matemático, se puede realizar una reconstrucción de una imagen 3D (tomografía) de aquéllo que hayan atravesado nuestros muones de interés. De esta forma, si se colocan adecuadamente detectores de muones en el interior de una pirámide egipcia, se podrá saber si las paredes del edificio son sólidas o si hay huecos (por ejemplo, cámaras ocultas aún no descubiertas), si hay fisuras estructurales importantes, si hay objetos muy densos aún por descubrir… Y por eso las noticias sensacionalistas iniciales decían que estas partículas eran reveladoras y que aportarían mucha información a los egiptólogos.

Si os interesa este tema y queréis saber más, os remito a un podcast de 14 minutos en el cual se entrevista a Javier Sierra y explica bastante bien lo que hasta aquí os he contado. Pero si preferís leer la transcripción del podcast os dejo este otro enlace. Ahora seguro que muchos me diréis que 4º Milenio no es científico y que en ciencia eso de la “nave del misterio”, «como que no pega». Es cierto, pero este podcast sí merece la pena, hacedme caso.

Detectores y Física de la Tomografía con muones

Hasta aquí ha sido la parte divulgativa, ahora me introduciré en la parte más técnica para explicar cómo se detectan los muones, cuáles son sus aplicaciones y los proyectos actuales. Así que si sólo queréis saber de qué iba esto ya habréis leído bastante y no os hará falta más hard info. Pero los que tengáis interés por conocer más acerca de estas partículas, podéis seguir leyendo.

El primer experimento para detectar muones lo llevó a cabo un equipo dirigido por el físico Luis Walter Álvarez a finales de los años 60. Álvarez, de origen español y nacido en San Francisco, fue galardonado con el premio Nobel en 1968 por su contribución a la física de partículas.

Figura 2. Experimento de L. W. Álvarez. Cortesía Jacques Marteau.

Álvarez utilizó un dispositivo parecido a las películas radiográficas actuales (ver Figura 2), pero más sofisticado, tal que los muones dejaban su rastro en ellas. Por el tipo de trazas detectadas, este detector se denominó “cámara de chispas”. El trabajo fue arduo, ya que el tiempo de detección era de días (¡incluso semanas!) y la resolución y exactitud no tan buenas como se hubiese deseado, por lo que a pesar de la tenacidad de los investigadores, los resultados no fueron del todo satisfactorios. Además estalló el conflicto entre Egipto e Israel (la Guerra de los Seis Días) y con sólo un 20% escaneado de la pirámide de Keops se abortó el proyecto. Álvarez y colaboradores presentaron, con los resultados que disponían, un informe ante la American Physical Society, pero siempre quedó la incógnita de qué habría pasado si se hubiese finalizado la investigación.

Actualmente las películas de emulsiones (detector a base de bromuro de plata) presentan una gran resolución espacial en la radiografía con muones. Por otra parte la lectura se realiza mediante microscopios electrónicos automatizados, herramienta que ya hubiera gustado tenerla a Álvarez, porque habría obtenido mucho mejores resultados. Además, estas radiografías presentan la ventaja de no necesitar alimentación externa para su funcionamiento, ya que su lectura se efectúa offline.

Pero los equipos más utilizados son las tiras de detectores de centelleo plástico y las cámaras de placas de resistencias, ya que permiten el procesado online de los sucesos y una mejor reconstrucción tomográfica. Los muones llegan a la superficie de la Tierra con un rango de energías entre 1-1000 GeV e interaccionan con la materia de dos formas principalmente: perdiendo energía por interacción electromagnética que produce electrones tras la ionización a su paso por el medio, y dispersiones culombianas múltiples (MCS, siglas en inglés) con los núcleos generándose un cambio respecto a la dirección inicial. En otros casos los muones pierden suficiente energía y se absorben en el medio. A groso modo, se depositan unos 2,2 MeV de energía por gramo y cm². En la tabla inferior (Tabla 1) se muestra una estimación de la energía perdida por los muones al atravesar 10 cm de varios materiales.

Tabla 1. Cortesía Larry Joe Schultz

Se define como alcance a la distancia que recorre una partícula en un medio hasta que se detiene por completo. En la Tabla 2 se ilustra el alcance para muones de varias energías.

Tabla 2. Cortesía Larry Joe Schultz

Según el medio que se quiera radiografiar con muones (una pirámide, una parte de una montaña) lo atravesarán más o menos muones en función de su densidad y grosor. A nivel del mar hay un flujo de unos 10,000 muones m²min^-1. Para tener una buena resolución habrá que registrar muchos sucesos, lo cual hace que las medidas pueden ser muy largas antes de ser procesadas. Hay que tener en cuenta que el flujo de muones no es uniforme para todas las energías y además depende del ángulo de detección. Por tanto, amigos tomográficos muónicos, mucha paciencia (ahora me acuerdo de nuevo de Álvarez… ¡ay! qué lastimica).

Los detectores de centelleo y las cámaras de placas usan las MCS para registrar los sucesos. La incertidumbre de las medidas disminuye a medida que aumenta la energía de los muones, por lo que se suelen diseñar para detectar los muones alta energía, que además son los más penetrantes. El tipo de material también es importante, así un modelo de detector estándar es montar tres superficies de distintas densidades (hormigón-hierro-plomo por ejemplo) alineadas (ver Figura 3), tal que los muones atraviesan dichas superficies. Las dispersiones producidas permiten segregar las interacciones (de baja-media-alta energía) y realizar medidas bastante precisas.

Figura 3. Instalación de un detector de muones con tres planos de 1 m2 cada uno. En la jerga, son denominados telescopios. Cortesía Larry Joe Schultz.

Aplicaciones y proyectos actuales

Dejaré ya de lado las pirámides, porque he hablado bastante. Antes de que la tomografía con muones se aplicara a las pirámides en su forma actual, se inició con éxito en la monitorización de volcanes activos en Japón. Fueron Hiroyuki Tanaka y colaboradores los que consiguieron en 2007 por primera vez radiografiar un volcán, concretamente la parte superior del monte Asama. Los resultados demostraron la existencia de rocas de baja densidad debajo del cráter, es decir, lava. La computarización de los datos pudo simular posibles erupciones y advertir qué zonas terrestres estarían expuestas a mayor peligro (ver Figuras 4 y 5).

Figura 4. Ubicación de un detector. En la práctica hay varios, pero todos por debajo del cráter. Cortesía de H.K.M. Tanaka

Figura 5: Detección experimental de material de baja densidad debajo del cráter.

Actualmente hay un proyecto ambicioso, el Mu-Ray Project, que usa los rayos cósmicos para la tomografía de volcanes. Decidir dónde colocar los detectores, cuántos e incluso el diseño de los mismos es una tarea primordial en este campo. La simulación Monte Carlo (MC) ha ayudado muchísimo, de tal forma que se puede realizar una simulación a partir de reconstrucciones 3D (recordad el mapeo en 3D del Scan Pyramids Mission), decidir la ubicación óptima de los detectores y la cantidad, ya que no pasarse del presupuesto es importante. También se podrá estimar cuánto demorará la toma de datos e incluso modificar el diseño de los detectores. El código MC más usado para este campo es el GEANT 4.

Recientemente la aplicación industrial de la tomografía de muones se dio a conocer cuando fue usada en la desgraciada central nuclear de Fushima para advertir de las posibles fisuras en el blindaje del reactor. Una vez reparada la avería, fue muy útil poder radiografiar las zonas de interés y verificar si estructuralmente estaban bien selladas (ver Figura 6). Si queréis ver un buen resumen os dejo este vídeo de 4 min donde se cuenta muy bien y se muestran los resultados obtenidos.

Figura 6. Disposición de los detectores de muones alrededor del reactor nuclear dañado. Cortesía Decision Sciences International Corporation (DSIC).

De la misma forma, es posible usar esta misma técnica para detectar objetos muy densos dentro otros poco densos, y viceversa. Así, los países integrantes del tratado de no proliferación de armas nucleares están planteándose instalar estos detectores en zonas de paso de mercancías, como puertos, aeropuertos, instituciones militares, políticas y centros de investigación. Podéis leer este pdf completo de la IAEA que contiene mucha información al respecto.

Todo esto no hubiera sido posible sin el Laboratorio Nacional de los Álamos (LANL) en EE.UU. A mediados de los noventa desarrollaron la radiografía con protones con multitud de aplicaciones. Más adelante tuvieron la idea de usar muones en vez de protones, dando lugar a la tecnología que he explicado en este post.

En un futuro próximo…

El desarrollo de la tomografía de muones nace de la necesidad de radiografiar objetos muy grandes, como ya he hablado (pirámides, volcanes, contenedores de mercancías,…). Pero si nos planteamos obtener imágenes a mayor escala, como por ejemplo planetas, ¿cómo lo haríamos? Pues será muy fácil cuando se desarrolle la radiografía de neutrinos. Gracias a que los neutrinos son capaces de atravesar planetas enteros e interaccionar muy poco, podrán proporcionar (tiempo al tiempo, Figura 7) datos sobre su densidad y especular sobre la geofísica planetaria.

Figura 7. Aplicaciones radiográficas según el alcance de la radiación empleada. Cortesía K. Hoshima.

REFERENCIAS

Además de todos los enlaces que ido adjuntando, para un vistazo general y bien explicado recomiendo:

–https://en.m.wikipedia.org/wiki/Muon_tomography

–http://www.scienceinschool.org/node/4253

Aplicación a la vulcanología:

–https://youtu.be/CPYhqJ3e-2o

–http://iactalks.iac.es/m/talks/view/413

Sobre tomografía con muones en profundidad (hard papers):

–http://ndip.in2p3.fr/ndip11/AGENDA/AGENDA-by-DAY/Presentations/GenTalk/GT4-Marteau.pdf

–http://citeseerx.ist.psu.edu/viewdoc/download?doi=10.1.1.308.810&rep=rep1&type=pdf

–http://people.na.infn.it/~strolin/MU-RAY.pdf

Código MC GEANT 4 (hard papers):

–http://iactalks.iac.es/m/talks/view/413

–http://arxiv.org/pdf/0811.0187.pdf

Tomografía con neutrinos (hard papers):

–http://icecube.wisc.edu/~hoshina/myslides/2011/EarthCore_IC40_WSERI2.pdf

–http://soundideas.pugetsound.edu/cgi/viewcontent.cgi?article=2059&context=faculty_pubs

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La Batalla de Inglaterra y la Batalla contra el Cáncer

Joaquin J. Cabrera — Thu, 28 Nov 2024 12:28:38 +0000

El desarrollo técnico aparejado a la carrera armamentística de la II Guerra Mundial dio como frutos avances científicos que tuvieron posteriormente aplicación en la vida cotidiana y sirvieron para desarrollar la ciencia en muchos campos. Quizá los avances más conocidos sean el dominio de la tecnología atómica o la invención de los motores a reacción.

En Desayuno con Fotones ya se han contado algunos de los hallazgos menos conocidos habidos durante la II GM relacionados con la medicina. Hoy paso a describir otro avance técnico que permitió la mejora del tratamiento del cáncer: el acelerador lineal de electrones.

En las primeras décadas del siglo XX el tratamiento de tumores profundos con radioterapia no pasaba de la irradiación paliativa en prácticamente todos los casos en los que no fuera posible emplear braquiterapia con radio. El motivo era que la tecnología solo permitía obtener rayos X con energías de 250-400 kv con los que se generaba una toxicidad cutánea grave (tanto aguda como crónica) que impedía alcanzar dosis tumoricidas sobre localizaciones del interior del cuerpo. Solamente los tumores de localizaciones superficiales o situados en regiones de menor espesor, como la mama o el cuello, podían tratarse con cierto éxito sin ocasionar una toxicidad severa. Una excepción resultó ser el linfoma de Hodgkin. René Gilbert en Suiza y luegoVera Peters en Canadá demostraron la radiocurabilidad de esta neoplasia incluso en localizaciones profundas. La razón era que,debido a la radiosensibilidad del linfoma, dosis relativamente bajas de radioterapia con kilovoltaje eran capaces de conseguir la curación de pacientes. Los resultados de las investigaciones también pusieron de manifiesto que el fallo local dentro del campo de tratamiento era uno de los principales causa de fracaso terapéutico sobre todo en la enfermedad voluminosa, sin embargo escalar la dosis con la tecnología disponible era impensable debido al riesgo elevado de complicaciones.

Entre quienes buscaban ávidamente una tecnología superior que produjera radiación con una energía suficiente para depositar una dosis letal sobre el tumor profundo sin dañar la piel ni los órganos interpuestos, se encontraba el doctor Kaplan. Henry S. Kaplan (HSK para sus colaboradores) debe considerarse, sin exagerar un ápice, uno de los padres de la medicina moderna; poseía una mente insaciable, una curiosidad que abarcaba cualquier ámbito de la ciencia; durante su carrera médica hizo casi de todo. Aunque es recordado por sus investigaciones seminales sobre la enfermedad de Hodgkin, destacó también, con reconocimiento internacional, por sus investigaciones en biología molecular, siendo descubridor de los primeros virus oncogénicos e inventor de los hibridomas para sintetizar anticuerpos monoclonales humanos.

Kaplan trabajaba en Standford (California) y durante una fiesta captó una conversación entre físicos sobre un nuevo acelerador de partículas que había sido construido por Edward Ginzton allí, en su misma universidad, basándose en una nueva tecnología desarrollada por los hermanos Russell y Sigur Varian.

En 1940 Gran Bretaña luchaba prácticamente en solitario contra el nazismo. La Europa continental había sido conquistada y Hitler preparaba la invasión de las islas británicas. Para tener éxito necesitaba la supremacía aérea y marítima. La Luftwaffe alemana contaba con la superioridad numérica, pero con la desventaja de que sus aviones precisaban realizar un recorrido de ida y vuelta desde sus bases situadas en el continente lo dejaba poco combustible de reserva para los combates aéreos y los bombardeos. La Royal Air Force (RAF) contaba con pocos aviones y ninguna posibilidad de recibir refuerzos sustanciales por el bloqueo atlántico de los submarinos U-Boot. La estrategia de defensa con más probabilidades de éxito consistía en detectar los ataques de la Lutfwaffe tan pronto como fuera posible para sorprender al rival desprevenido y limitar la profundidad y duración de las incursiones de bombarderos sobre objetivos vitales.

Para descubrir una incursión aérea a tiempo se contaba desde hacía pocos años con el radar, pero su desarrollo tecnológico estaba en sus comienzos y su eficacia estaba limitada por dos principales problemas:

1-Las ondas de radio tenían una longitud de onda muy larga que originaba muchas interacciones, dispersión e imposibilidad de emplearlas con nubes, bruma (lo que es claramente un problema si estás en Inglaterra) o de noche.

2- Además los aparatos de radar eran grandes y pesados, imposibles de transportar por tierra (estaciones fijas) y mucho menos en avión para poder realizar patrullas de vigilancia.

El sistema de radar ideal requería que las ondas de radio tuvieran una longitud de onda de centímetros, para evitar la reflexión y dispersión en condiciones atmosféricas adversas y que fuese ligero y pequeño para poder ser transportado en avión con vistas a organizar patrullas de vigilancia aérea.

Sigur Varian, ex piloto de la Pan Am, estaba muy interesado en el desarrollo de sistemas de navegación aérea nocturna y bajo condiciones de muy escasa visibilidad. Imbuido de un enorme interés por la física realizó junto con su hermano Rusel numerosos estudios e investigaciones en el campo de la electrónica sin llegar a completar jamás ningún grado universitario. Los trabajos de los hermanos Varian con las microondas para construir un aparato capaz de generar la radiofrecuencia útil en el rastreo por radar sin limitaciones atmosféricas y al tiempo ligero y transportable en un avión, dieron como resultado la invención del klystron (pronuncidado «claistron» por su voz inglesa, pero klistrón según la RAE), un dispositivo bastante compacto (aproximadamente un metro de longitud) capaz de amplificar la potencia de una microonda hasta valores entonces impensables.

Los hermanos Sigurn y Russell Varian

Los hermanos Varian muy preocupados por la protección del espacio aéreo americano y el canal de Panamá (bajo soberanía USA en aquellos años) de posibles ataques alemanes ya habían pensado en emplear su sistema de radar en la lucha antiaérea, pero desconocían las tribulaciones británicas en estos menesteres.

Los trabajos del mando aéreo británico, encaminados a encontrar una solución para construir radares más eficaces, culminaron con éxito cuando John Randall y Harry Boot, dos de los miembros del grupo inglés para el desarrollo del radar, liderado por Mark Oliphant, idearon el magnetrón. El magnetrón de cavidad era de mucho menor tamaño y peso que el klistrón y a diferencia de este, no era un dispositivo amplificador, sino que era capaz de generar, de forma directa, la microonda de alta potencia. Con estos aparatos el desarrollo del radar aéreo fue finalmente posible contribuyendo a la victoria a la RAF sobre la Lutfwaffe en la famosa «Batalla de Inglaterra»

John Randall mirando a través de un microscopio electrónico

Ginzton, de origen ucraniano como Kaplan, antiguo alumno de Standford y colaborador de los hermanos Varian, adaptó el klistrón para la construcción de un nuevo acelerador de partículas con fines de investigación física. Su diseño y componentes lo hacían menos pesado y más barato que otros aceleradores que estaban operando en USA. Kaplan, impelido por la conversación escuchada en la fiesta, contactó con Ginzton y le propuso la idea de diseñar un acelerador lineal con fines médicos.

Henry Seymour Kaplan con Edward Leonard Ginzton

La idea de emplear la radiación generada por estas máquinas no fue original de Kaplan, ni él fue el primero que empleó megavoltage para el tratamiento de los tumores: de hecho ya existían las bombas de cobalto desde que en 1951 Harold Elford Johns tratara al primer paciente con una de estas unidades, y se habían tratado pacientes con haces de fotones o de electrones generados por otros tipos de aceleradores de partículas (betatrones, el generador de Van de Graaf o el de Lauritsen). El problema era que el fin primario de esos aceleradores era la investigación física, no la terapia, y por tanto existían grandes dificultades a la hora de adaptarlos para las peculiaridades y necesidades de la irradiación de pacientes.

Ni siquiera fue el primer acelerador lineal, los primeros aceleradores lineales fueron puestos en marcha en el Reino Unido; un primer modelo, no isocéntrico y limitado en movilidad, se instaló en el hospital de Hammersmith en 1953, y un modelo más avanzado, con montaje isocéntrico (aunque aún con cierta limitación de giro) un año más tarde en el hospital de Newcastle.

El acelerador de Kaplan y de Ginzton tenía a pesar de ello algunas novedades relevantes, empleaba el klistrón de los hermanos Varian y una guía de ondas de vacío sellada en lugar de la habitual con vacío mantenido con bombas, de forma que el coste y mantenimiento de estas unidades se reducía de forma considerable. Pero lo más sorprendente de aquella unidad era que dispusiera de un tubo de rayos X de hasta 100 KVp, que podía ubicarse en la posición de la fuente de tratamiento, de forma que fuera posible realizar una previsualización de la zona anatómica a tratar, ¡IGRT en 1956!.

Fotografía del primer paciente tratado de retinoblastoma en el primer acelerador lineal de uso clínico del Hospital de Stanford (extraída de http://lane.stanford.edu/med-history/index.html, bajo Creative Commons license Attribution-Noncommercial-Share Alike 3.0)

A pesar de no ser el primero en utilizar el acelerador lineal con fines terapéuticos, se le atribuye habitualmente a Kaplan ese mérito, el cual por otra parte él nunca reclamó para sí.

Posteriormente Ginzton y los hermanos Varian fundaron Varian Associates localizando su empresa en esa meca de la tecnología que es, ahora, Silicon Valley. Por su parte Kaplan, no patentó ninguno de los componentes que ayudó a diseñar, ni participó en la fundación de la compañía Varian ni tuvo acciones y nunca obtuvo beneficios de la comercialización de los aceleradores lineales.

La mayor parte de la información contenida en este post está tomada del libro de la Dra. Jacobson «Henry Kaplan and the story of Hodgkin Disease», un libro cuya lectura recomiendo sin dudar a cualquiera que desee conocer el desarrollo de la oncología radioterápica como especialidad médica. Kaplan tenía un ansia insaciable por saber, una mentalidad renacentista y, como los sabios de los siglos XV y XVI, investigó y trabajó en primera línea como protagonista en muchos campos del quehacer médico: asistencia clínica, investigación molecular, investigación clínica, investigación biológica, radiología, radioterapia y convirtió la (entonces mediocre) Facultad de Medicina de Stanford en un centro universitario de referencia mundial equiparable a Harvard. También ayudó a diseñar servicios de radioterapia por todo el mundo, fue consejero de gobiernos y universidades en planificación, sentó las bases del tratamiento del linfoma de Hodgkin cuyos principios estuvieron vigentes hasta los años 90 del pasado siglo, fue activista distinguido en la lucha por los derechos humanos, pagó de su bolsillo y llegó a tener en su casa alojados pacientes (venidos de todas partes del mundo) que carecían de medios para costearse el tratamiento… Los éxitos y fracasos del tratamiento del cáncer y los de la vida personal de Henry Kaplan son reflejados objetivamente en el libro que no pretende ser la hagiografía de un héroe.

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