Rayos cosmicos

Rayos cósmicos de ultra-alta energía:las partículas más energéticas de la

naturaleza.

Fernando Arqueros MartínezDept. Física Atómica, Molecular y NuclearFacultad de C. FísicasUniversidad Complutense de Madrid

Esquema

El descubrimiento de los rayos cósmicos

Qué sabemos de los rayos cósmicos

La región (energética) inexplorada

El Observatorio Pierre Auger

Primeros resultados

Conclusiones


Victor Hess (1883 – 1964)Físico austríaco experto en radiactividad

Emplea cámaras de ionización de WulfHace medidas a varias alturas La intensidad de la radiación se dobla entre 1000 y 4000 m

Consecuencia:Esa radiación es de origen extraterrestre

Hess aterriza tras su histórico vuelo a 5.300 metros el 7 de agosto de 1912


1929 Bothe y Kolhörster empleando por primera vez el método de coincidencias observa partículas cargadas muy penetrantes.

1925 Millikan les denomina ·rayos cósmicos” (rayos γ)

1925 Skobelzyn observa trazas poco curvadas en una cámara de niebla.

Dos tubos Geiger (1928) separados por un bloque de oro


1929 Bothe y Kolhörster empleando por primera vez el método de coincidencias observa partículas cargadas muy penetrantes.

1925 Millikan les denomina ·rayos cósmicos” (rayos γ)

Dos tubos Geiger (1928) separados por un bloque de oro

Mecanismo alternativo muy poco probable

1925 Skobelzyn observa trazas poco curvadas en una cámara de niebla.


1935 Yukawa propone la existencia de una partícula m ≈ 200 me

¿Son estas las partículas que necesitaba Yukawa para su teoría de las interacciones nucleares?

1937 Neddermeyer y Anderson observan partículas cargadas con bajo valor de dE/dx.

1937 Street y Stevenson observan partículas de masa ≈ 130 me


Las partículas cargadas muy penetrantes son muones (m = 207 me) que aparecen en la desintegración del pión (el mesotrón de Yukawa).

1947 El grupo Bristol(Lattes, Muirhead, Occhialini y Powell) observan la desintegración del pión.


Descubrimiento del positrón

1932 Anderson 1933 Blackett y Occhialini

Carl D. Anderson

6 mm de Plomo

X

Campo magnético B

E = 63 MeV

E = 23 MeV

‐ los rayos cósmicos primarios son núcleos atómicos desnudos

‐ inciden sobre la atmósfera interaccionado con un núcleo (N, O)

‐ como resultado generan una cascada de partículas que contienen rayos cósmicos secundarios:‐ electrones/positrones‐ piones cargados y neutros‐muones (partículas muy penetrantes que llegan al suelo)‐ neutrinos‐ fragmentos nucleares

¿Qué sabemos de los rayos cósmicos?

Interacción de un rayo cósmico con un núcleo atmosférico

μ

A baja energía solo los muones y neutrinos llegan al suelo

μ

νν

Desarrollo de una cascada atmosférica

Los rayos cósmicos de alta energía generan una cascada de partículas que llegan al suelo

La radiación cósmica primaria consta de:

‐ núcleos atómicos (los más abundantes)‐ electrones/positrones‐ rayos γ (astronomía de rayos γ)‐ neutrinos (astronomía de ν)

Astropartículas

A diferencia de los fotones (2), las trayectorias de las partículas cargadas (1) son distorsionadas por los campos magnéticos cósmicos⇒ Distribución isótropa


Direcciones de llegada


Composición

A baja energía es similar a la universal

con alguna excepción

A muy alta energía no se conoce aun

La escala de energía de los rayos cósmicos

1012109 10181015106

MeV GeV TeV PeV EeV

LHC (p) LHC (Fe)

E(eV)

1 J 10 J

Espectro de energía

Sigue una ley de potencia

Se distinguen varias regiones:

E < 1010 eV efectos solares

E < 1015 eV γ ≈ 2.65

1015 < E < 1019 eV γ ≈ 3.15

E > 1019 eV ??

flux

(m² s

r s G

eV) -

1

energy (eV)

knee

ankle

EEEEN dd)( γ−∝ γ ≈ 2.65

γ ≈ 3.15

Solar modulation

Origen de los rayos cósmicos

¿De donde proceden éstos núcleos atómicos?

¿Cómo se aceleran hasta tan altas energías?

¿Qué región del Universo ocupan?

¿Cómo se propagan hasta llegar a la Tierra?

Galácticos: El Sol, supernovas, pulsarsExtragalácticos: AGNs, radio galaxias

Estadística: aceleración de Fermi, i.e. múltiple colisiones con un plasma magnetizado; e.g. ondas de choque (heliosfera, supernovas, AGNs, .. .). Producen un espectro E ‐γ

Directa: intenso campo EM, e.g. pulsars

Sistema Solar GalaxiaEspacio intergaláctico

LBZecE ×≈ βmax

Radio de Larmor ZBER

×=

)G(300)eV()cm(L

Atenuación en el medio interplanetario, interestelar, intergalácticoDesviación por los campos magnéticos interplanetarios, interestelares, intergalácticos

1012109 10181015106

MeV GeV TeV PeV EeV

Origen solar

rodilla¿Cambio en el mecanismo de aceleración?

tobillo

¿Transición de galáctico a extragaláctico?

¿Origen galáctico?

Probablemente supernovas(e.g. Crab Nebulae)

¿Extragalácticos?

¿Qué fuentes? ¿AGNs, ..?

E(eV)


Técnicas de detección

flux

(m² s

r s G

eV) -

1

energy (eV)

1 particle m-2s-1

1 particle m-2year-1

knee

1 particle km-2year-1

ankle

Directa: A baja energía el flujo es suficiente para la detección directa con dispositivos en globos, satélites, ..

Condicionadas por el flujo

Indirecta: A alta energía el flujo es muy bajo. Detección de la cascada atmosférica en el suelo.

Pierre V. Auger

∼70 m

En 1938 Pierre Auger descubrió las cascadas extensas registrando por primera vez (en Jungfraujoch) coincidencias entre detectores alejados hasta 75 m.

P. Auger (1899 – 1993)

Técnicas de detección

flux

(m² s

r s G

eV) -

1

energy (eV)

1 particle m-2s-1


knee


ankle

Detectores de cascadas atmosféricas en el suelo

La atmósfera es parte del detector

Ventaja: En el suelo se pueden construir detectores de mucho mayor tamaño.

Inconveniente: Detección indirecta

La región inexplorada

Rayos cósmicos con energías macroscópicas que llegan a la Tierra a un ritmo de ≈ 1 km‐2año‐1

flux

(m² s

r s G

eV) -

1

energy (eV)

1 particle m-2s-1


knee


ankle

Las más altas energías

10181015 E(eV)

1 J 10 J 100 J

¿Qué objetos cósmicos pueden generar tales energías?

J. Linsley(1962)

Fly’s Eye(1991)

LHC (p‐p) Ecm = 14 TeVp (1020 eV) – núcleo atmosférico Ecm = 450 TeV

1021

• Greisen, y Zatsepin y Kuz’min (1966):La radiación de fondo de microondas hace opaco al Universo paralos rayos cósmicos RC de ultra‐alta energía.

γ p →Δ+ →π0 p

longitud de atenuación < 50 Mpc para Ep > 1020 eV

Interés científico del espectro de energía (E>1018 eV)

3×1020

25 Mpc 55 Mpc

Implicaciones:

a) Rayos cósmicos universales ⇒ corte GZK en el espectro deenergía a E ≈ 5×1019 eV.

b) RC con E > EGZK proviene de fuentes cosmológicamente próximas ⇒ campo magnético insuficiente para desviar lapartícula ⇒ localización de fuentes ⇒

¿astronomía de rayos cósmicos?

Interés científico del espectro de energía (E>1018 eV)

Energy [eV]

El experimento AGASA observó rayos cósmicos por encima del corte GZKLos resultados de HiRes son compatibles con el corte GZK

El Observatorio Pierre Auger

Objetivo:Resolver el problema de los rayos cósmicos de ultra alta energía (E>1018 eV).

Instalaciones:Auger Sur en Mendoza (Argentina) ya operativoAuger Norte en Colorado (USA)

Instrumentos:Array de superficie y telescopios de fluorescencia

Array de superficie para registrar la cascada

Fernando Arqueros

The Surface ArrayDetector Station

The Surface ArrayDetector Station

Communicationsantenna

Electronics enclosure

3 – nine inchphotomultipliertubes

Solar panels

Plastic tank with12 tons of water

Battery box

GPS antenna

Fernando Arqueros

Fluorescence telescopes for the registration of the longitudinal development of the showerTelescopes “see” the UV fluorescence emitted by air N2 molecules excited by shower

electrons

Fluorescence detector

Fernando Arqueros Martínez

Fluorescence Detector


Detección híbrida


Stereo Hybrid Event - E ≈ 1.6⋅1019 eV - θ ≈ 64°

Southern Observatory (Argentina)

Surface Array1600 detector stations1.5 km spacing3000 km2

Fluorescence Detectors4 Telescope enclosures6 Telescopes per

enclosure24 Telescopes total

Resultados del proyecto Auger

Incluso antes de finalizar su construcción el Observatorio ha obtenido resultados con mucha mayor precisión que la alcanzada hasta entonces

Anisotropías



Medida de la energía del rayo cósmico:

Medida calorimétrica a partir de la intensidad de fluorescencia en sucesos “híbridos”

Calibración del detector de superficie

Espectro de alta estadística con el detector de superficie

Incertidumbre en la medida de E: 15% (calib.) + 22%(escala absoluta)

J ∼ E‐γ

γ= 2.69 ±0.02(stat)±0.06(syst)

The Auger energy spectrum E > 4×1018 eV

J ∼ E‐γ

γ= 2.69 ±0.02(stat)±0.06(syst)

E > 4×1019 eV 167±3 / 35

E > 1020 eV 35±1 / 1

The Auger energy spectrum E > 4×1018 eV

Distribución de direcciones de llegada

Medida de la dirección de llegada:

A partir del tiempo de llegada del frente de la cascada a los detectores de superficie.

Comprobación/Calibración con diversas herramientas

Resolución angular ≈ 1° (68 %)

Búsqueda de anisotropías

A gran escala (angular)

A pequeña escala

Transición galáctico – extra‐galáctico (E > 1018 eV)

Por encima de 5×1019 eV (muy probablemente extra‐galáctico) los campos magnéticos solo desvían ligeramente (2° – 3°) La trayectoria ⇒

⇒ se pueden buscar directamente las fuentes.Si las fuentes no están uniformemente distribuidas se pueden encontrar anisotropías.

¿Exceso del centro galáctico?E ≈ 1018 eV

Resultado: NEGATIVO

Resultado: NEGATIVO

Resultado: POSITIVO

27 rayos cósmicos con energías superiores a 57 EeV (circulos de radio 3.1°) muestran una clara correlación con los 472 AGNs (318 en el campo de Auger) con z < 0.018 (D < 75 Mpc) del catálogo Véron‐Cetty/Véron.

Resultado consistente con el espectro de energía. La interpretación favorece unacomposición ligera.

Science 9 de Noviembre de 2007

Resultados del proyecto Auger

Espectro de energía:Se observa el corte GZK

Anisotropías:Correlación con las posiciones de un conjunto de AGNs.

La astronomía de rayos cósmicos de ultra alta energía es posible

El Futuro‐ Aumento significativo de la estadística; i.e. es necesario detectar un gran número de rayos cósmicosa las más altas energías.

‐ Búsqueda de anisotropías en el hemisferio Norte

‐ Física de partículas a energías superiores a las de LHC

Auger Norte con un detector de superficie más extenso

Desde su descubrimiento los rayos cósmicos han venido acompañados de un alto grado de misterio.

Los intentos de entender su naturaleza y origen dieron lugar a descubrimientos fundamentales

CONCLUSION

Algunos de estos enigmas empiezan a ser hoy desvelados. Muy probablemente también esta vez nos conducirá a importantes descubrimientos.

MUCHAS GRACIAS

Rayos cosmicos

Education

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