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Rayos cosmicos

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  • 1. Rayos cósmicos de ultra-alta energía: las partículas más energéticas de la naturaleza. Fernando Arqueros Martínez Dept. Física  Atómica, Molecular  y Nuclear Facultad de C. Físicas Universidad Complutense de Madrid
  • 2. Esquema El descubrimiento de los rayos cósmicos Qué sabemos de los rayos cósmicos La región (energética) inexplorada El Observatorio Pierre Auger Primeros resultados Conclusiones
  • 3. El descubrimiento de los rayos  cósmicos Victor Hess (1883 – 1964) Físico austríaco experto en radiactividad Emplea cámaras de ionización de Wulf Hace 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
  • 4. El descubrimiento de los rayos  cósmicos 1925 Millikan les denomina ·rayos cósmicos” (rayos γ) 1925 Skobelzyn observa trazas poco curvadas en una cámara de niebla. 1929 Bothe y Kolhörster empleando por primera vez el método de coincidencias observa partículas cargadas muy penetrantes. Dos tubos Geiger (1928) separados por un bloque de oro
  • 5. El descubrimiento de los rayos  cósmicos 1925 Millikan les denomina ·rayos cósmicos” (rayos γ) 1925 Skobelzyn observa trazas poco curvadas en una cámara de niebla. 1929 Bothe y Kolhörster empleando por primera vez el método de coincidencias observa partículas cargadas muy penetrantes. Dos tubos Geiger (1928) separados por un bloque de oro Mecanismo alternativo  muy poco probable
  • 6. El descubrimiento de los rayos  cósmicos 1937 Neddermeyer y Anderson observan partículas cargadas con bajo valor de dE/dx. 1937 Street y Stevenson observan partículas de masa ≈ 130 me 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?
  • 7. El descubrimiento de los rayos  cósmicos 1947 El grupo Bristol (Lattes, Muirhead, Occhialini y Powell) observan la desintegración del pión. Las partículas cargadas muy penetrantes son muones (m = 207 me) que aparecen en la desintegración del pión (el mesotrón de Yukawa).
  • 8. El descubrimiento de los rayos  cósmicos Descubrimiento del positrón Campo magnético B 1932 Anderson X  1933 Blackett y Occhialini E = 63 MeV 6 mm de Plomo E = 23 MeV Carl D. Anderson
  • 9. ¿Qué sabemos de los rayos cósmicos? ‐ 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
  • 10. Interacción de un rayo cósmico  con un núcleo atmosférico A baja energía solo los muones y neutrinos  llegan al suelo μ μ ν ν
  • 11. Desarrollo de una cascada atmosférica Los rayos cósmicos de alta energía  generan una cascada de partículas que  llegan al suelo
  • 12. Astropartículas La radiación cósmica primaria consta de: ‐ núcleos atómicos (los más abundantes) ‐ electrones/positrones ‐ rayos γ (astronomía de rayos γ) ‐ neutrinos (astronomía de ν)
  • 13. ¿Qué sabemos de los rayos cósmicos? Direcciones de llegada A diferencia de los fotones (2),  las trayectorias de las partículas  cargadas (1) son distorsionadas por  los campos magnéticos cósmicos ⇒ Distribución isótropa
  • 14. ¿Qué sabemos de los rayos cósmicos? Composición A baja energía es similar  a la universal con alguna excepción A muy alta energía  no se conoce aun
  • 15. La escala de energía de los rayos cósmicos LHC (p) LHC (Fe) 1 J 10 J 106 109 1012 1015 1018 E(eV) MeV GeV TeV PeV EeV
  • 16. flux (m² sr s GeV) -1 Solar modulation Espectro de energía Sigue una ley de potencia N ( E ) dE ∝ E −γ dE γ ≈ 2.65 Se distinguen varias regiones: knee E < 1010 eV efectos solares E < 1015 eV  γ ≈ 2.65 γ ≈ 3.15 1015 < E < 1019 eV  γ ≈ 3.15 ankle E > 1019 eV  ?? energy (eV)
  • 17. Origen de los rayos cósmicos ¿De donde proceden éstos núcleos atómicos? Galácticos: El Sol, supernovas, pulsars Extragalácticos: AGNs, radio galaxias ¿Cómo se aceleran hasta tan altas energías? 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 Emax ≈ βc Ze B × L Directa: intenso campo EM, e.g. pulsars ¿Qué región del Universo ocupan? Sistema Solar  E (eV) Galaxia Radio de Larmor RL (cm) = 300 B (G ) × Z Espacio intergaláctico ¿Cómo se propagan hasta llegar a la Tierra? Atenuación en el medio interplanetario, interestelar, intergaláctico Desviación por los campos magnéticos interplanetarios, interestelares, intergalácticos
  • 18. ¿Qué sabemos de los rayos cósmicos? ¿Transición de galáctico a  ¿Cambio en el mecanismo de aceleración? extragaláctico? rodilla tobillo 106 109 1012 1015 1018 E(eV) MeV GeV TeV PeV EeV Origen solar ¿Origen galáctico? ¿Extragalácticos? Probablemente supernovas ¿Qué fuentes?  (e.g. Crab Nebulae) ¿AGNs, ..?
  • 19. flux (m² sr s GeV) -1 Técnicas de detección Condicionadas por el flujo 1 particle m-2s-1 Directa:  A baja energía el flujo es  suficiente para la detección  knee directa con dispositivos en  1 particle m-2year-1 globos, satélites, ..  Indirecta:  A alta energía el flujo es  1 particle km-2year-1 muy bajo.  ankle Detección de la cascada  atmosférica en el suelo. energy (eV)
  • 20. Pierre V. Auger En 1938 Pierre Auger descubrió las cascadas extensas registrando por primera vez (en Jungfraujoch) coincidencias entre detectores alejados hasta 75 m. ∼70 m P. Auger (1899 – 1993)
  • 21. flux (m² sr s GeV) -1 Técnicas de detección Detectores de cascadas  atmosféricas en el suelo 1 particle m-2s-1 La atmósfera es parte del detector Ventaja: En el suelo se pueden construir  knee detectores de mucho mayor tamaño. 1 particle m-2year-1 Inconveniente: Detección indirecta 1 particle km-2year-1 ankle energy (eV)
  • 22. flux (m² sr s GeV) -1 La región inexplorada Rayos cósmicos con energías  1 particle m-2s-1 macroscópicas que llegan a la  Tierra a un ritmo de  ≈ 1 km‐2año‐1 knee 1 particle m-2year-1 1 particle km-2year-1 ankle energy (eV)
  • 23. Las más altas energías LHC (p‐p) Ecm = 14 TeV p (1020 eV) – núcleo atmosférico  Ecm = 450 TeV 1 J 10 J 100 J 1015 1018 1021 E(eV) J. Linsley Fly’s Eye (1962) (1991) ¿Qué objetos cósmicos pueden generar tales energías? 
  • 24. Interés científico del espectro de energía (E>1018 eV)   • Greisen, y Zatsepin y Kuz’min (1966): La radiación de fondo de microondas hace opaco al Universo para los rayos cósmicos RC de ultra‐alta energía.  γ p → Δ+ → π0 p longitud de atenuación < 50 Mpc para Ep > 1020 eV 3×1020 25 Mpc 55 Mpc
  • 25. Interés científico del espectro de energía (E>1018 eV)   Implicaciones: a) Rayos cósmicos universales ⇒ corte GZK en el espectro de energía a E ≈ 5×1019 eV. b) RC con E > EGZK proviene de fuentes cosmológicamente  próximas ⇒ campo magnético insuficiente para desviar la partícula ⇒ localización de fuentes  ⇒ ¿astronomía de rayos cósmicos?
  • 26. Energy [eV] El experimento AGASA observó rayos cósmicos por encima del corte GZK Los resultados de HiRes son compatibles con el corte GZK 
  • 27. El Observatorio Pierre Auger Objetivo: Resolver el problema de los rayos cósmicos de  ultra alta energía (E>1018 eV). Instrumentos: Array de superficie y telescopios de fluorescencia Instalaciones: Auger Sur en Mendoza (Argentina) ya operativo Auger Norte en Colorado (USA) 
  • 28. Array de superficie para registrar la cascada
  • 29. The Surface Array Detector Station Fernando Arqueros
  • 30. The Surface Array Detector Station Communications GPS antenna antenna Electronics Solar panels enclosure Battery box 3 – nine inch photomultiplier Plastic tank with tubes 12 tons of water Fernando Arqueros
  • 31. Fluorescence detector Fluorescence telescopes for the registration of the longitudinal development of the shower Telescopes “see” the UV fluorescence emitted by air N2 molecules excited by shower electrons
  • 32. Fluorescence Detector Fernando Arqueros Martínez
  • 33. Detección híbrida Fernando Arqueros Martínez
  • 34. Stereo Hybrid Event - E ≈ 1.6⋅1019 eV - θ ≈ 64° Fernando Arqueros Martínez
  • 35. Southern Observatory (Argentina) Surface Array 1600 detector stations 1.5 km spacing 3000 km2 Fluorescence Detectors 4 Telescope enclosures 6 Telescopes per enclosure 24 Telescopes total
  • 36. Resultados del proyecto Auger Incluso antes de finalizar su construcción el  Observatorio ha obtenido resultados con mucha  mayor precisión que la alcanzada hasta entonces  Espectro de energía Anisotropías
  • 37. Espectro de energía Medida de la energía del rayo cósmico: Medida calorimétrica a partir de la intensidad de  fluorescencia en sucesos “híbridos”    Calibración del detector de superficie Incertidumbre en la medida de E:  15% (calib.) + 22%(escala absoluta) Espectro de alta estadística con el detector de  superficie 
  • 38. The Auger energy spectrum E > 4×1018 eV J ∼ E‐γ γ= 2.69 ±0.02(stat)±0.06(syst)
  • 39. The Auger energy spectrum E > 4×1018 eV E > 4×1019 eV     167±3 / 35 E >      1020 eV      35±1 / 1 J ∼ E‐γ γ= 2.69 ±0.02(stat)±0.06(syst)
  • 40. 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 %)
  • 41. Búsqueda de anisotropías A gran escala (angular) Transición galáctico – extra‐galáctico (E > 1018 eV) Resultado: NEGATIVO A pequeña escala 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.   Resultado: POSITIVO ¿Exceso del centro galáctico? E ≈ 1018 eV Resultado: NEGATIVO
  • 42. Science  9 de Noviembre de 2007  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 una composición ligera.
  • 43. 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
  • 44. El Futuro ‐ Aumento significativo de la estadística; i.e. es   necesario detectar un gran número de rayos cósmicos a 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 
  • 45. CONCLUSION 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 Algunos de estos enigmas empiezan a ser hoy desvelados.  Muy probablemente también esta vez nos conducirá  a  importantes descubrimientos.
  • 46. MUCHAS GRACIAS

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