Fernando Arqueros

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

37. 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

38. 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

39. The Auger energy spectrum E > 4×1018 eV
J ∼ E‐γ
γ= 2.69 ±0.02(stat)±0.06(syst)

40. 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)

41. 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 %)

42. 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

43. 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.

44. 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

45. 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

46. 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.

47. MUCHAS GRACIAS