Lecciones 05 Esc. Sabática. Fe contra todo pronóstico.
Rayos cosmicos
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
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).
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
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)
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?
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
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.