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ARTÍCULO

Figura 1. Mapa de la región donde actualmente se construye el Observatorio Auger, en las afueras de Malargüe. Cada punto azul cor responde auno de los 1600 detectores de superficie, que se repartirán sobre 3000km 2, con un espaciamiento de 1,5 kilómetros entre tanques vecinos.Los carteles amarillos en la periferia señalan la ubicación de los cuatro edificios que albergarán telescopios de fluorescencia.

Un desafío cósmico para el

Observatorio AugerIngomar Allekotte Instituto Balseiro y Centro Atómico Bariloche, UN de Cuyo y CNEA

Diego Harari Departamento de Física, FCEyN, UBA

En las afueras de Malargüe, en laprovincia argentina de Mendoza,científicos de más de 18 países construyenun singular observatorio que se extenderásobre una superficie de 3000 kilómetroscuadrados. Su objetivo es resolver unapasionante enigma de la astrofísicacontemporánea: qué son y de dónde vienenlas partículas más veloces que se conocen.

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ARTÍCULO

El enigma de los rayos cósmicos de mayor energía

Con una energía cien millones de veces supe-rior a la que se puede impartir a una partícula su-batómica en los más potentes aceleradores, nues-tro planeta está siendo bombardeado por partícu-las cuya energía supera a las de cualquier otro fe-nómeno natural observado hasta ahora. No solose ignora de qué tipo de partículas se trata, sinoque los científicos desconocen su lugar de origeny el mecanismo capaz de impartirles semejantesvelocidades. Se trata de misterios que desafían to-das las previsiones.

Estas enigmáticas partículas, así como otrasde menor energía, llegan a la Ti e rra desde el es-pacio exterior, y por ello se las denomina ‘rayoscósmicos’. Las de menor velocidad y energía sonp redominantemente protones y otros núcleosatómicos, por lo cual sería más apropiado llamar-las ‘partículas cósmicas’, pero se mantiene eln o m b re de ‘rayos’ por razones históricas (ver re-c u a d ro ‘¿Rayos o partículas? El campo magnéticoresuelve el enigma’).

Los rayos cósmicos son muy abundantes y selos detecta en un rango enorme de energía (ver re-c u a d ro ‘¿Cuánta energía es la mayor energ í a ? ’ ) .A p roximadamente diez mil partículas bombard e a npor segundo cada metro cuadrado de las capas su-p e r i o res de la atmósfera. Pero cuanto mayor es sue n e rgía, menor es su abundancia. Los enigmáticosrayos cósmicos con mayor velocidad y energía sonuna fracción muy pequeña del total: solo unos tre so cuatro por siglo impactan en cada kilómetro cua-drado de la atmósfera terre s t re haciendo muy difí-cil su detección.

Los rayos cósmicosSu origen es intrigante. Hay evidencias de que

aquellos con energía inferior a un determinadoumbral (1015eV, ver ‘¿Cuánta energía es la mayorenergía?’) tienen su origen en nuestra propia ga-laxia, la Vía Láctea. Se cree que la mayoría de ellosfueron acelerados en gigantescas ondas de cho-que producidas en las explosiones de estrellasque forman las llamadas supernovas, sucesos queocurren en promedio una vez cada cincuenta añosen nuestra galaxia. En cambio, no es evidente quedentro de la Vía Láctea se den las condiciones ne-cesarias para acelerar rayos cósmicos más allá delumbral. Las evidencias sugieren que los rayoscósmicos de más de 1018eV no solo son ‘extrate-rrestres’ sino también ‘extragalácticos’.

Ahora bien, si los rayos cósmicos más velocesson protones que fueron acelerados en galaxias

muy lejanas, no debería detectarse ni uno conenergía por encima de una cierta energía de corte(1020eV) pues los frena el fondo cósmico de radia-ción. Este fondo está compuesto por partículas deluz (fotones) de muy baja energía, remanentes delBig Bang, que permean todo el universo. Pese atener una energía 1023 veces menor, un fotón de laradiación cósmica de fondo es capaz de frenar aun protón rápido pues al chocar entre sí producenuna nueva partícula llamada pión, que se lleva unafracción considerable de la energía del protón. Laprobabilidad de que se produzca un choque tal essignificativa pues los fotones de la radiación cós-mica de fondo abundan: hay unos 400 en cadacentímetro cúbico en todo el universo. Esto da ori-gen a un efecto llamado GZK por Greisen, Zatsepiny Kuzmin, los científicos que lo calcularon en 1966,por el cual la enorme mayoría de los protones onúcleos atómicos con energías más allá del corte,pierden el exceso tras recorrer distancias superio-res a los 150 millones de años luz. Esta distancia,muy grande a escala humana, representa tan solonuestro vecindario galáctico ya que observamosgalaxias casi 100 veces más lejanas.

En síntesis, si los rayos cósmicos de mayorenergía son protones o núcleos atómicos prove-nientes de galaxias muy lejanas, es casi imposibleque llegue a la Tierra una partícula con energía porencima del corte de 1020eV.

...y sin embargo, lleganA principios de la década de 1960, John Linsley

instaló en Volcano Ranch (EEUU) un conjunto de19 detectores cubriendo un área de 8km2. En 1963o b s e rvó un rayo cósmico con energía superior alos 102 0e V. Desde entonces, otros cinco experi-mentos han detectado la llegada de una veintenade partículas con energías superiores a los 102 0e V.Curiosamente, las direcciones desde las cuales pa-recen provenir no se corresponden con objetos ce-lestes conocidos que tengan el potencial de acele-rarlos hasta tan grandes energías y que sean sufi-cientemente cercanos como para que la radiacióncósmica de fondo no se convierta en una barre r apara su propagación. Por ello, la detección de ra-yos cósmicos de tan alta energía es enigmática.

¿Qué son? ¿De dónde vienen?Las especulaciones, conjeturas y modelos que

proponen soluciones a este enigma son muy va-riados. Es posible que la mayor parte de los rayoscósmicos más energéticos sean protones prove-nientes de fuentes externas a nuestra galaxia perosuficientemente cercanas como para que el efecto

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GZK no los frene. Sus direcciones de arribo noapuntarían a sus verdaderas fuentes pues sus tra-yectorias se habrían desviado debido al campomagnético de nuestra galaxia y al existente entregalaxias. Si fuese así, sin embargo, estos camposdeberían ser más intensos de lo que actualmentese cree (ver recuadro ‘Rayos cósmicos en el cam-po magnético galáctico’). Una alternativa es queno se trate de protones sino de núcleos con mu-cha mayor carga eléctrica; a mayor carga más des-viación, por lo que el campo magnético galácticoalcanzaría para modificar sus direcciones de arri-bo incluso a las más altas energías. O podrían serneutrinos, partículas sin carga, cuyas trayectoriasno sufren modificaciones al atravesar camposmagnéticos y que tampoco son frenados por losfotones de la radiación cósmica de fondo, por locual sus fuentes podrían estar a distancias arbitra-riamente grandes.

Acelerar rayos cósmicos hasta energías tan al-tas como las que se observan requiere condicio-nes astrofísicas muy extremas, en el límite de loque se cree son capaces de producir los fenóme-nos más violentos en las galaxias más activas. Es-to ha llevado a los científicos a especular que talvez los rayos cósmicos no fueron acelerados has-ta energías tan altas sino que son el producto deldecaimiento de hipotéticas partículas de masasmuy grandes formadas cuando el universo eraenormemente denso y caliente, en las primerasetapas después del Big Bang.

Otra posibilidad, que no puede descartarse, esque se esté cometiendo sistemáticamente algúnerror que hasta hoy haya pasado inadvertido yque cause una sobreestimación de la energía delrayo cósmico. Mediciones recientes realizadas enun experimento llamado HiRes están en conflictocon los resultados de otros observatorios. Si efec-tivamente existiera una abrupta caída en el núme-ro de rayos cósmicos a energías cercanas al um-bral de 1020eV predicha por el efecto GZK, seríamuy importante medirla en detalle pues confirma-ría su origen cosmológico.

Simplemente hacen falta más datos para decidirsi alguna de estas conjeturas es la correcta, o si larespuesta al enigma es algo totalmente inesperado.

El nacimiento del proyecto AugerComo estas extrañas partículas de energía cer-

cana a 102 0eV son una verdadera rareza (caen ape-nas unas cuatro por kilómetro cuadrado en un si-glo), hay dos alternativas para atraparlas: o bienc o n s t ruir un detector pequeño, digamos de un kiló-m e t ro cuadrado, y esperar en promedio un siglo en-

t re evento y evento o construir un detector suficien-temente grande como para juntar más partículas enun tiempo menor. Los experimentos que hasta elp resente han logrado detectar rayos cósmicos cone n e rgías superiores a 102 0eV cubren un área efecti-va de no mucho más de 100 kilómetros cuadrados,y por ello son pocos los eventos detectados.

Fue alrededor del año 1991 que dos destacadosfísicos, el premio Nobel James Cronin y el dire c t o rdel Observatorio de Rayos Cósmicos de Leeds,Alan Watson, comenzaron a concebir el plan dec o n s t ruir un inmenso observatorio, abarcando unas u p e rficie de 3000km2. Podrían así observarse uncentenar de rayos cósmicos de la más alta energ í acada año, lo que alcanza para acumular una buenaestadística a lo largo de 20 años de operación.

Figura 2. Este gráfico recopila los resultados de numerosos experimentos a lolargo de décadas. Caracteriza cuántos rayos cósmicos llegan a laatmósfera ter restre por unidad de superficie en función de su energía. Esnotable el enorme rango de energías en que se detectan rayos cósmicos,y la regularidad con que decrece su abundancia a mayores energías entodo ese intervalo. Se indica también el flujo total de rayos cósmicos conenergía por encima de ciertos valores particulares. El Observatorio Augerpermitirá completar el extremo inferior derecho de este gráfico, y saber aciencia cierta si continúa o no por encima de 10 20eV.

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En los años siguientes, científicos de una veinte-na de países comenzaron a discutir más en detallela posibilidad de construir este observatorio. Con elapoyo de la UNESCO, se completó en 1995 el dise-ño conceptual del observatorio y nació el pro y e c t o

P i e rre Auger, así bautizado en honor al físico que en1938 descubrió que los rayos cósmicos pro v o c a nchubascos de partículas secundarias al chocar con-tra las moléculas de la atmósfera (ver re c u a d ro ‘Laslluvias o chubascos atmosféricos extendidos’).

El diseño experimental elegido para el Obser-vatorio Auger es llamado de tipo híbrido. Se tratade ‘dos observatorios en uno’, ya que combinados técnicas de detección distintas y complemen-tarias. Por un lado, un sistema de telescopios defluorescencia observará cómo las lluvias de rayoscósmicos atraviesan la atmósfera terrestre, mien-tras que por el otro, un sistema de detectores desuperficie registrará el impacto de las lluvias a ni-vel del suelo (ver recuadros ‘El detector de super-ficie’ y ‘El observatorio de fluorescencia atmosfé-rica’). Este esquema se repetirá en un observato-rio gemelo que se levantará en el hemisferio nor-te. De esta manera, y teniendo en cuenta la rota-ción de la Tierra, se podrá observar la mayor par-te de la esfera celeste.

Para poder llevar el proyecto a la práctica falta-ba encontrar el sitio del emplazamiento, un lugardescampado que fuese suficientemente plano yaccesible, con una atmósfera limpia y sin contami-

¿Rayos o partículas? El campo magnético resuelve el enigma

En 1912 Viktor Hess, un intrépido científico austríaco, comenzó una serie de arriesgados vuelos en globos aerostá-ticos, llegando a superar los 5000 metros de altura. A medida que ascendía, registraba un aumento significativo de car-gas libres en la atmósfera; las moléculas de aire perdían electrones haciéndose conductoras de la electricidad. Estasmediciones demostraron la existencia de lo que Hess llamó ‘radiación penetrante proveniente del espacio’, pero noaportaron claves definitivas sobre su naturaleza. Arthur Millikan, conocido por su ingeniosa medición de la carga delelectrón, los bautizó ‘rayos cósmicos’. Cósmicos por su evidente origen en el espacio exterior al sistema solar, y rayosporque sospechaba que se trataba de rayos gamma, la radiación electromagnética más penetrante conocida en esaépoca. Otros conjeturaban que los rayos cósmicos podrían ser partículas masivas y con carga eléctrica, como el elec-trón o el protón.

El dilema se resolvió a principios de la década de 1930, aprovechando un efecto análogo al que provocan las auro-ras boreales y australes. Estas son frecuentes solo cerca de los polos terrestres porque allí las partículas cargadas pro-venientes del Sol que hacen brillar a las moléculas de aire, atraviesan el campo magnético terrestre más fácilmente quecerca del Ecuador. Es de esperar entonces que, si los rayos cósmicos son partículas con carga eléctrica, su abundanciapresente una marcada variación con la latitud magnética, ya que los menos energéticos (y más abundantes) serían des-viados hacia los polos por el campo magnético terrestre. Este efecto fue observado en 1932 durante seis expedicionesorganizadas por Arthur Compton. Si los rayos cósmicos fuesen rayos gamma no se observaría esa variación, pues alno poseer carga eléctrica no serían desviados por los campos magnéticos.

Las mediciones de Compton resolvieron el dilema de si se trataba de rayos o de partículas (si bien el atractivo nom-bre de rayos cósmicos no fue dejado de lado), pero no identificaron claramente de qué partículas se trataba. En 1932el belga George Lemaitre y el mexicano Manuel Sandoval Vallarta, e independientemente Bruno Rossi de Italia, predi-jeron una diferencia entre el número de rayos cósmicos procedentes del este o del oeste dependiente del signo de lacarga eléctrica de las partículas. El efecto fue detectado al poco tiempo por Luis Álvarez y Arthur Compton en la ciudadde México. Quedó entonces firmemente establecido que la mayoría de los rayos cósmicos son partículas con carga delmismo signo que la del protón, es decir, opuesta a la del electrón.

Figura 3. Trayectorias de protones de 10 1 8eV (líneas de color rojo) y 10 1 9eV (líneas negras)en el campo magnético galáctico. Solo a las más altas energías la dirección dea r ribo de un rayo cósmico apunta hacia su ver d a d e r o lugar de origen.

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nación lumínica y con cierta infraestructura cerca-na. El sitio debía cumplir además una serie de re-quisitos técnicos, como el de hallarse a una alturasobre el nivel del mar de entre 1000 y 1500m, nomostrar temperaturas muy extremas y ubicarse auna latitud de entre 30 y 45 grados para poder ob-servar bien todo el hemisferio celeste. Pudiéndosesatisfacer estos requerimientos, dada la existenciaen la Argentina de grupos de investigación activosy teniendo en cuenta el apoyo ofrecido por el go-bierno nacional, en noviembre de 1995 la Colabo-ración Internacional decidió construir el observa-torio del sur en nuestro país. Un año más tarde, en1996, se decidió que el observatorio del norte se-ría emplazado en Utah, Estados Unidos.

Dentro del país se analizaron distintos sitioscandidatos a albergar el proyecto, entre ellos lameseta de Somuncura en Patagonia y la PampaAmarilla, cerca de Malargüe en la provincia deMendoza. Después de una serie de estudios lleva-dos a cabo en ambos lugares, se escogió Malar-

güe que presenta una configuración casi óptimapara la instalación del observatorio.

Hoy en día instituciones de 13 países están di-rectamente involucradas en el proyecto: Alema-nia, Argentina, Australia, Brasil, la República Che-ca, Eslovenia, España, Estados Unidos, Francia,Italia, México, Polonia y Reino Unido. Participantambién en forma asociada instituciones de Arme-nia, Bolivia y Vietnam. Son cerca de 250 los inves-t i g a d o res que participan en las diversas tareas quevan desde la construcción de los tanques detecto-res hasta el diseño de la electrónica y el s o f t w a re deanálisis de datos. La Argentina tiene grupos de in-vestigación y desarrollo trabajando en temas rela-cionados con el proyecto en la Comisión Nacionalde Energía Atómica, el Instituto Balseiro de la Uni-versidad Nacional de Cuyo, la Universidad Nacio-nal de La Plata, la Universidad de Buenos Aires, elInstituto de Astronomía y Física del Espacio (CONICET), y la Universidad Tecnológica Nacionalen Mendoza y San Rafael.

Se detectan rayoscósmicos en un rango deenergías sorprendentementegrande. Hablar de ‘rayoscósmicos de la mayorenergía’ sin agregar ‘hastahoy detectados’ puedeparecer un signo de vanidadde los físicoscontemporáneos, ya que elvalor de la energía más altaobservada ciertamente haido en aumento con eltiempo desde que los rayoscósmicos fuerondescubiertos en 1912, y bienpodría aumentar en elfuturo. El nombre utilizadopuede justificarse como unaabreviación, pero tambiénrefleja la sorpresa querepresenta detectar rayoscósmicos tan veloces, y elmisterio que rodea a laspotenciales fuentes capacesde producirlos. En todoproceso físico conocido, hayun límite hasta el cualpueden acelerarse las

partículas. Los rayoscósmicos hasta ahora noparecen darse porenterados. El actual ‘record’es de 3,4×1020 electrón-voltios, que es más o menosla energía que se transmitea una pelota de fútbol conuna buena patada. Losorprendente es que estaenergía está concentrada enuna sola partículasubatómica (la pelota tienemás de 1026), lo que laconvierte en una magnitudfabulosa.

¿Qué es un electrón-voltio? Es la energía queadquiere un electrón cuandoes acelerado por unadiferencia de potencial de unvoltio. Es una energía típicade fenómenos atómicos. Porejemplo, 13,6eV alcanzanpara desprender al electrónde un átomo de Hidrógeno.Los fotones de la luz emitidacuando los electrones de unátomo pasan de un nivel

excitado a otro inferior enun tubo fluorescente tienenuna energía de unos pocoseV. En cambio, los fotonesde los rayos X tienen unaenergía del orden de los1000eV (kilo-electrón-voltios,o keV), mientras que un rayogamma, producto típico delas desintegracionesnucleares, tiene energíascercanas a los millones deeV (mega-electrón-voltios, oMeV). El mayor aceleradorde partículas elementales, elTevatrón en el LaboratorioFermi de los EEUU, es capazde producir protones yantiprotones de un tera-electrón-voltios, o sea, unmillón de millones de eV.Los rayos cósmicos másveloces tienen cien millonesde veces más energía.

La teoría de la relatividadde Einstein permitióentender que la masa deuna partícula puedetransformarse en otra forma

de energía, por ejemploradiación electromagnética,y viceversa, respetando lacélebre fórmula E=mc 2,donde c es la velocidad dela luz en el vacío(aproximadamente 300.000kilómetros por segundo, lamayor velocidad posible).Por ejemplo, la masa de unprotón en reposo equivale auna energía de 109eV (milmillones de electrón-voltios).La energía total de unapartícula, debida tanto a sumasa como a sumovimiento, está dada porla fórmula E=mc2/donde v es la velocidad dela partícula. Si el rayocósmico de mayor energíaque se ha observado es unprotón, debe estarmoviéndose al99,9999999999999999999%de la velocidad de la luz (leahorramos el trabajo allector: hay 21 números 9 enesta cifra).

¿Cuánta energía es la mayor energía?

4a

4b

Figuras 4a y 4b. Esquema del desar rollo de un chubasco de partículasdesencadenado cuando un rayo cósmico primario ingresa en laatmósfera. Los tanques detectan la llegada del chubasco a lasuperficie ter restre, y los detectores de fluorescencia observansu desar rollo en la atmósfera. Se muestran en detalle lascomponentes de cada uno de los tanques que constituyen losdetectores de superficie.

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El observatorio del sur: en construcción en Malargüe

El observatorio del sur se está construyendo enla zona de Pampa Amarilla, al este y norte de la tran-quila y agradable ciudad de Malargüe, que ofrece lai n f r a e s t ructura necesaria para llevar a cabo el expe-rimento. La construcción del observatorio del he-misferio norte recién comenzará cuando el observ a-torio de Pampa Amarilla entre en operaciones.

El costo estimado para la construcción del ob-servatorio es de 50 millones de dólares. El gobier-no nacional ha comprometido un aporte de 10 mi-llones, mayoritariamente en la forma de produc-tos manufacturados y trabajos realizados en elpaís, y el gobierno de la provincia de Mendoza cin-co millones, en la forma de construcción de obraspara el proyecto. El resto será provisto por los de-más países que integran la colaboración.

El sitio de emplazamiento abarca algo más de3000km2 de los departamentos de San Rafael yMalargüe. La Pampa Amarilla es una zona plana,de escasa vegetación, clima seco y no demasiadoextremo y cielos diáfanos y despejados. Se en-cuentra entre 1300 y 1500 metros sobre el niveldel mar, una altura óptima ya que corresponde a

una profundidad atmosférica a la que las lluviasverticales de rayos cósmicos de 1020eV llegan a sumáximo desarrollo.

La primera fase de la construcción del obser-vatorio consistió en la puesta en funcionamientode un pequeño prototipo formado por 40 detecto-res de superficie que cubren un área de unos4 6 k m2, y dos telescopios de fluorescencia, con unángulo de visión de 30°×30° cada uno. El objetivode este prototipo, apodado ‘arreglo de ingenie-ría’, fue probar el diseño general y el funciona-miento de los distintos elementos que componen

Rayos cósmicos en el campo magnético galáctico

El campo magnético de la Tierra no solo orienta las brújulas: también desvía las trayectorias de los rayos cósmi-cos de más baja energía. El efecto es menor cuanto mayor es la energía, y es despreciable cuando esta supera los1011eV, tanto en el caso del campo magnético terrestre como del solar.

Existe sin embargo un campo magnético a escala galáctica, que si bien es cien mil veces más débil que el campomagnético de la Ti e rra, se extiende sobre distancias extraordinariamente más grandes, provocando un importante efec-to acumulado, incluso sobre los rayos cósmicos de muy alta energía. El campo magnético galáctico desempeña un pa-pel muy importante ya que confina a los rayos cósmicos acelerados en diversos sitios de la galaxia, evitando que esca-pen rápidamente. Protones de energía tan alta como 101 8eV quedan atrapados entre las líneas de campo magnético dela galaxia, que siguen los brazos espirales de la Vía Láctea. Es también por ello que estos rayos cósmicos llegan a la Ti e-rra desde todas direcciones, y no solo desde aquellas que apuntan hacia los lugares donde fueron acelerados.

La figura ejemplifica este efecto mostrando el cambio cualitativo que se produce en las trayectorias de protonescon energías de 1018 y 1019eV respectivamente, que llegan a la Tierra desde el espacio extragaláctico. Los de mayorenergía se apartan de una trayectoria rectilínea por no mucho más de 10 grados, mientras que los otros, solo 10 ve-ces menos energéticos, quedan atrapados en los brazos espirales y siguen trayectorias helicoidales que se enroscan,dando un enorme número de vueltas antes de llegar a destino.

Es intrigante que los rayos cósmicos más veloces hasta ahora detectados no parezcan provenir de algún objeto ce-leste conocido que se estime capaz de imprimirles tanta energía. Podría suceder que en realidad las fuentes de los ra-yos cósmicos no están en la dirección de donde los vemos venir, pues en su camino hacia nosotros han sido desvia-dos significativamente por el campo magnético de nuestra galaxia u otro campo magnético intergaláctico. Ello soloes posible si los campos magnéticos involucrados son más intensos de lo que las actuales mediciones indican, o silos rayos cósmicos de mayor energía tienen una carga eléctrica mayor que la del protón. La solución del enigma delos rayos cósmicos de mayor energía probablemente vaya acompañada de un mejor conocimiento de los camposmagnéticos galácticos.

Figura 5. Uno de los 40 tanquesque ya están instaladosen Pampa Amarilla.

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Figura 6. El edificio que alberga el telescopio de fluorescencia en el Cer ro Leones. Le seguirán otros tres observatoriossimilares en diferentes ubicaciones.

En el año 1938, elfrancés Pierre Auger y suscolaboradores estabanefectuando ciertasobservaciones de rayoscósmicos en lo alto de losPirineos franceses yobservaron quecontadores Geiger alejadosunos metros el uno delotro detectaban el pasajede rayos cósmicos ‘encoincidencia’, es decir, casisimultáneamente. Esascoincidencias no podíanhaber sido producidas poruna misma partícula, perodebían tener un origencomún. Auger comprobóque las coincidenciasseguían ocurriendo inclusoal separar los detectorespor más de 300 metros.

Dedujo que estos eranactivados por un chubascode partículas secundariascreadas cuando el rayocósmico original(denominado ‘primario’)chocaba contra lasmoléculas de la atmósfera.Analizando la variación enel número de partículasregistradas por loscontadores al alejarlos,Auger pudo estimar que elnúmero total de partículassecundarias producidasera cercano al millón.Midiendo la energíapromedio de cadapartícula secundaria(108eV) y estimando queun décimo de la energíainicial fue absorbida en laatmósfera, dedujo que el

rayo cósmico primariodebía tener la fabulosaenergía de 1015eV,millones de veces superiora la de las partículas másenergéticas hasta entoncesdetectadas.

Para comprender elfenómeno de loschubascos hay que teneren cuenta que cuandochocan dos o máspartículas puedenformarse otras nuevas aexpensas de la energía delas originales. Por ejemplo,un protón de 1015eV tienecasi toda su energía en elmovimiento ya que lamasa solo contribuye unvalor mc2=109eV, o sea, unmillón de veces menos(ver recuadro ‘¿Cuántaenergía es la mayorenergía?’). Si toda la

energía de ese velozprotón se utilizara en laproducción de protones yantiprotones ‘lentos’, conenergía de movimientomucho menor que lacontenida en su masa, seobtendría un millón deellos. Las partículas que seforman como producto dela colisión de un rayocósmico con moléculas dela atmósfera son tambiénmuy energéticas y por elloprácticamente conservanla dirección del rayoincidente. Las partículassecundarias a su vezvuelven a chocar con lasmoléculas de aire,produciendo una reacciónen cadena, una cascada demás y más partículas. Amedida que este chubascova penetrando en la

Las lluvias o chubascos atmosféricos extendidos

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LEONES

atmósfera, las partículasque lo componen vanperdiendo energía hastaque a un cierto punto yano pueden formarpartículas nuevas yeventualmente se vanabsorbiendo, por lo quedespués de una ciertaprofundidad atmosférica elnúmero de partículas en lalluvia empieza a decrecer.

La cascadadesencadenada cuando unrayo cósmico entra en laatmósfera contiene todo unzoológico de partículas ysus re s p e c t i v a sa n t i p a rtículas: pro t o n e s ,n e u t rones, fotones,e l e c t rones, neutrinos,muones, piones y kaones,todos moviéndose avelocidades próximas a lade la luz. La energ í a

p romedio de las part í c u l a sque llegan a la superf i c i ede la Ti e rra en un chubascocósmico es cercana a los100 millones de electrón-voltios. Un rayo cósmico delos de mayor energía espues capaz de provocar unchubasco con la fabulosacifra de 101 2 (un millón demillones) part í c u l a ss e c u n d a r i a s .

Las partículashadrónicas (protones,neutrones, piones) sedesvían mínimamente dela dirección de incidenciadel haz original, formandoun ‘núcleo’ de unos 200 a500 metros de extensiónlateral. En cambio, losmuones y la componenteelectromagnética de lacascada, formada por loselectrones y fotones,

pueden tener unadispersión acumulada dealgunos kilómetrosdespués de atravesar unpar de decenas dekilómetros en la atmósfera.

La medición detalladade las propiedades de unchubasco permite inferirlas propiedades del rayocósmico que lodesencadenó. Por ejemplo,la medición de las muybreves diferencias detiempo de llegada delchubasco entre detectoresalejados unos de otros enla superficie de la Tierrapermite reconstruir ladirección de dondeproviene. El conocimientodel número de partículasque llega a cada detectorpermite también estimar laenergía del rayo cósmico

original, que puededeterminarse con muchamás precisión con técnicasque permiten observar eldesarrollo de la cascada enla atmósfera.

El análisis de loschubascos atmosféricos esel único método quepermite detectar rayoscósmicos con energías porencima de 1015eV, ya quesolo llegan a las capassuperiores de la atmósferaaproximadamente unadecena por metrocuadrado en un año.Detectar los rayoscósmicos primariosdirectamente requeriríaponer en órbita o volar englobos estratosféricosinstrumentos de unaenorme superficie, lo quees impracticable.

Figura 7. Imagen satelital del ar reglo de ingeniería. Su construcción ya está concluida. Con 32 detectores en funcionamiento (en rojo) su eficienciaes comparable a la de otros grandes detectores en el mundo. En amarillo se demarcan los campos de visión de los telescopios defluorescencia de Cer ro Leones. Abajo a la izquierda se aprecia la ciudad de Malargüe. La escala está dada por la distancia entr edetectores (1,5km).

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el observatorio antes de comenzar la pro d u c c i ó na gran escala. El 23 de mayo de 2001 el telescopiode fluorescencia detectó los primeros eventos de-bidos a chubascos cósmicos, y a fines de julio delmismo año, se re g i s t r a ron las primeras coinci-dencias entre tres o más detectores de superf i c i evecinos. Desde principios de 2002 el arreglo estáa p o rtando valiosos datos sobre las veloces part í-culas que nos llegan desde el cosmos. Si bien 40d e t e c t o res son solo una fracción muy pequeñadel Observatorio final, el arreglo de ingeniería tie-ne actualmente un tercio del tamaño del observ a-torio de AGASA en Japón, que es el detector des u p e rficie más grande que se haya constru i d ohasta ahora. En pocos meses de operación haacumulado una centena de eventos híbridos, es

Figura 8. El edificio de oficinas,centro de adquisición de datos,centro de visitantes y edificio deensamblado de detectores, en laciudad de Malargüe.

El observatorio de fluorescencia atmosférica

En lugar de observar las partículas de la lluvia al llegar a la superficie terrestre, el observatorio de fluorescencia registrael paso del chubasco por la atmósfera. Una lluvia de rayos cósmicos de la mayor energía contiene aproximadamente 1011

(cien mil millones) de partículas, que surcan la atmósfera a una velocidad cercana a la de la luz. Estas partículas chocan conlas moléculas del aire excitando sus estados electrónicos los que, al desexcitarse, producen luz de la misma forma que lo ha-ce una lámpara de neón. Aproximadamente el 0,005% de la energía de un rayo cósmico se convierte en luz fluorescente, loque equivale a la luz emitida por un foco de unos 25 vatios, que atraviesa la atmósfera a la velocidad de la luz en 1/100000de segundo. La fluorescencia producida es mayoritariamente en luz ultravioleta.

Para detectar esta fluorescencia se construirán cuatro edificios de telescopios en la periferia del arreglo de superficie,abarcando cada uno un ángulo de 180° con seis telescopios que observan un ángulo de 30° cada uno.

Cada telescopio consta de un espejo esférico, que concentra la luz de su área de visión sobre una ‘cámara’. Su principiode funcionamiento es como el de una cámara digital: posee 440 pixeles, en un arreglo de 22×20. Cada pixel es un tubo foto-multiplicador, de unos 4,5cm de diámetro, sensible a la luz ultravioleta.

Los telescopios tienen una óptica de tipo Schmidt, es decir, con una lente para corregir la aberración por coma y un dia-fragma de apertura. Además, en la apertura existe un filtro que solo deja pasar la luz ultravioleta, para reducir la luminosi-dad de fondo.

El telescopio de fluorescencia solo puede operar cuando la luz residual del fondo es mínima, esto es, en noches despeja-das sin luna. Sin embargo, la información que provee es extremadamente valiosa, ya que proporciona una medición directade la energía que la lluvia deposita en la atmósfera, lo que permite reconstruir con alta precisión la energía del rayo cósmi-co primario. Este dato permite calibrar el detector de superficie. También proporciona una muy buena medición del plano for-mado por la dirección de arribo del rayo cósmico y el observatorio.

Para una buena determinación de la energía, es importante conocer la atenuación atmosférica, por lo que se requiere uncomplejo sistema de monitoreo, basado, entre otras cosas, en un sistema de láser pulsado y análisis de la señal dispersadapor la atmósfera.

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decir chubascos cósmicos detectados simultá-neamente por los telescopios de fluorescencia yel arreglo de superficie.

Cuando el Observatorio Auger esté completose habrán dispuesto en el terreno 1600 tanques depolietileno, 4800 fotomultiplicadores para los de-tectores de superficie, 1600 receptores GPS consus radios y antenas, 10.560 fotomultiplicadorescon la electrónica asociada para las cámaras defluorescencia, y 24 espejos esféricos de 3,6m dediámetro. Esto, por mencionar los equipos más

destacados. Se estima que todos los elementosestarán operativos a principios del año 2005.

¿Podrá Auger resolver el enigma?¿Cuáles son las oportunidades de éxito del

O b s e rvatorio Auger? Al menos tres factores au-guran que será capaz de dar respuesta al apasio-nante enigma planteado por los rayos cósmicosde la más alta energía. Uno es su capacidad derealizar desde un solo instrumento un número deo b s e rvaciones que en un solo año de operación

El detector de superficie

Llamado también el‘arreglo de superficie’consiste en un conjunto de1600 detectores individuales.La distancia entre detectoreses de 1500 metros, con loque abarcan una superficietotal de unos 3000km2. Ladistancia entre losdetectores fue escogida deforma tal que un chubascoatmosférico de energíasuperior a los 5×1018eV, queal llegar a la superficie tieneuna extensión de unos 5-10km, llegue a activar almenos 4 o 5 detectores.

Cada uno de losdetectores consiste en untanque cilíndrico de 3,6m dediámetro y 1,5m de altura.Están fabricados enpolietileno, por un procesode rotomoldeo. En suinterior contienen 12.000litros de agua de máximapureza. El tanque estáherméticamente cerrado yposee un revestimiento quegarantiza que su interior sehalla en absoluta oscuridad.Cada detector posee ademásun sistema de colector solar,baterías y electrónicaasociada, que les garantizaun funcionamientoautónomo, prácticamentesin mantenimiento.

Las partículas de unchubasco atmosférico

extendido son tanpenetrantes que puedenatravesar el tanque sin serabsorbidas por sus paredes.Cuando las partículasatraviesan el agua a muyaltas velocidades (para serprecisos, a velocidadessuperiores a la de la luz enel agua, que es algo menorque la velocidad de la luz enel vacío), el medio emite unatenue luz ultravioleta, que ensu mayor parte no es visibleal ojo humano, llamadaradiación de Cerenkov. Laluz Cerenkov es emitida enun cono a lo largo de ladirección de la partícula quelo genera, al igual que unaonda de choque de un aviónultrasónico. Se requiere muyalta pureza en el agua de lostanques por dos razones:por un lado, no debecontener contaminantes queabsorban luz Cerenkov, y,por otro, debe estarsuficientemente libre debacterias y nutrientes paraque no se degrade en eltanque cerrado durante los20 años que durará elexperimento.

El interior del tanqueestá recubierto por unmaterial de gran capacidadde reflexión y difusión de laluz Cerenkov, la que redirigea tres tubos muy sensiblesque multiplican la intensidadde la luz recibida, llamadosfotomultiplicadores. Si bien

la luz Cerenkov producidapor un chubascoatmosférico es muy tenue,los tubosfotomultiplicadores sonaltamente sensibles. Suprincipio de funcionamientoes de alguna manera inversoal de un televisor o monitorde computadora: en unmonitor, una señal eléctricaes convertida en un haz deelectrones que son dirigidosa la pantalla, que contieneun recubrimiento queproduce luz cuandoimpactan en él loselectrones. En un tubofotomultiplicador, cuando laluz exterior incide sobre la‘pantalla’, que tiene unrecubrimientosemiconductor, esta liberaelectrones hacia el interiordel tubo. Una tensióneléctrica acelera esoselectrones, haciéndolosimpactar contra sucesivasláminas metálicas, a las queles arranca una cascada deelectrones, que a la salidadel fototubo son suficientespara producir un pulsoeléctrico detectable.

Una vez que laelectrónica del detectorregistra una señal de losfototubos que supere uncierto umbral, transmite lainformación del evento auna de las cuatro estacionescolectoras, por medio de unsistema de comunicación

inalámbrico, de frecuenciade radio. Estas estacionescolectoras a su vezretransmiten la informacióna la estación central por unenlace de microondas.Cuando un detector registraun evento, en la estacióncentral se analiza si losdetectores vecinos tambiénobservaron algo. De estamanera, un evento quedaregistrado como una seriede señales tomadas endistintos detectores. Estopermite reconstruir con altaprecisión la posición deimpacto de la lluvia.

La dirección de arribodel rayo cósmico primario(que coincide con ladirección de llegada delchubasco) se determina apartir de la diferencia detiempo de arribo de la lluviaa los distintos detectores.Para ello es necesariodeterminar tiempos dellegada con una precisión de1/50 de millonésima desegundo, que se logra conun sistema GPS (sistema deposicionamiento globalbasado en una constelaciónde satélites).

La energía del primariopuede deducirse de laenergía depositada en cadatanque como luz Cerenkov, ycomparando las medicionescon simulaciones encomputadora de la lluvia yel proceso de detección.

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superará ampliamente a todas las realizadas des-de hace 40 años. Otro es su técnica híbrida, que lep e rmitirá realizar una calibración más certera dela energía de los rayos cósmicos primarios. Y unt e rcer factor importante es que el observatorio deM a l a rgüe cubrirá el cielo visible desde el hemis-ferio sur, que no puede ser observado por otro sgrandes experimentos llevados a cabo en el he-misferio nort e .

No hay nada más estimulante en la investiga-ción científica que enfrentarse a misterios por re-solver.

Cualquiera sea el resultado de las medicionesdel Observatorio Auger, estas aportarán invalora-ble información sobre qué son y de dónde vienenlos rayos cósmicos de mayor energía, y cuáles sonlos extraordinarios fenómenos astrofísicos capa-ces de producirlos.

Ingomar Allekotte: Doctor en Física,Instituto Balseiro, Universidad Nacionalde Cuyo. Profesor adjunto condedicación exclusiva, Instituto Balseiro,Universidad Nacional de Cuyo.Responsable del Detector de Superficiedel Observatorio Pierre Auger de RayosCósmicos.ingo@cab.cnea.gov.ar

Diego Harari: Doctor en Física,Universidad de Buenos Aires. Profesorasociado con dedicación exclusiva eInvestigador independiente delCONICET en el Departamento deFísica, Facultad de Ciencias Exactas yNaturales, Universidad de Buenos Aires.harari@df.uba.ar ywww.df.uba.ar/~harari

Lecturas sugeridas

CLAY R y DAWSON B, 2000, Balas Cósmicas,Madrid, Reverté.

ETCHEGOYEN A y FILEVICH A, 1996, ‘Lasmayores energías de la naturaleza’,Ciencia Hoy, 35:21-28.

ROMERO GE y COMBI JA, 1998, ‘Los rayoscósmicos galácticos’, Ciencia Hoy,48:22-29.

Se puede acceder a información adicional yactualizada sobre el ObservatorioAuger en la dirección en Internet enwww.auger.org.ar

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