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COLABORACIONES EN FÍSICA

LAS PARTÍCULAS MÁS ENERGÉTICASDE LA NATURALEZA

¿Cuáles son las partículas más energéticas que exis-ten en la naturaleza? Ante esta pregunta muchos lectoresestarán quizá pensando en el LHC, el «Large Hadron Co-llider», recientemente puesto en marcha y que será capazde producir haces de protones con energía extremada-mente alta. Efectivamente en el LHC se espera conseguirprotones y antiprotones de 7 TeV de energía, es decir7 × 1012 eV. Nunca antes se había podido alcanzar, en unacelerador hecho por el hombre, tan alta energía. De hechoesta energía tiene dimensiones macroscópicas puesto quees del orden de 1 μJ (7 × 1012 eV × 1,6 × 10-19 J/eV = 1,1 ×10-6 J). Por compararlo con un objeto macroscópico fa-miliar diremos que es aproximadamente igual a la ener-gía cinética de un mosquito de 60 mg volando a 20cm/s. El vuelo de un inofensivo mosquito puede parecerpoca cosa pero pensemos en que esa energía cinéticaestá siendo (será) transportada por una única partículaelemental (fig. 1). Sin embargo, no son éstas las partícu-las más energéticas que existen en la naturaleza. Laspartículas con mayor energía que han sido detectadasprovienen del espacio. Se trata de los rayos cósmicos, en

concreto de una pequeñísima fracción de la radiacióncósmica; y es que se han detectados partículas con ener-gías superiores a 1020 eV, es decir, varios órdenes demagnitud superior a la de los protones de LHC. En estecaso corresponde a una energía de aproximadamente50 J (fig. 2). Para hacerse una idea práctica de lo querepresenta diremos que es similar a la de un saque de te-nis en el que una pelota de 56 g se acelera hasta una ve-locidad de 150 km/h. Obviamente la energía del saque detenis es incomparablemente superior a la del inofensivomosquito.

¿Qué son estas partículas?, ¿cómo se descubrieron?,¿cómo se detectan?, ¿cómo se puede medir su energía?Intentaremos en este artículo responder de manera brevea estas preguntas. Pero también nos haremos otras, como¿cuál es el origen de estas partículas?, ¿en qué objetoscósmicos se generan?, ¿cómo pueden acelerarse hasta al-canzar tan alta energía?. Desgraciadamente aún esta-mos lejos de poder responder con precisión a estas últi-mas preguntas.

EL DESCUBRIMIENTO DE LOS RAYOSCÓSMICOS

Tradicionalmente se atribuye el descubrimiento de laradiación cósmica al físico austríaco Victor Hess que en

Figura 1. El gran colisionador de hadrones LHC en el CERN podráacelerar protones hasta una energía de 7 TeV. Cada protón tendrá la

misma energía cinética que un mosquito en vuelo, 1 μJ.

Figura 2. Algunos rayos cósmicos que llegan a la Tierra transportantanta energía como la que se comunica a una pelota de tenis

en un saque, 50 J.

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Vida científica N.º 2 (nueva época) | 2009ISSN: 1989-7189

una serie de vuelos en globo que realizó durante 1912(fig. 3) comprobó que la señal de ionización de fondoque los electroscopios registraban, aun en aparente au-sencia de fuentes radiactivas, aumentaba con la altura envez de disminuir, como sería de esperar si esta señalproviniera de fuentes naturales en la Tierra. Una vezdescartadas otras posibles explicaciones se llegó a laconclusión de que esta radiación provenía de arriba, esdecir, del exterior de la Tierra. Este experimento supusoel nacimiento de la Física de Rayos Cósmicos, bautiza-dos con este nombre por Millikan (1925). El experimen-to de Hess mostró además el gran poder de penetraciónde esta radiación. Por este motivo muchos científicos(entre ellos Millikan) supusieron que debían ser rayos γ.Una serie de brillantes experimentos realizados por Sko-belzyn (1925), Bothe y Kolhörster (1937), Neddermeyery Anderson (1937) y Street y Stevenson (1937) demos-traron que esta radiación penetrante consistía realmenteen partículas cargadas similares a los electrones, pero demucha mayor masa. En estos experimentos se emplearon

cámaras de niebla, detectores Geiger y, por primera vez,la técnica de coincidencias. Fue algo más tarde, em-pleando emulsiones nucleares, cuando en 1947 el grupode Bristol (Lattes, Muirhead, Occhialini y Powell) descu-bre el pión y su desintegración en un muón que con unamasa de 207 veces la del electrón, resulta ser la partícu-la penetrante que da lugar a la radiación de fondo ob-servada por Victor Hess. Estos experimentos pudieron seradecuadamente interpretados gracias al desarrollo de lateoría de la radiación desarrollada por Bethe y Heitler(1934). Debido a su gran masa, el poder de frenado ra-diativo de un muón es mucho menor que el del electróny por tanto los muones resultan ser extraordinariamentepenetrantes.

Otro importante hito en la historia del descubri-miento de los rayos cósmicos fue la observación de lasllamadas cascadas atmosféricas extensas. En 1938, PierreAuger (fig. 4) y sus colegas de la Escuela Normal Supe-rior de París observaron coincidencias entre señales pro-ducidas en contadores Geiger que se encontraban sepa-

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Figura 3.- Victor F. Hess aterriza tras su histórico vuelo a 5.300 metros el 7 de agosto de 1912 (derecha).Preparativos para uno de sus vuelos (izquierda) [1].

rados por distancias de hasta 150 metros. La teoría de lasllamadas cascadas electromagnéticas había sido des-arrollada poco antes por Babha y Heitler (1937) y Carl-son y Oppenheimer (1937). Cuando un rayo γ de altaenergía atraviesa la materia se convierte en un par elec-trón – positrón (e- - e+) y éstos a su vez generan rayos γpor el efecto conocido como bremsstrahlug. El proceso serepite dando lugar a una cascada de partículas (rayos γ,e+, e–). Debido a las numerosas colisiones elásticas de loselectrones y positrones con los núcleos del medio la ex-tensión física de esta cascada aumenta con la distanciarecorrida.

Las medidas de Auger resultaron ser compatiblescon una cascada electromagnética generada a lo largo dela atmósfera por un rayo γ con energía del orden de1015 eV. Fue un resultado sorprendente para la comuni-dad científica pues nunca antes se había observado unapartícula tan extraordinariamente energética. Piénseseque la energía típica de los electrones en los átomos va-rían entre 1 y 103 eV (keV) y la de las radiaciones aso-ciadas a los fenómenos nucleares son del orden de 106

eV (MeV).Sin embargo, en una cascada electromagnética no se

producen los piones y muones observados pocos añosmás tarde por el grupo de Bristol. La combinación deambas observaciones permitió ajustar las piezas del rom-pecabezas. La Tierra está sometida al constante bom-bardeo de núcleos atómicos desnudos (sin electrones), ensu mayor parte protones. Ésta es la conocida como ra-diación cósmica primaria. Al penetrar en la atmósfera,cada uno de estos rayos cósmicos primarios interaccionacon un núcleo atmosférico (nitrógeno u oxígeno) produ-ciendo lo que se conoce como una cascada hadrónica, si-milar a la cascada electromagnética, pero en la que de-

bido a la naturalezade las interaccionesnucleares, se producenuna gran variedad departículas elementales(fig. 5), no solo elec-trones, positrones yrayos g, sino ademáslos piones y muonesobservados por el gru-po de Bristol, junto amuchas otras partícu-las. Estos productosconstituyen lo que se

conoce como rayos cósmicos secundarios. La mayor par-te de los cuales son absorbidos en la atmósfera, no asílos muones que llegan al suelo debido a su gran poderde penetración unido a su relativamente larga vida me-dia (2,2 μs), aumentada por el efecto de la dilataciónrelativista.

Muchos más detalles sobre los estudios pioneros dela radiación cósmica pueden encontrarse en [1].

LAS MÁS ALTAS ENERGÍAS

Una pequeña fracción de los rayos cósmicos prima-rios posee energías tan altas que una parte muy impor-tante de sus productos secundarios incluidos electrones,positrones y rayos γ alcanzan el suelo. Fueron cascadasde este tipo las que P. Auger observó y aunque el cálcu-lo de 1015 eV de energía primaria se hizo suponiendo unacascada electromagnética, la energía de la correspon-diente cascada hadrónica es similar. A estas altas ener-

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Figura 4. Pierre Auger, descubridor delas cascadas atmosféricas extensas.

Figura 5. Cascada de partículas generada por una rayo cósmicode alta energía a su entrada en la atmósfera.

gías, incluso la componente electromagnética de la cas-cada llega al suelo y, por lo tanto, las señales que regis-tran los detectores son en buena parte debidas a electro-nes y positrones. Empleando esta técnica J. Linsleyobservó en 1962 una cascada de partículas cuyas carac-terísticas indicaban una energía primaria del orden de1020 eV. Esta detección conmocionó a la comunidad cien-tífica puesto que resultaba inimaginable la posibilidad deacelerar partículas hasta energías tan extraordinaria-mente altas.

Este resultado impulsó la construcción de otros de-tectores. La principal dificultad reside en el bajísimo flu-jo de rayos cósmicos a estas energías. El espectro deenergía de los rayos cósmicos decrece según una ley depotencia E-γ (figs. 6 y 7) de tal modo que la frecuencia dellegada a la Tierra de rayos cósmicos con energía supe-rior a 1015 eV es de 1 m-2 año-1 reduciéndose a 1 km-2

año-1 a energías superiores a 1018 eV, no esperándoseuna frecuencia superior a 1 km-2 siglo-1 por encima de1020 eV.

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Figura 6. El espectro de energía de los rayos cósmicos sigue una ley E-γ.Obsérvese el aumento en la pendiente que tiene lugar a 1015 eV (la rodilla).

Se sospecha que pueda ser debido a un cambio en el mecanismo deaceleración. También se observa una ligera suavización a 1018 eV (el

tobillo). A partir de esta energía el flujo de rayos cósmicos que llegan a laTierra se hace extremadamente bajo.

Figura 7. La escala deenergías de los rayos cósmicosextremos. Se sospecha que eltobillo del espectro puedaestar relacionado con latransición de rayos cósmicosgalácticos a extragalácticos.Se indica la energía del corteGZK por encima de la cual elflujo de rayos cósmicos debedisminuir sensiblemente. Sinembargo se han observadoalgunos rayos cósmicos conenergías superiores a 50 J.

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Figura 8. Akeno Giant Air Shower Array (AGASA). Distribución en el suelo de los detectores de la cascada (derecha)y uno de los detectores individuales (izquierda).

Para poder compensar el bajo flujo es necesario ha-bilitar inmensas áreas de detección. Por ejemplo, la co-laboración AGASA instaló sobre una superficie de alre-dedor de 100 km2 111 centelleadores de 2,2 m2 cada unoy 27 dispositivos blindados específicos para la detec-ción de muones (fig. 8). En el año 1993 este detector re-gistró un suceso de 2 × 1020 eV.

Otra técnica alternativa está basada en la observa-ción de la luz de fluorescencia producida por la cascadade partículas al atravesar la atmósfera. Las partículascargadas, principalmente electrones/positrones excitanmoléculas del nitrógeno atmosférico que en su desexci-tación emiten de forma isótropa fotones en el rango delultravioleta próximo. De este modo, el desarrollo de unacascada iniciada por un rayo cósmico puede ser obser-vado de manera similar a la entrada de un meteorito enla atmósfera. Un rayo cósmico de ultra-alta energía ge-nera la luz equivalente a una bombilla de 100 W mo-viéndose hacia el suelo a la velocidad de la luz. Para de-tectar este flash de luz el experimento Fly’s Eye usó un

gran número de espejos cubriendo cada uno una pe-queña fracción del cielo. La luz de cada uno de ellos eraconcentrada en un fotomultiplicador (fig. 9). La detec-ción simultánea de un flash luz por varios espejos a lolargo de una trayectoria sobre el cielo indicaba la pene-tración de un rayo cósmico en la atmósfera. La intensi-dad de luz de fluorescencia proporciona una medida dela energía del primario. En el año 1991 este experimentoobservó un rayo cósmico de 3,2 × 1020 eV. El experi-mento Fly’s Eye fue posteriormente ampliado pasando adenominarse HiRes (High Resolution Fly’s Eye).

Para más detalles de esta sección se recomienda lareferencia [2].

EL CORTE GZK

Cuatro años después de que J. Linsley detectara porprimera vez un rayo cósmico ultra-energético, Greisen, eindependientemente Zatsepin y Kuz’min [3] se dieroncuenta de que la radiación de fondo de microondas de-

bería de hacer relativamente opaco al Universo pararayos cósmicos de tan alta energía. Suponiendo queestos rayos cósmicos sean protones, puede tener lugar lareacción:

γ3K + p → Δ+ → π0 + p

con la consecuente degradación de su energía, de talmodo que para E > 1020 eV la longitud de atenuaciónresulta ser inferior a 50 Mpc. Esta predicción tiene va-rias consecuencias trascendentales. En primer lugar, su-poniendo el origen universal de estos rayos cósmicos, esde esperar un corte en el espectro a energías del ordende 5 × 1019 eV. Es decir, los rayos cósmicos con energí-as por encima de este valor no pueden llegar con tantafrecuencia porque una fracción significativa del Uni-verso resulta opaca para ellos. Éste es el conocido comocorte GZK.

Otra consecuencia importante está relacionada conlas direcciones de llegada de estos rayos cósmicos. Enprincipio, la distribución de direcciones de llegada de laradiación cósmica primaria es perfectamente isótropa.Esto es debido a que los rayos cósmicos antes de llegar ala Tierra atraviesan regiones del espacio en los que exis-ten campos magnéticos con una importante componen-te aleatoria. Por este motivo la dirección de llegada no

tiene ninguna correlación con la fuente en donde se ori-ginó el rayo cósmico. Resulta innecesario recordar que laastronomía está basada en el hecho de que los fotonesviajan en línea recta independientemente de estos cam-pos magnéticos. De otro modo al mirar al cielo no ve-ríamos más que un fondo luminoso uniforme.

La información que poseemos de los campos mag-néticos cósmicos nos indica que los rayos cósmicos conenergías superiores al corte GZK no deberían desviarsede forma importante en su camino hasta nosotros. Portanto si se detectan rayos cósmicos por encima del cor-te GZK, la dirección de llegada a la Tierra debería apun-tar a la fuente. ¿Sería posible la Astronomía de RayosCósmicos?

¿CUÁL ES SU ORIGEN?

Aunque aún no se han identificado de forma precisalas fuentes, es muy probable que estos núcleos de ultra-alta energía sean de origen extragaláctico. En cualquiercaso nuestra galaxia no sería capaz de confinarlos pues-to que su campo magnético no puede curvarlos sufi-cientemente. En otras palabras, el radio de Larmor esinferior al tamaño de nuestra galaxia.

La pregunta ahora es ¿qué objetos cósmicos soncapaces de acelerar núcleos hasta tan altas energías? Elprocedimiento más eficiente para la aceleración de ra-yos cósmicos es el conocido como mecanismo de Fermide primer orden. En este modelo las partículas son ace-leradas en las múltiples colisiones que pueden sufrir enondas de choque como las que se generan en explosio-nes de supernovas. Sin embargo, los remanentes de su-pernova solo pueden explicar aceleraciones hasta ~1015

eV, simplemente porque no tienen tamaño suficientepara conseguir las energías extremas. Existen otros ob-jetos cósmicos donde se espera que se generen fuertesondas de choque y con características (campo magnéti-co y tamaño) más favorables para alcanzar mayoresenergías. Uno de los candidatos a ser fuente de rayoscósmicos de ultra-alta energía son los núcleos activosde galaxias AGN. Se trata de galaxias en las que se sos-pecha que alojan en su centro un agujero negro super-masivo.

Obviamente, la posibilidad de determinar de maneradirecta las fuentes emisoras a partir de la dirección dellegada de rayos cósmicos de suficiente energía permiti-ría resolver de manera inequívoca el problema. Sin em-bargo, para ello se necesita recolectar un gran número de

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Figura 9. Algunos de los espejos del detector de fluorescencia Fly’sEye (arriba). Uno de los telescopios del proyecto HiRes (abajo).

rayos cósmicos ultraenergéticos. Por lo dicho anterior-mente, el hallazgo de anisotropías correlacionadas conlas posiciones de AGNs sería un primer paso que podríamás tarde materializarse en verdaderas detecciones cuan-do dispongamos de suficiente estadística.

Se han propuesto también modelos del tipo top-down en los que fuentes exóticas, como materia oscurasuperpesada o defectos topológicos, podrían generaren su desintegración rayos cósmicos ultraenergéticos.Estos modelos pueden ponerse a prueba, pues tienenimplicaciones que pueden ser comprobadas experimen-talmente. Por ejemplo, en estos modelos no aparece elcorte GZK del espectro de energía pero se predice unalto flujo de rayos γ ultra-energéticos que deberían serobservados.

Más detalles sobre el origen de los rayos cósmicos deultra-alta energía se pueden encontrar en [2].

ESTADO ACTUAL

El proyecto AGASA finalizó sus operaciones en ene-ro de 2004. Los resultados obtenidos pueden básicamen-te resumirse en la ausencia del corte GZK en el espectroy la posible observación de anisotropía en una direcciónmuy próxima al centro galáctico. El experimento HiResoperó durante el periodo 1997-2006 obteniendo resulta-dos contradictorios a los de AGASA puesto que observa-

ron el corte GZK y las direcciones de llegada resultaroncompatibles con una perfecta isotropía. Es difícil inter-pretar estas notables discrepancias teniendo en cuentaque en ambos experimentos el número de rayos cósmi-cos detectados es muy bajo y además emplean técnicasexperimentales muy distintas, sujetas a diferentes tiposde errores sistemáticos.

Con el objetivo de resolver este importante problemacientífico la colaboración internacional Pierre Auger,constituida por científicos de 17 países, ha puesto enmarcha en la provincia argentina de Mendoza el mayorobservatorio de rayos cósmicos del mundo. Este Obser-vatorio, cuya construcción ha sido recientemente finali-zada, ya ha proporcionado nuevos datos con mucha ma-yor precisión que los conocidos hasta ahora. Con elobjetivo de tener acceso a todo el cielo y aumentar deforma significativa la muestra de datos, la colaboraciónha propuesto la construcción de otro observatorio aúnmayor en el hemisferio norte, concretamente en el esta-do de Colorado (USA).

EL PROYECTO PIERRE AUGER

El Observatorio

El Observatorio Pierre Auger Sur consta de dos ins-trumentos: Un array, con más de 6000 detectores ocu-pando una superficie de alrededor de 3000 km2, y un de-tector de fluorescencia, con un total de 24 telescopiosdistribuidos entre 4 ubicaciones para observar la entradaen la atmósfera de los rayos cósmicos. Este observatoriosupone un gran avance frente a sus antecesores, puestoque el array de superficie (fig. 11) dispone de un área dedetección 30 veces superior a AGASA y el sistema de te-lescopios de fluorescencia (fig. 12) es significativamentemás eficiente que el de HiRes. El carácter híbrido delObservatorio Pierre Auger, es decir, la capacidad de re-gistrar los rayos cósmicos empleando de manera simul-tánea las dos técnicas de detección, le permite reducir demanera significativa los errores sistemáticos.

Cada técnica tiene sus ventajas e inconvenientes.Por ejemplo, los telescopios pueden medir la energía delrayo cósmico primario a partir de la luz de fluorescenciacuya intensidad es proporcional a la energía depositadaen la atmósfera. En cambio un array de superficie nece-sita usar los modelos de interacción hadrónica (colisionesnucleares) para obtener la energía a partir de los pro-ductos secundarios registrados en el suelo. Estos modelos

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Figura 10. Centauro A contiene un núcleo galáctico activo. Ésta esuna de las posibles fuentes de rayos cósmicos ultraenergéticos.

hadrónicos solo han podido ser probados hasta las má-ximas energías disponibles en aceleradores, y por lo tan-to muchos órdenes de magnitud inferior a las colisionesentre el rayo cósmico y los núcleos atmosféricos. Sinembargo, los telescopios de fluorescencia solo puedenoperar durante periodos limitados de tiempo (nochesclaras y sin Luna). La combinación de ambas técnicas(fig. 13) ha permitido al Observatorio Auger calibrar enenergía el detector de superficie usando los sucesos hí-bridos, es decir, registrados simultáneamente por ambosdetectores.

Resultados del Proyecto Auger

Aunque la construcción del Observatorio Sur finali-zó oficialmente en noviembre de 2008, se han venido to-mando datos desde que los primeros detectores de su-perficie y el primer telescopio de fluorescencia fueroninstalados en el año 2001. A partir del año 2007 se hanpublicado una serie de resultados relevantes en este cam-po que vamos a resumir a continuación.

Se ha obtenido el espectro de energía por encima de1018 eV a partir de más de 35000 rayos cósmicos regis-trados. El error sistemático más importante proviene de

la escala de energía y se estima en alrededor del 22%. Seha medido con precisión el cambio de pendiente en laregión alrededor de 4 × 1018 eV (el llamado tobillo del es-pectro) probablemente debido a la transición de rayoscósmicos galácticos a extragalácticos. A partir de estaenergía el espectro cae con una ley de potencia (γ =2,55 ± 0,04) hasta una energía de 3,98 × 1019 eV, a partirde la cual se observa una clara disminución del flujo,perfectamente compatible con el efecto GZK predichoen 1966.

Se ha estudiado la distribución de direcciones dellegada en busca de anisotropías, tanto a pequeña comoa gran escala. No se han observado indicios de direccio-nes privilegiadas alrededor del centro galáctico en opo-sición al resultado de AGASA. Sin embargo, la búsquedade correlaciones con un conjunto específico de AGNsllevado a cabo en 2007 dio un resultado positivo que fuepublicado en la revista Science con gran repercusión enla comunidad científica (más de 160 citas en solo 2años). En aquel momento se habían registrado 27 rayoscósmicos con energías superiores a 57 EeV que mostra-ban una clara correlación con los 472 AGNs del catálo-go Véron-Cetty/Véron con distancias superiores a 75Mpc. Esta correlación específica ha disminuido durante

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Figura 11. «Array» de superficie del Observatorio Pierre Auger. Los detectores se extienden sobre un área total de 6000 km2 (izquierda). Sobre lafoto se señalan con flechas algunos de los detectores separados entre sí por una distancia de 1,5 km (derecha).

el último año, no obstante se mantiene de manerainequívoca la evidencia de anisotropía.

Aunque el objetivo del Observatorio es la detecciónde rayos cósmicos cargados, ambos detectores son tam-bién sensibles a rayos γ cósmicos de ultra-alta energíaque a su entrada en la atmósfera generan una cascadaelectromagnética. El resultado de la búsqueda ha sidonegativo, pero ha proporcionado límites al flujo de rayosγ de ultra-alta energía notablemente inferiores a los im-puestos en experimentos previos. Estos nuevos límitesmás restrictivos están empezando a descartar algunosmodelos top-down propuestos para explicar el origen delos rayos cósmicos de ultra-alta energía.

Un parámetro muy importante que hay que medir esla masa de estos rayos cósmicos, o más exactamente, ladistribución o espectro de masas. Éste es un ingredientefundamental junto al espectro de energía para poder in-terpretar las anisotropías. Cuanto mayor es la masa delnúcleo primario y/o menor es su energía más rápida-mente se desarrolla la cascada de partículas en la at-mósfera. La medida simultánea de la energía del rayocósmico y la profundidad en la atmósfera a la que lacascada adquiere su máximo desarrollo permite determi-nar la masa del primario. Este último parámetro se pue-de medir con el detector de fluorescencia. Los resultadosencontrados hasta la fecha parecen indicar una compo-

sición ligera haciéndose más pesada a las más altas ener-gías. Desgraciadamente la medida de la masa se apoyade manera inevitable en las predicciones de los modelosde interacción hadrónica que, como antes comentamos,no son fiables a estas energías.

Muchos más detalles sobre los resultados de lacolaboración Auger y las publicaciones correspondientesse pueden encontrar en la página web de la colabo-ración [4].

CONCLUSIONES

Los primeros intentos para entender la naturalezade los rayos cósmicos, descubiertos a comienzos del siglopasado, dieron lugar al nacimiento de la Física de Partí-culas. Más tarde, cuando los primeros aceleradores per-mitieron provocar de manera controlada colisiones entrepartículas, ambas disciplinas se separaron. En todos estosaños la Física de rayos cósmicos ha experimentado no-tables avances pero aun así son muchos los misterios quequedan por desvelar, en particular, el origen de los rayoscósmicos de energías extremas. Una de las principales di-ficultades proviene de nuestro limitado conocimiento delas interacciones de los núcleos a tan alta energía.

El gran colisionador de hadrones LHC del CERN hacomenzado a funcionar. Aunque la energía de los proto-

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Figura 12. Detector de fluorescencia del Observatorio Pierre Auger. Cada una de las estaciones (izquierda) consta de cuatro telescopios,uno de los cuales se muestra en la figura (derecha).

nes es muy inferior a la de los rayos cósmicos, la energíade la colisión proton-antiproton en el centro de masasestará a solo un factor ≈30 con respecto a colisionesprotón-núcleo atmosférico. Con certeza los resultadosdel LHC permitirán reducir muchas incertidumbres siste-máticas en la interpretación de los datos de rayos cós-micos. Hay que admitir que el inofensivo mosquito de 1mJ posee capacidades únicas para entender los procesosfísicos de alta energía. A diferencia de lo que ocurrecon los rayos cósmicos, en el LHC se sabe qué partículascolisionan y qué energía tienen. Además se pueden me-dir con precisión todos los parámetros de la colisión ylos productos resultantes. La interpretación de los datosde rayos cósmicos es mucho más complicada puesto queno sabemos con seguridad cuáles son los núcleos prima-rios, su energía se mide con poca precisión y, además,solo observamos una pequeñísima fracción de los pro-ductos resultantes.

Sin embargo, por muchos años, las partículas másenergéticas de la naturaleza seguirán siendo los rayos

cósmicos, al menos una pequeña fracción de ellos. Es-peremos que en un futuro próximo sepamos que obje-tos cósmicos los producen y que procesos físicos estándetrás.

BIBLIOGRAFÍA

1. Sekido, Y. and Elliot, H. (editors): Early history ofcosmic ray studies, Reidel, Dordrecht, 1985.

2. Nagano M. and Watson A. A., Rev. Mod. Phys. 72,690 (2000).

3. Greisen, K., Phys. Rev. Lett., 16, 748 (1966); Zatsepin,Z. T., and V. A. Kuz’minZh, Eksp. Teor. Fiz. Pis’maRed., 4, 144 (1966).

4. http://www.auger.org/

Fernando Arqueros MartínezDpto. de Física Atómica, Molecular y Nuclear

Universidad Complutense de Madrid

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Figura 13. Detección simultánea de un rayo cósmico por ambos detectores. El desarrollo de la cascada en la atmósfera es observada (en este casoparticular) por dos telescopios de fluorescencia (visión estereoscópica), mientras que las partículas cargadas de la cascada son registradas por

varios detectores del array de superficie.