El Observatorio Pierre Auger
de rayos cósmicos

Arturo Fernández¹, Enrique García¹,
Humberto Salazar¹, José Valdés²,
Luis Villaseñor³ y Arnulfo Zepeda⁴

¹Facultad de Ciencias Físico-Matemáticas, UAP
²Instituto de Geofísica, UNAM
³Instituto de Física y Matemáticas, Universidad Michoacana
⁴Departamento de Física, CINVESTAV-IPN

Un grupo de científicos de una veintena de países, incluyendo a México, están trabajando para desentrañar los misterios de los rayos cósmicos ultra-energéticos que llegan a la Tierra. El nombre de esta colaboración internacional sin precedente es ``Proyecto Pierre Auger''. En este artículo se presentan los objetivos de dicho proyecto y se describen las principales características de los rayos cósmicos.

Introducción

El objetivo del Proyecto Pierre Auger es montar dos observatorios para detectar rayos cósmicos en una escala de energía sin precedentes, uno en el hemisferio sur y otro en el norte.

    Los intereses principales del Proyecto Pierre Auger son el estudio del espectro energético de los rayos cósmicos de alta energía (mayor que 10²⁰eV, del orden de 50 joules), así como la determinación de su masa y dirección de arribo a nuestro planeta. Ambas mediciones apuntan a develar uno de los enigmas más apasionantes de la física contemporánea: ¿cuáles son las fuentes de los rayos cósmicos de alta energía y cuáles son los mecanismos de aceleración de estas sorprendentes partículas?

    Al llegar los rayos cósmicos a la atmósfera, tienen colisiones con los átomos que la componen y así producen: a) una cascada de electrones y rayos gama, comúnmente llamada cascada electromagnética; b) una cascada de mesones pi y mu, llamada cascada mesónica; y c) una cascada de protones y núcleos conocida como cascada nucleónica. Cuanto mayor es la energía del rayo cósmico primario, mayor es el área que abarcan dichas cascadas al llegar a la superficie de la Tierra. Midiendo la densidad de partículas que llegan a la superficie es posible calcular la energía total del rayo primario que incidió sobre la alta atmósfera. Esta densidad de partículas puede estimarse si se cuenta con un arreglo de detectores espaciados sobre una superficie plana. Por otra parte, estos mismos detectores pueden determinar, con buena precisión, la dirección del rayo cósmico primario, midiendo las diferencias en los tiempos de arribo del frente de partículas cargadas y rayos gama producidas en la cascada. Debido a que la frecuencia con que llegan a la Tierra los rayos cósmicos más energéticos es extremadamente baja, es necesario cubrir una amplia superficie con detectores para poder obtener una cantidad suficiente de eventos registrados. Por esta razón el Proyecto Pierre Auger consistirá de dos observatorios gigantescos, uno en el hemisferio norte y otro en el hemisferio sur, consistentes cada uno en 1600 tanques de agua, equipados con fotomultiplicadores y un sistema de comunicación, esparcidos en una superficie de 3000 kilómetros cuadrados. Además, cada observatorio contará con uno o varios detectores de fluorescencia ubicados en el centro del arreglo para hacer calibraciones precisas de la energía depositada en la atmósfera por cada rayo cósmico. Este tipo de detector de fluorescencia (u ``ojo de mosca'') ha sido ya empleado con éxito en los Estados Unidos. Se requiere de una gran cantidad de científicos de diferentes áreas de las ciencias exactas (electrónicos, computólogos, ópticos, astrónomos, matemáticos, físicos, etc.) para llevar a buen fin este gran proyecto. También es claro que se necesita una fuerte inversión económica para construir los aparatos que detectarán las partículas procedentes de la interacción de los rayos cósmicos con la atmósfera. El Premio Nobel en Física James Cronin, de la Universidad de Chicago, E.U., y el Profesor Alan Watson, de la Universidad de Leeds, Inglaterra, han logrado reunir a científicos de Francia, España, Alemania, Suiza, China, Argentina, Armenia, Australia, India, Brasil, Rusia, Japón, Italia, Inglaterra, Estados Unidos, Chile, Vietnam y México para que, con su trabajo conjunto, logren desentrañar los misterios de los rayos cósmicos ultra-energéticos. Las instituciones que han aceptado contribuir como fuentes de financiamiento de este proyecto son: la UNESCO, el Departamento de Energía de los E.U. y los gobiernos de Argentina y Brasil, entre otros.

    La reunión que se realizó en Puebla a fines de mayo de 1996 cumplió dos objetivos principales: a) dar a conocer a los miembros de esta colaboración las últimas investigaciones que han sido realizadas por los científicos pertenecientes a este experimento; y b) involucrar a científicos de distintas instituciones mexicanas en la participación en diferentes actividades del Proyecto Pierre Auger.

Participantes del "Pierre Auger Development Meeting", realizado en mayo de 1996, en Puebla, Pue., México.

¿Qué son los rayos cósmicos?

Los rayos cósmicos son principalmente protones, electrones y otras partículas subatómicas que se mueven a velocidades cercanas a la velocidad de la luz. Por mucho tiempo fue un gran misterio la procedencia de estos rayos. En la actualidad se asegura que la mayoría provienen de explosiones de supernovas, pulsares y otros objetos estelares (hasta energías de 10¹⁶eV). En los últimos años se han detectado partículas de energías muy altas (mayores que 10¹⁹eV) de las que aún no se sabe su procedencia.

    Las partículas cargadas eléctricamente, como los electrones y protones, son desviadas por campos magnéticos y pueden ser vistas viajando en una trayectoria curva usando una cámara de burbujas o cámara de niebla. Por otra parte, las partículas neutras, tales como los neutrones y los rayos gama, no son desviados al pasar a través de un campo magnético, por lo que viajan en línea recta.

    Desde hace varios siglos, los investigadores habían notado que los cuerpos que se cargaban eléctricamente (por ejemplo, un trozo de ámbar frotado), terminaban siempre descargándose. Los electroscopios que usaban en estas mediciones siempre se descargaban completamente, de modo que algo debería producir iones en el aire. Una posible explicación era que los materiales radioactivos que se encontraban en la Tierra provocaban la ionización de las moléculas del aire entre las placas de los electroscopios.

    En 1911, el austriaco Victor F. Hess, intrigado por estos descubrimientos y pensando que tal radiación debía disminuir con la altura, ya que se alejaba de los materiales radioactivos del suelo, realizó una serie de ascensos en globo y encontró que efectivamente esta radiación disminuía gradualmente hasta una altura de 500 m, pero posteriormente, conforme subía, la radiación aumentaba llegando a ser 16 veces mayor a 5000 m de altura. Para interpretar sus resultados propuso una novedosa hipótesis: la radiación proviene del espacio exterior. Como este efecto era igual de día y de noche, no podía ser de origen solar.

    Más tarde, W. Kohlhorster, en Alemania, confirmó las hipótesis de Hess hasta alturas de 9300 m. A pesar de la limitada exactitud de los instrumentos de esa época, se podía decir que la radiación era uniforme. Sin embargo, su origen extraterrestre y el poder enorme de penetración, no fueron aceptados inmediatamente. Es por eso que en 1923, el norteamericano R.A. Millikan (conocido por su famoso experimento de la gotita de aceite con el que midió la carga del electrón) y colaboradores, emprendieron una serie de nuevos experimentos.

    En 1925, Millikan le dió el nombre de ``rayos cósmicos'' a esta radiación. En 1928, en colaboración con G.H. Cameron, hizo importantes estudios en lagos formados por la nieve derretida de las montañas (en los cuales había agua libre de radiación). Si los rayos se creaban en el aire, entonces entre más aire, más radiación debía originarse, por lo tanto se debía registrar más radiación en el lago que se encontraba a una altura menor sobre el nivel del mar (debido a que la capa de aire sería mayor encima de tal lago). Con la precisión que le permitían sus instrumentos, Millikan obtuvo resultados que le hicieron concluir que en la capa de aire no se producían rayos cósmicos, por lo tanto venían de arriba y su origen era externo a la capa atmosférica. Hoy se sabe que cuando un rayo cósmico choca con los núcleos de los átomos del aire, éstos se rompen. Los productos de estos rompimientos, a su vez producen otros rompimientos al chocar con otros átomos, formando así, una lluvia de partículas conocida como ``chubascos atmosféricos'', entonces en el aire sí se crean nuevos rayos cósmicos, pero son rayos cósmicos secundarios; del estudio de estas reacciones se puede conocer la dirección y la energía del rayo cósmico primario.

    Anderson, quien fue alumno de Millikan, se dedicó al estudio de los rayos cósmicos, y, hacia 1932, descubrió una partícula con las mismas características del electrón, igual masa y espín, pero con carga opuesta (positiva), ésta es la antipartícula del electrón, el positrón.

    En 1938, el francés Pierre Auger detectó por primera vez ``chubascos atmosféricos'' extendidos, producidos por la interacción de los rayos cósmicos con la atmósfera de la Tierra. En los siguientes años, incluso durante la Segunda Guerra Mundial, se siguieron estudiando los rayos cósmicos, de lo cual se derivó no sólo un nuevo campo de la astrofísica, sino también aspectos muy trascendentales para la física nuclear y la física de partículas elementales. En nuestros días los rayos cósmicos siguen siendo una fuente de estudio muy importante.

    Así, el afán humano de desentrañar los misterios de las partículas de muy alta energía que constantemente bombardean nuestro planeta ha llevado a la formación de una colaboración a nivel mundial para diseñar y construir dos grandes detectores llamados: ``Observatorios de Rayos Cósmicos Pierre Auger'', en honor a este científico, pionero en el área y recientemente fallecido.

Lugar donde se realizan estas investigaciones

Sabemos que los rayos cósmicos vienen del espacio exterior (de ahí su nombre). Entonces una forma de aprender de ellos es estudiarlos allá, pero debido al costo prohibitivamente alto de tal empresa, es más viable estudiarlos aquí en la Tierra, utilizando la atmósfera como calorímetro.

    En la actualidad existen diversos centros donde se realizan estas mediciones relacionadas con la detección de rayos cósmicos de las más altas energías. La villa de Akeno, en Japón, cuenta con 111 detectores de partículas en una superficie de 100 kilómetros cuadrados, y cada detector ocupa 2.2 metros cuadrados de área. En este lugar se han rea-lizado mediciones de rayos cósmicos desde 1991.

    En Estados Unidos, en el estado de Utah, se encuentra el observatorio CASA (Chicago Air Shower Array). Este nombre se debe a que los laboratorios reciben el patrocinio de la ciudad de Chicago. Aquí se detectan rayos cósmicos energéticos (con energías mayores que 10¹⁴eV) y rayos gama. El propósito del experimento es medir la dirección de arribo y la energía de estos rayos y aplicar esta información a los estudios sobre su naturaleza y origen; en este centro, el 15 de octubre de 1991, los detectores captaron el rayo cósmico más energético de los observados hasta ahora (3 x 10²⁰eV). También, el 3 de diciembre de 1993 en Akeno, Japón, fue detectada una partícula con energía similar, esta energía está muy por encima de lo que se puede esperar usando nuestro conocimiento presente de la física para una partícula emitida por cualquiera de las fuentes que actualmente conocemos en el universo.

    Se han observado rayos altamente energéticos que, de acuerdo con el conocimiento actual, no podrían existir en el universo.

    Por ahora su naturaleza seguirá siendo un misterio, quizás en un tiempo no muy lejano podamos arrancarle a la naturaleza el secreto de cómo y dónde se aceleran estas partículas hasta energías tan altas.

Un gran detector: dos veces el tamaño
de la Ciudad de México

Los rayos cósmicos son tan raros que los científicos
deben extender una red gigante para capturar
sólo unos cuantos

Mientras cada segundo, cerca de 10⁴ rayos cósmicos con energía de unos cuantos miles de millones de electrón volts (10⁹ eV) chocan con la Tierra, sólo una partícula con energía mayor a 10¹⁶ eV cae cada semana en un área de un kilómetro cuadrado, y con energía mayor de 10²⁰ eV cae en esta área una en un siglo. Para encontrar y medir esos raros eventos, en un tiempo razonable, se necesita un detector gigante.

Detectando cascadas de aire

Los rayos cósmicos de alta energía son tan raros, que sería imposible poner en el espacio un detector lo suficientemente grande para capturar un número significativo de ellos, así que debemos encontrar una forma para detectarlos en la superficie de la Tierra. Cuando los rayos cósmicos entran a la atmósfera de la Tierra, chocan con los núcleos de las moléculas de aire y los rompen, dando como resultado una cascada de partículas secundarias. Estos ``chubascos atmosféricos'' (del inglés air showers) frecuentemente contienen millones de partículas y caen a la Tierra en una extensa superficie; cuando el rayo cósmico primario tiene 10²⁰ eV de energía, el chubasco producido cubre un área de alrededor de 16 kilómetros cuadrados.

    La atmósfera absorbe la mayor parte de la energía de los rayos cósmicos produciendo cascadas de partículas y haciendo posible su detección. En efecto, la naturaleza proveé a los científicos de un magnífico aparato experimental (la atmósfera) necesario para detectar los rayos cósmicos. Midiendo dos diferentes características de una cascada de aire, científicos del proyecto Pierre Auger podrán determinar la dirección y la energía del rayo cósmico original. Asimismo, se obtendrá una medición aproximada de la masa de la partícula primaria.

Diagrama esquemático de un detector de superficie

La cascada y el resplandor

Cada uno de los dos observatorios consistirá de un sistema de detectores de superficie y otro de detectores de fluorescencia. Como parte del sistema de detección de superficie, 1,600 detectores formarán un gigantesco arreglo o malla, cubriendo un área de 3000 kilómetros cuadrados, dos veces el área de la Ciudad de México. Los detectores estarán separados 1.5 kilómetros entre sí y consistirán de grandes tanques de agua (12 m³). Cada detector será independiente y operará con energía solar. Los instrumentos de cada detector medirán el número de partículas que pasen por ellas. Las partículas de la cascada producida por un rayo cósmico de alta energía alcanzarán varios detectores casi al mismo tiempo. Cuando las partículas choquen con una estación, una computadora se comunicará por radio con estaciones vecinas para decidir si las partículas son parte de una cascada. Si es así, la información de la cascada será transmitida por radio a un centro recolector de datos. En este centro, las computadoras combi- narán las características de las partículas y su tiempo de llegada a cada estación para determinar la dirección y la energía del rayo cósmico original que dio lugar a la cascada.

    Con la información obtenida por los dos observatorios se podrán examinar de manera indirecta cerca de 50 rayos cósmicos en un año con energías mayores de 10²⁰ eV y abarcando todo el cielo, tanto del hemisferio norte como del sur. El sistema de detectores de fluorescencia de cada observatorio hará uso del débil resplandor causado por el centelleo luminoso de las moléculas del aire al interaccionar con las partículas de la cascada. En noches sin luna, sensores calibrados con gran precisión podrán medir esta fluorescencia. Una colección de sensores de luz apuntando al cielo en todas direcciones, formará un detector efectivo de cascadas de partículas, observando las cascadas como a un rayo de luz que cruza el cielo. La forma y la dirección de la fuente de luz permite determinar la dirección del rayo cósmico original e indica en forma aproximada su tipo (protón, gama o núcleo más pesado) y masa. El grupo de investigadores en la Universidad de Utah llama a sus detectores de fluorescencia ``ojo de mosca'' (fly's eye) porque los múltiples racimos de sensores de luz son como las facetas del ojo de una mosca.

    El Proyecto Pierre Auger de rayos cósmicos combinará los dos métodos de detección. Tendrá uno o más detectores de fluorescencia distribuidos en una gran superficie. Los detectores de fluorescencia pueden medir cascadas de rayos cósmicos con más detalle que los arreglos gigantes pero sólo pueden observar fluorescencia en noches oscuras (luna nueva) y sin nubes. Los detectores de superficie trabajando al lado de los de fluorescencia se convertirán en un instrumento muy poderoso para capturar los más raros, más interesantes y más enigmáticos rayos cósmicos de alta energía.

Vista del detector denominado ojo de mosca (fly's eye).

¿Dónde poner un detector tan grande?

Los científicos deben ser muy cuidadosos en escoger el lugar de emplazamiento de las redes de detectores de rayos cósmicos del Proyecto Pierre Auger. Miembros del grupo de diseño del proyecto hicieron una inspección mundial para encontrar los lugares para la construcción de los detectores que abarcarán una superficie de 3000 kilómetros cuadrados; uno de ellos se encontrará en el hemisferio norte y el otro en el hemisferio sur. El sitio debe tener un cielo despejado lejos de la luz de la ciudad. Un área poco poblada pero accesible es la mejor ubicación para estos detectores.

    En septiembre de 1995, los integrantes de la colaboración Auger decidieron que el observatorio del hemisferio sur fuese instalado en Argentina, y en septiembre de 1996 se eligió a Estados Unidos como el país sede del observatorio del hemisferio norte. Cabe mencionar que México compitió, junto con España y Estados Unidos, para ser la sede de este observatorio, siendo la votación final muy cerrada: 5 votos para Estados Unidos y 4 para México.

Un moderno enigma

En México se inició la física de rayos cósmicos con el trabajo del mexicano Manuel Sandoval Vallarta. Siendo profesor del Instituto Tecnológico de Massachusetts, propuso que, midiendo el flujo de partículas cargadas que vienen del cosmos, era posible determinar el signo de su carga eléctrica. Así fue como, desde la azotea de un hotel de la Ciudad de México, Sandoval Vallarta y su equipo de trabajo (con ayuda de una carretilla) giraban los detectores para medir primero el flujo del oriente y luego el flujo del poniente. De esta manera fue posible determinar que se trataba de cargas positivas.

    Desde entonces y gracias a la ardua y constante labor de Ruth Gall y de algunos otros investigadores, se ha avanzado en el desarrollo de esta área. El grupo de Rayos Cósmicos de la UNAM ha realizado importantes aportes, tanto experimentales como teóricos, principalmente en la región de bajas energías (10¹⁰ eV).

    Desde entonces y gracias a la ardua y constante labor de Ruth Gall y de algunos otros investigadores, se ha avanzado en el desarrollo de esta área. El grupo de Rayos Cósmicos de la UNAM ha realizado importantes aportes, tanto experimentales como teóricos, principalmente en la región de bajas energías (10¹⁰ eV).

    Desde entonces y gracias a la ardua y constante labor de Ruth Gall y de algunos otros investigadores, se ha avanzado en el desarrollo de esta área. El grupo de Rayos Cósmicos de la UNAM ha realizado importantes aportes, tanto experimentales como teóricos, principalmente en la región de bajas energías (10¹⁰ eV).

Ahora los físicos mexicanos están interesados en el problema de saber cuál es el origen de los rayos cósmicos de mayor energía que se han detectado en nuestro planeta. Las energías de estos rayos son de décimas de ZeV (un ZeV es 10²¹ eV) y por eso se le llama en ocasiones partículas Z.

El gran misterio de las partículas Z.
¿Cómo adquieren su energía
los rayos cósmicos?

En 1949, Enrico Fermi propuso un mecanismo de aceleración aleatoria: una partícula cargada interacciona con los campos magnéticos inhomogéneos del cosmos y este proceso representa aceleraciones (colisiones ``de frente'') y desaceleraciones (colisiones ``de cola'') para la partícula. El promedio sobre un tiempo largo conduce a una ganancia neta de energía (así como en la explicación de Einstein del movimiento térmico de partículas en un fluido, el desplazamiento promedio no es cero). La partícula se va acelerando y por tanto ganando energía. El problema con este proceso es que es muy lento y no se alcanzan las energías observadas en tiempos razonables. Cinco años después (1954), Fermi propuso una modificación a su mecanismo original. Conforme a ésta, las partículas serían aceleradas en ondas de choque astrofísicas. Por ser éstas, discontinuidades bruscas, tienen mucho mayor capacidad de aceleración y el proceso de ganancia de energía por las partículas sería mucho más rápido. Hoy se sabe que este segundo mecanismo, propuesto por Fermi, opera en los remanentes de supernova y es capaz de producir rayos cósmicos de hasta 10¹⁶ - 10¹⁷ eV. Hasta el momento no se conocen con seguridad posibles fuentes de rayos cósmicos de 10²⁰eV. A estas energías las cosas se complican, pues los rayos pierden constantemente energía, dado que según la teoría de la relatividad de Einstein, estas partículas de alta velocidad no ven la radiación de fondo como inofensivos fotones ``fríos'', sino que al chocar con ellos, se producen piones y otras partículas y por lo tanto disminuye su energía.

    Desde entonces y gracias a la ardua y constante labor de Ruth Gall y de algunos otros investigadores, se ha avanzado en el desarrollo de esta área. El grupo de Rayos Cósmicos de la UNAM ha realizado importantes aportes, tanto experimentales como teóricos, principalmente en la región de bajas energías (10¹⁰ eV).

Los rayos cósmicos de más alta energía, podrían estar asociados a los elusivos monopolos magnéticos, predichos por el físico inglés, Paul A.M. Dirac. También a las cuerdas cósmicas superconductoras predichas por el físico norteamericano Edward Witten, y en general, a todos los objetos pensados por los teóricos, y que aún no han sido descubiertos. Como tenemos las más altas energías a las que posiblemente tenga acceso el hombre en nuestra generación, con seguridad podremos decir que descubriremos algo importante para la vida en la Tierra, en un futuro no muy lejano.

Imagen obtenida por el telescopio Hubble de la galaxia NGC4261

Agradecimientos

Los autores de este artículo agradecen al profesor E. Cantoral (FCFM-BUAP) la motivación para realizar este trabajo y sus importantes comentarios. Se agradece a los estudiantes Leticia Zárate, Melina Gómez, Germán Martínez, Ibrahim Torres, Giovanni Alarcón y Marciano Vargas de la FCFM-BUAP sus contribuciones y su importante apoyo para la organización del ``Pierre Auger Development Meeting, mayo 1996, Puebla''.