Lluvia de aire (física)

Cascada de partículas subatómicas atmosféricas

Lluvia de rayos cósmicos creada por un protón de 1 TeV que impacta en la atmósfera a 20 km sobre la Tierra. La lluvia se simuló utilizando el paquete AIRES. Se pueden encontrar modelos 3D animados de esta y otras lluvias en COSMUS.

Se detecta lluvia de aire en una cámara de nubes .

Las lluvias de partículas son extensas cascadas de partículas subatómicas y núcleos ionizados, que se producen en la atmósfera cuando un rayo cósmico primario entra en la atmósfera. Las partículas de radiación cósmica pueden ser protones , núcleos , electrones , fotones o (raramente) positrones . Al entrar en la atmósfera, interactúan con moléculas e inician una cascada de partículas que dura varias generaciones, hasta que la energía de la partícula primaria se convierte por completo. Si la partícula primaria es un hadrón, en las primeras interacciones se producen principalmente mesones ligeros como piones y kaones , que luego alimentan un componente de lluvia hadrónica que produce partículas de lluvia principalmente a través de la desintegración de piones. Los fotones y electrones primarios, por otro lado, producen principalmente lluvias electromagnéticas. Dependiendo de la energía de la partícula primaria, el tamaño detectable de la lluvia puede alcanzar varios kilómetros de diámetro.

El fenómeno de la lluvia de partículas fue descubierto sin que él lo supiera en 1933 en un experimento de laboratorio. En 1937, Pierre Auger , que desconocía el informe anterior de Rossi, detectó el mismo fenómeno y lo investigó con cierto detalle. Concluyó que las partículas de rayos cósmicos tienen energías extremadamente altas e interactúan con núcleos situados en las partes altas de la atmósfera, iniciando una cascada de interacciones secundarias que producen extensas lluvias de partículas subatómicas. ^{[1] [2]}

Los experimentos más importantes que detectan grandes lluvias de aire en la actualidad son HAWC , LHAASO , el Telescope Array Project y el Observatorio Pierre Auger . Este último es el mayor observatorio de rayos cósmicos jamás construido, y opera con 4 edificios de detectores de fluorescencia y 1600 estaciones de detectores de superficie que abarcan un área de 3000 km2 ^en el desierto argentino.

Historia

En 1933, poco después del descubrimiento de la radiación cósmica por Victor Hess , Bruno Rossi ^[3] realizó un experimento en el Instituto de Física de Florencia, utilizando contadores Geiger blindados para confirmar el carácter penetrante de la radiación cósmica. Utilizó diferentes disposiciones de contadores Geiger, incluida una configuración de tres contadores, donde dos se colocaron uno al lado del otro y un tercero se centró debajo con protección adicional. A partir de la detección de partículas de lluvia de aire que pasan a través de los contadores Geiger en coincidencia, supuso que las partículas secundarias se producen por rayos cósmicos en la primera capa de protección, así como en el techo del laboratorio, sin saber que las partículas que midió eran muones , que se producen en lluvias de aire y que solo se descubrirían tres años después. También notó que la tasa de coincidencia disminuye significativamente para los rayos cósmicos que se detectan en un ángulo cenital por debajo . Hilgert y Bothe realizaron un experimento similar en 1936 en Heidelberg . ^[4] ${\displaystyle 60^{\circ }}$

En una publicación de 1939, Pierre Auger , junto con tres colegas, sugirió que las partículas secundarias son creadas por rayos cósmicos en la atmósfera, y realizó experimentos utilizando centelleadores blindados y cámaras de Wilson en el Jungfraujoch a una altitud de sobre el nivel del mar, y en Pic du Midi a una altitud de sobre el nivel del mar, y al nivel del mar. ^[5] Encontraron que la tasa de coincidencias se reduce al aumentar la distancia de los detectores, pero no desaparece, incluso a grandes altitudes. Confirmando así que los rayos cósmicos producen lluvias de partículas secundarias en la atmósfera. Estimaron que las partículas primarias de este fenómeno deben tener energías de hasta . ${\displaystyle 3500\,{\text{m}}}$ ${\displaystyle 2900\,{\text{m}}}$ ${\displaystyle 10^{15}\,{\text{eV}}=1\,{\text{PeV}}}$

Basándose en la idea de la teoría cuántica, el trabajo teórico sobre las lluvias de partículas en el aire fue llevado a cabo entre 1935 y 1940 por muchos físicos conocidos de la época (incluidos Bhabha , Oppenheimer , Landau , Rossi y otros), asumiendo que en las proximidades de los campos nucleares los rayos gamma de alta energía experimentarán una producción de pares de electrones y positrones, y los electrones y positrones producirán rayos gamma por radiación. ^{[6] [7] [8] [9]} El trabajo sobre extensas lluvias de partículas en el aire continuó principalmente después de la guerra, ya que muchas figuras clave estuvieron involucradas en el proyecto Manhattan . En la década de 1950, los científicos japoneses Koichi Kamata y Jun Nishimura calcularon la estructura lateral y angular de las partículas electromagnéticas en las lluvias de partículas en el aire. ^[10]

En 1955, en la estación Agassiz del MIT se construyó el primer conjunto de detectores de superficie capaz de detectar lluvias de aire con la precisión suficiente para detectar la dirección de llegada de los rayos cósmicos primarios . ^[11] El conjunto Agassiz estaba formado por 16 centelleadores de plástico dispuestos en una matriz circular de diámetro. Sin embargo, los resultados del experimento sobre las direcciones de llegada de los rayos cósmicos no fueron concluyentes. ${\displaystyle 460\,{\text{m}}}$

El experimento Volcano Ranch , construido en 1959 y operado por John Linsley , fue el primer conjunto de detectores de superficie de tamaño suficiente para detectar rayos cósmicos de energía ultraalta . ^[12] En 1962, se informó del primer rayo cósmico con una energía de . Con una huella de varios kilómetros, el tamaño de la lluvia en el suelo fue el doble de grande que cualquier evento registrado antes, produciendo aproximadamente partículas en la lluvia. Además, se confirmó que la distribución lateral de las partículas detectadas en el suelo coincidía con la aproximación de Kenneth Greisen ^[13] de las funciones de estructura derivadas por Kamata y Nishimura. ${\displaystyle 10^{20}\,{\text{eV}}}$ ${\displaystyle 5\times 10^{10}}$

En 1965, Greisen propuso una novedosa técnica de detección de grandes lluvias de partículas en el aire. Sugirió observar directamente la radiación Cherenkov de las partículas de la lluvia y la luz fluorescente producida por las moléculas de nitrógeno excitadas en la atmósfera. De esta manera, se podría medir el desarrollo longitudinal de una lluvia de partículas en la atmósfera. Este método se aplicó por primera vez con éxito y se informó de ello en 1977 en Volcano Ranch, utilizando 67 módulos ópticos. ^[14] Volcano Ranch terminó su funcionamiento poco después debido a la falta de financiación.

En las décadas posteriores se realizaron muchos experimentos de lluvia de aire, incluidos KASCADE , AGASA y HIRES . En 1995, ^{[15] [ referencia circular ]} este último informó sobre la detección de un rayo cósmico de energía ultraalta con una energía más allá del corte espectral esperado teóricamente. ^[16] La lluvia de aire del rayo cósmico fue detectada por el sistema detector de fluorescencia Fly's Eye y se estimó que contenía aproximadamente 240 mil millones de partículas en su máximo. Esto corresponde a una energía primaria para el rayo cósmico de aproximadamente . Hasta el día de hoy, no se registró ninguna partícula con una energía mayor. Por lo tanto, se la conoce públicamente como la partícula Oh-My-God . ${\displaystyle 3.2\times 10^{20}{\text{eV}}}$

Formación de lluvias de aire

Formación de una lluvia de partículas en la atmósfera. El primer protón choca con una partícula en el aire y crea piones, protones y neutrones.

La lluvia de partículas se forma por la interacción del rayo cósmico primario con la atmósfera, seguida de la interacción de las partículas secundarias, y así sucesivamente. Dependiendo del tipo de partícula primaria, las partículas de la lluvia se crearán principalmente por interacciones hadrónicas o electromagnéticas .

Modelo de ducha simplificado

Poco después de entrar en la atmósfera, el rayo cósmico primario (que se supone que es un protón o un núcleo en lo sucesivo) es dispersado por un núcleo en la atmósfera y crea un núcleo de lluvia, una región de hadrones de alta energía que se desarrolla a lo largo de la trayectoria extendida del rayo cósmico primario, hasta que es absorbido completamente por la atmósfera o el suelo. La interacción y la descomposición de las partículas en el núcleo de la lluvia alimenta los principales componentes de partículas de la lluvia, que son hadrones, muones y partículas puramente electromagnéticas. La parte hadrónica de la lluvia consiste principalmente en piones y algunos mesones más pesados , como kaones y mesones. ^{[17] [18]} ${\displaystyle \varrho }$

Los piones neutros, , se desintegran mediante la interacción electrodébil en pares de fotones que giran en direcciones opuestas, que alimentan el componente electromagnético de la lluvia. Los piones cargados, , se desintegran preferentemente en muones y (anti) neutrinos mediante la interacción débil . Lo mismo ocurre con los kaones cargados y neutros. Además, los kaones también producen piones. ^[18] Los neutrinos de la desintegración de piones y kaones no suelen contabilizarse como partes de la lluvia debido a su sección transversal muy baja, y se los considera parte de la energía invisible de la lluvia. ${\displaystyle \pi ^{0}}$ ${\displaystyle \pi ^{\pm }}$

Boceto de las subcascadas hadrónica y electromagnética en una lluvia de aire.

Cualitativamente, el contenido de partículas de una lluvia de partículas se puede describir mediante un modelo simplificado, en el que todas las partículas que participan en cualquier interacción de la lluvia de partículas compartirán por igual la energía disponible. ^[19] Se puede suponer que en cada interacción hadrónica se producen piones cargados y piones neutros. Los piones neutros se desintegrarán en fotones, que alimentan la parte electromagnética de la lluvia de partículas. Los piones cargados seguirán interactuando hadrónicamente. Después de las interacciones, la proporción de la energía primaria depositada en el componente hadrónico viene dada por ${\displaystyle 2N_{\text{ch}}}$ ${\displaystyle N_{\text{ch}}}$ ${\displaystyle n}$ ${\displaystyle E_{0}}$

${\displaystyle E_{\pi }=\left({\frac {2}{3}}\right)^{n}E_{0}}$,

y la parte electromagnética por lo tanto lleva aproximadamente

${\displaystyle E_{\gamma }=\left(1-\left({\frac {2}{3}}\right)^{n}\right)E_{0}}$.

Un pión de la generación n tiene una energía de . La reacción continúa hasta que los piones alcanzan una energía crítica , en la que se desintegran en muones. Por lo tanto, un total de ${\displaystyle n}$ ${\displaystyle E_{0}/(3N_{\text{ch}}/2)^{n}}$ ${\displaystyle \epsilon _{\text{c}}^{\pi }\simeq 20\,{\text{GeV}}}$

${\displaystyle n_{\text{c}}=\left\lceil {\frac {\ln \left(E_{0}/\epsilon _{\text{c}}^{\pi }\right)}{\ln \left({\tfrac {3}{2}}\,N_{\text{ch}}\right)}}\right\rceil }$

Se esperan interacciones y se produce un total de muones, con . La parte electromagnética de la cascada se desarrolla en paralelo mediante la radiación de frenado y la producción de pares. En aras de la simplicidad, los fotones, electrones y positrones a menudo se tratan como partículas equivalentes en la lluvia. La cascada electromagnética continúa hasta que las partículas alcanzan una energía crítica de , a partir de la cual comienzan a perder la mayor parte de su energía debido a la dispersión con moléculas en la atmósfera. Debido a que , las partículas electromagnéticas dominan el número de partículas en la lluvia por lejos. Una buena aproximación para el número de partículas (electromagnéticas) producidas en una lluvia es . Suponiendo que cada interacción electromagnética ocurre después de la longitud de radiación promedio , la lluvia alcanzará su máximo a una profundidad de aproximadamente ${\displaystyle (N_{\text{ch}})^{n_{\text{c}}}=(E_{0}/\epsilon _{\text{c}}^{\pi })^{\beta }}$ ${\displaystyle \beta =\ln N_{\text{ch}}/\ln(3N_{\text{ch}}/2)\simeq 0.95}$ ${\displaystyle \epsilon _{\text{c}}^{\gamma }\simeq 87\,{\text{MeV}}}$ ${\displaystyle \epsilon _{\text{c}}^{\gamma }\ll \epsilon _{\text{c}}^{\pi }}$ ${\displaystyle N\simeq E_{0}/{\text{GeV}}}$ ${\displaystyle X_{0}\simeq 37\,{\text{g}}/{\text{cm}}^{2}}$

${\displaystyle X_{\text{max}}\simeq X_{1}+X_{0}\ln \left({\frac {E_{0}}{\text{GeV}}}\right)}$,

donde se supone que es la profundidad de la primera interacción del rayo cósmico en la atmósfera. Sin embargo, esta aproximación no es precisa para todos los tipos de partículas primarias. En particular, las lluvias de partículas de núcleos pesados ​​alcanzarán su máximo mucho antes. ${\displaystyle X_{1}}$

Perfil longitudinal

La cantidad de partículas presentes en una lluvia de partículas es aproximadamente proporcional al depósito de energía calorimétrica de la lluvia de partículas. El depósito de energía en función de la materia atmosférica superada, tal como se puede ver, por ejemplo, mediante telescopios detectores de fluorescencia, se conoce como perfil longitudinal de la lluvia de partículas. Para el perfil longitudinal de la lluvia de partículas, solo son relevantes las partículas electromagnéticas (electrones, positrones y fotones), ya que dominan el contenido de partículas y la contribución al depósito de energía calorimétrica.

Número de partículas para diferentes energías primarias en función de la profundidad atmosférica superada.

El perfil de la lluvia de partículas se caracteriza por un rápido aumento del número de partículas, antes de que la energía media de las partículas caiga por debajo del máximo de la lluvia de partículas, y después de un lento decaimiento. Matemáticamente, el perfil se puede describir bien mediante una función gaussiana oblicua, la función de Gaisser-Hillas o la función de Greisen generalizada. ${\displaystyle \epsilon _{\text{c}}^{\gamma }}$

${\displaystyle N(t)={\frac {\epsilon }{\sqrt {\beta }}}\,{\text{e}}^{\left((t-t_{1})-{\tfrac {3}{2}}\ln s\right)}.}$

Aquí y utilizando la longitud de radiación electromagnética en el aire, . marca el punto de la primera interacción y es una constante adimensional. El parámetro de edad de la lluvia se introduce para comparar lluvias con diferentes profundidades iniciales y diferentes energías primarias para resaltar sus características universales, como por ejemplo en el máximo de la lluvia . Para una lluvia con una primera interacción en , la edad de la lluvia se define generalmente como ${\displaystyle \beta =\ln(E_{0}/\epsilon _{\text{c}}^{\gamma })}$ ${\displaystyle t=X/X_{0}}$ ${\displaystyle X_{0}=37\,{\text{g}}/{\text{cm}}^{-2}}$ ${\displaystyle t_{1}}$ ${\displaystyle \epsilon \approx 0.31}$ ${\displaystyle s}$ ${\displaystyle s=1}$ ${\displaystyle t_{0}=0}$ ${\displaystyle s}$

${\displaystyle s={\frac {3t}{t+2\beta }}}$.

La imagen muestra el perfil longitudinal ideal de lluvias de estrellas utilizando diferentes energías primarias, en función de la profundidad atmosférica superada o, equivalentemente, del número de longitudes de radiación . ${\displaystyle X}$ ${\displaystyle t}$

Los perfiles longitudinales de las lluvias de estrellas son particularmente interesantes en el contexto de la medición del depósito de energía calorimétrica total y la profundidad máxima de la lluvia de estrellas, ya que esta última es un observable que es sensible al tipo de partícula primaria. La lluvia de estrellas aparece más brillante en un telescopio de fluorescencia en su máximo. ${\displaystyle X_{\text{max}}}$

Perfil lateral

Para las lluvias electromagnéticas idealizadas, los físicos japoneses Nishimura y Kamata han derivado las funciones de distribución angular y lateral de las partículas electromagnéticas. ^[20] Para una lluvia de edad , la densidad de partículas electromagnéticas en función de la distancia al eje de la lluvia se puede aproximar mediante la función NKG ^[21]. ${\displaystyle s}$ ${\displaystyle r}$

${\displaystyle \varrho (r)={\frac {N}{2\pi r_{\text{M}}^{2}}}{\frac {\Gamma ({\tfrac {9}{2}})}{\Gamma (s)\Gamma ({\frac {9}{2}}-2s)}}\left({\frac {r}{r_{\text{M}}}}\right)^{s-2}\,\left(1+{\frac {r}{r_{\text{M}}}}\right)^{s-9/2},}$

utilizando el número de partículas , el radio de Molière y la función Gamma común . se puede dar, por ejemplo, mediante la función de perfil longitudinal. La distribución lateral de las lluvias hadrónicas (es decir, iniciadas por un hadrón primario, como un protón), que contienen una cantidad significativamente mayor de muones, se puede aproximar bien mediante una superposición de funciones similares a NKG, en las que se describen diferentes componentes de partículas utilizando valores efectivos para y . ${\displaystyle N}$ ${\displaystyle r_{\text{M}}}$ ${\displaystyle N}$ ${\displaystyle s}$ ${\displaystyle r_{\text{M}}}$

Detección

La partícula original llega con alta energía y por lo tanto a una velocidad cercana a la de la luz , por lo que los productos de las colisiones tienden también a moverse generalmente en la misma dirección que la primaria, mientras que en cierta medida se propagan lateralmente. Además, las partículas secundarias producen un destello generalizado de luz en dirección hacia adelante debido al efecto Cherenkov , así como luz de fluorescencia que se emite isótropa a partir de la excitación de las moléculas de nitrógeno. La cascada de partículas y la luz producida en la atmósfera se pueden detectar con matrices de detectores de superficie y telescopios ópticos. Los detectores de superficie suelen utilizar detectores Cherenkov o contadores de centelleo para detectar las partículas secundarias cargadas a nivel del suelo. Los telescopios utilizados para medir la fluorescencia y la luz Cherenkov utilizan grandes espejos para enfocar la luz en los cúmulos de PMT . Finalmente, las lluvias de aire emiten ondas de radio debido a la desviación de electrones y positrones por el campo geomagnético. Como ventaja sobre las técnicas ópticas, la detección de radio es posible durante todo el día y no solo durante las noches oscuras y claras. Así, varios experimentos modernos, como por ejemplo TAIGA , LOFAR o el Observatorio Pierre Auger, utilizan antenas de radio además de detectores de partículas y técnicas ópticas.

Véase también

• Observatorio de rayos cósmicos
• Lluvia de partículas

Referencias

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2. Rossi, Bruno (agosto de 1930). "Sobre la desviación magnética de los rayos cósmicos". Physical Review . 36 (3): 606. Bibcode :1930PhRv...36..606R. doi :10.1103/PhysRev.36.606.
3. Rossi, Bruno (1933). "Über die Eigenschaften der durchdringenden Korpuskularstrahlung im Meeresniveau". Zeitschrift für Physik (en alemán). 82 (3–4). Springer Science y Business Media LLC: 151–178. Código bibliográfico : 1933ZPhy...82..151R. doi :10.1007/bf01341486. ISSN  1434-6001. S2CID  121427439.
4. Hilgert, R.; Ambos, W. (1936). "Zur Struktur der kosmischen Ultrastrahlung". Zeitschrift für Physik (en alemán). 99 (5–6). Springer Science y Business Media LLC: 353–362. Código bibliográfico : 1936ZPhy...99..353H. doi :10.1007/bf01330786. ISSN  1434-6001. S2CID  119935508.
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15. Partícula Oh-Dios-Mío
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Enlaces externos

• Amplias lluvias de aire.
• Detector de lluvia de aire en Buckland Park
• Sistema de detección del parque Haverah
• Sistema de detección de alta resolución
• Observatorio Pierre Auger
• HiSPARC (Proyecto de secundaria sobre investigación astrofísica con cósmicos)
• AIRES (AIRshower Extended Simulations): paquete Fortran grande y bien documentado para simular lluvias de rayos cósmicos por Sergio Sciutto en el Departamento de Física de la Universidad Nacional de La Plata , Argentina
• CORSIKA , CORSIKA: Otro código para simular lluvias de aire de rayos cósmicos por Dieter Heck del Forschungszentrum Karlsruhe , Alemania
• COSMUS: modelos tridimensionales animados e interactivos de varias lluvias de rayos cósmicos e instrucciones sobre cómo crear los propios utilizando simulaciones AIRES. Del grupo COSMUS de la Universidad de Chicago.
• Animaciones de Milagro: Películas e instrucciones para hacerlas, que muestran cómo interactúan las lluvias de aire con el detector Milagro. Por Miguel Morales.
• Animaciones CASSIM: Animaciones de diferentes lluvias de rayos cósmicos por Hajo Dreschler de la Universidad de Nueva York.
• Experimento SPASE2: Experimento de lluvia de aire en el Polo Sur (SPASE).
• Experimento GAMMA: Experimento de lluvia de aire en alta montaña.