Ducha de aire (física)

Cascada de partículas subatómicas atmosféricas.

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

Detectada lluvia de aire en una cámara de niebla .

Las lluvias de aire son extensas cascadas de partículas subatómicas y núcleos ionizados, que se producen en la atmósfera cuando un rayo cósmico primario ingresa a la atmósfera. Cuando una partícula de la radiación cósmica, que podría ser un protón , un núcleo , un electrón , un fotón o (raramente) un positrón , interactúa con el núcleo de una molécula en la atmósfera, produce una gran cantidad de partículas secundarias, que componen la ducha. En las primeras interacciones de la cascada se producen especialmente hadrones (principalmente mesones ligeros como piones y kaones ) que se desintegran rápidamente en el aire, produciendo otras partículas y radiación electromagnética, que forman parte de los componentes de la cascada. Dependiendo de la energía del rayo cósmico, el tamaño detectable de la lluvia puede alcanzar varios kilómetros de diámetro.

La radiación ionizante absorbida de la radiación cósmica proviene en gran medida de muones , neutrones y electrones, con una tasa de dosis que varía en diferentes partes del mundo y se basa en gran medida en el campo geomagnético, la altitud y el ciclo solar. Las tripulaciones de las aerolíneas están expuestas a más radiación de rayos cósmicos si rutinariamente trabajan en rutas de vuelo que las llevan cerca del polo Norte o Sur a grandes altitudes, donde el blindaje del campo geomagnético es mínimo.

El fenómeno de la lluvia de aire fue descubierto sin saberlo por Bruno Rossi en 1933 en un experimento de laboratorio. En 1937, Pierre Auger , ignorante del 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 en lo alto de la atmósfera, iniciando una cascada de interacciones secundarias que producen extensas lluvias de partículas subatómicas. ^{[1] [2]}

Los experimentos más importantes en la actualidad para detectar grandes lluvias de aire son el Telescope Array Project y el Observatorio Pierre Auger . Este último es el observatorio de rayos cósmicos más grande jamás construido y funciona con 4 edificios detectores de fluorescencia y 1.600 estaciones detectoras de superficie que abarcan un área de 3.000 km ² en el desierto argentino.

Historia

En 1933, poco después del descubrimiento de la radiación cósmica por Victor Hess , Bruno Rossi ^[3] llevó a cabo un experimento en el Instituto de Física de Florencia, utilizando contadores Geiger protegidos para confirmar el carácter penetrante de la radiación cósmica. Usó 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 un blindaje adicional. A partir de la detección de partículas de lluvia que pasaban coincidentes a través de los contadores Geiger, supuso que las partículas secundarias se producían por rayos cósmicos en la primera capa protectora, así como en el techo del laboratorio, sin saber que las partículas que midió eran muones. , que se producen en las duchas de aire y que no se descubrirían hasta tres años después. También señaló que la tasa de coincidencia disminuye significativamente para los rayos cósmicos que se detectan en un ángulo cenital debajo . Hilgert y Bothe llevaron a cabo 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 protegidos y cámaras Wilson en el Jungfraujoch , a una altitud sobre el nivel del mar, y en Pic du Midi a una altitud sobre el nivel del mar y al nivel del mar. ^[5] Descubrieron 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 . ${\displaystyle 3500\,{\text{m}}}$ ${\displaystyle 2900\,{\text{m}}}$ ${\displaystyle 10^{15}\,{\text{eV}}=1\,{\text{PeV}}}$

Partiendo de la idea de la teoría cuántica, entre 1935 y 1940 muchos físicos conocidos de la época (entre ellos Bhabha , Oppenheimer , Landau , Rossi y otros) llevaron a cabo trabajos teóricos sobre las lluvias de aire, suponiendo que en las proximidades de los campos nucleares Los rayos gamma de alta energía sufrirán una producción de pares de electrones y positrones, y los electrones y positrones producirán rayos gamma por radiación. ^{[6] [7] [8] [9]} El trabajo en amplias duchas de aire continuó principalmente después de la guerra, ya que muchas figuras clave participaron 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 duchas de aire. ^[10]

En 1955, se construyó en la estación Agassiz del MIT el primer conjunto de detectores de superficie capaz de detectar lluvias de aire con suficiente precisión para detectar la dirección de llegada de los rayos cósmicos primarios . ^[11] El conjunto Agassiz constaba de 16 centelleadores de plástico dispuestos en un conjunto 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 sobre el primer rayo cósmico con una energía de . Con una huella de varios kilómetros, el tamaño de la lluvia en el suelo fue dos veces mayor 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 estructurales derivadas de Kamata y Nishimura. ${\displaystyle 10^{20}\,{\text{eV}}}$ ${\displaystyle 5\times 10^{10}}$

Greisen propuso en 1965 una nueva técnica de detección de lluvias de aire extensas. Sugirió observar directamente la radiación de 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 en la atmósfera. Este método se aplicó con éxito por primera vez y se informó en 1977 en Volcano Ranch, utilizando 67 módulos ópticos. ^[14] Volcano Ranch terminó sus operaciones poco después debido a la falta de financiación.

En las décadas siguientes se realizaron muchos experimentos con duchas de aire, incluidos KASCADE , AGASA y HIRES . En 1995, ^{[15] [ referencia circular ]} este último informó de la detección de un rayo cósmico de energía ultraalta con una energía más allá del límite espectral teóricamente esperado. ^[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 ha registrado ninguna partícula con mayor energía. Por lo tanto, se la conoce públicamente como la partícula Oh-Dios mío . ${\displaystyle 3.2\times 10^{20}{\text{eV}}}$

Formación de ducha de aire

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

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

Modelo de ducha simplificado

Poco después de entrar en la atmósfera, el rayo cósmico primario (que a continuación se supone que es un protón o un núcleo) es dispersado por un núcleo en la atmósfera y crea una lluvia de núcleos, una región de hadrones de alta energía que se desarrolla a lo largo de la extensa trayectoria del rayo cósmico primario, hasta que sea completamente absorbido por la atmósfera o el suelo. La interacción y desintegración de las partículas en el núcleo de la lluvia alimenta los principales componentes de la lluvia, que son hadrones, muones y partículas puramente electromagnéticas. La parte hadrónica de la lluvia está formada principalmente por 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 sentido opuesto, que alimentan el componente electromagnético de la lluvia. Los piones cargados, , se desintegran preferentemente en muones y (anti) neutrinos a través de la interacción débil . Lo mismo se aplica a los kaones cargados y neutros. Además, los kaones también producen piones. ^[18] Los neutrinos de la desintegración de piones y kaones generalmente no se contabilizan como partes de la lluvia debido a su sección transversal muy baja, y se los conoce como parte de la energía invisible de la lluvia. ${\displaystyle \pi ^{0}}$ ${\displaystyle \pi ^{\pm }}$

Croquis de las subcascadas hadrónicas y electromagnéticas en una ducha de aire.

Cualitativamente, el contenido de partículas de una ducha se puede describir mediante un modelo simplificado, en el que todas las partículas que participan en cualquier interacción de la ducha 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 alimentarán la parte electromagnética de la lluvia. Los piones cargados continuarán interactuando hadrónicamente. Después de las interacciones, la proporción de 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

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

Por lo tanto , un pion de la décima generación lleva una energía de . La reacción continúa hasta que los piones alcanzan una energía crítica , en la que se desintegran en muones. Así, 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 paralelamente mediante bremsstrahlung y producción de pares. En aras de la simplicidad, los fotones, electrones y positrones suelen tratarse 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 de las moléculas en la atmósfera. Porque las partículas electromagnéticas dominan con diferencia el número de partículas en la ducha. Una buena aproximación para el número de partículas (electromagnéticas) producidas en una ducha es . Suponiendo que cada interacción electromagnética ocurre después de la duración promedio de la radiación , 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 exacta para todos los tipos de partículas primarias. Especialmente las lluvias provenientes de núcleos pesados ​​alcanzarán su máximo mucho antes. ${\displaystyle X_{1}}$

Perfil longitudinal

El número de partículas presentes en una ducha de aire es aproximadamente proporcional al depósito de energía calorimétrica de la ducha. La acumulación de energía en función de la materia atmosférica superada, como se puede observar, por ejemplo, con telescopios detectores de fluorescencia, se denomina perfil longitudinal de la lluvia. Para el perfil longitudinal de la lluvia, sólo las partículas electromagnéticas (electrones, positrones y fotones) son relevantes, 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 se caracteriza por un rápido aumento en el número de partículas, antes de que la energía promedio de las partículas caiga por debajo del máximo de la lluvia, y una lenta disminución después. Matemáticamente, el perfil puede describirse bien mediante una función gaussiana inclinada, 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 la radiación electromagnética en el aire, . marca el punto de la primera interacción y es una constante adimensional. El parámetro Edad de la ducha se introduce para comparar duchas con diferentes profundidades iniciales y diferentes energías primarias para resaltar sus características universales, como por ejemplo en el máximo de la ducha . Para una ducha con una primera interacción en , la edad de la ducha generalmente se define 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 chubascos que utilizan 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 son particularmente interesantes en el contexto de la medición del depósito de energía calorimétrica total y la profundidad del máximo de la lluvia, ya que este último es un observable sensible al tipo de partícula primaria. La lluvia aparece más brillante con 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 obtenido las funciones de distribución angular y lateral de las partículas electromagnéticas. ^[20] Para una lluvia de edad , la densidad de las 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 . puede venir dado, por ejemplo, por la función del 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, puede aproximarse bien mediante una superposición de funciones similares a NKG, en las que diferentes componentes de partículas se describen 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 mucha energía y, por tanto, a una velocidad cercana a la de la luz , por lo que los productos de las colisiones también tienden a moverse generalmente en la misma dirección que la primaria, mientras que hasta cierto punto se propagan lateralmente. Además, las partículas secundarias producen un destello de luz generalizado en dirección hacia adelante debido al efecto Cherenkov , así como luz fluorescente que se emite isotrópicamente a partir de la excitación de moléculas de nitrógeno. La cascada de partículas y la luz producida en la atmósfera se pueden detectar con detectores de superficie y telescopios ópticos. Los detectores de superficie suelen utilizar detectores Cherenkov o contadores de centelleo para detectar partículas secundarias cargadas a nivel del suelo. Los telescopios utilizados para medir la fluorescencia y la luz de 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 por radio es posible las 24 horas del día y no sólo durante las noches oscuras y despejadas. Así, varios experimentos modernos, por ejemplo TAIGA , LOFAR o el Observatorio Pierre Auger , utilizan antenas de radio además de detectores de partículas y técnicas ópticas.

Ver también

• Observatorio de rayos cósmicos
• Ducha de partículas

Referencias

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2. Rossi, Bruno (agosto de 1930). "Sobre la desviación magnética de los rayos cósmicos". Revisión física . 36 (3): 606. Código bibliográfico : 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 Bib : 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 de Dios mío
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enlaces externos

• Amplias duchas de aire.
• Detector de ducha de aire de 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 cósmica)
• AIRES (AIRshower Extended Simulators): 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 interactivos animados en 3D de varias lluvias de aire de rayos cósmicos diferentes e instrucciones sobre cómo crear los tuyos propios utilizando simulaciones de AIRES. Del grupo COSMUS de la Universidad de Chicago.
• Animaciones de Milagro: Películas e instrucciones sobre cómo hacerlas, que muestran cómo las duchas de aire interactúan con el detector Milagro. Por Miguel Morales.
• Animaciones CASSIM: Animaciones de diferentes lluvias de aire de rayos cósmicos realizadas por Hajo Dreschler de la Universidad de Nueva York.
• Experimento SPASE2: Experimento de ducha de aire en el polo sur (SPASE).
• Experimento GAMMA: Experimento de ducha de aire en alta montaña.