En física de astropartículas , un rayo cósmico de energía ultraalta ( UHECR ) es un rayo cósmico con una energía superior a 1 EeV (10 18 electronvoltios , aproximadamente 0,16 julios ), [1] mucho más allá tanto de la masa en reposo como de las energías típicas de otros partículas de rayos cósmicos.
Estas partículas son extremadamente raras; Entre 2004 y 2007, las pruebas iniciales del Observatorio Pierre Auger (PAO) detectaron 27 eventos con energías de llegada estimadas superiores5,7 × 10 19 eV , es decir, aproximadamente un evento de este tipo cada cuatro semanas en el área de 3.000 km 2 estudiada por el observatorio. [2]
Un rayo cósmico de energía extrema (EECR) es un UHECR con energía que excede5 × 10 19 eV (aproximadamente 8 julios , o la energía de un protón que viaja a ≈ 99,999 999 999 999 999 999 98 % la velocidad de la luz), el llamado límite de Greisen-Zatsepin-Kuzmin (límite GZK). Este límite debería ser la energía máxima de los protones de los rayos cósmicos que han viajado largas distancias (unos 160 millones de años luz), ya que los protones de mayor energía habrían perdido energía en esa distancia debido a la dispersión de los fotones en el fondo cósmico de microondas (CMB). De ello se deduce que los EECR no podrían ser supervivientes del universo primitivo , sino que son cosmológicamente "jóvenes", emitidos en algún lugar del supercúmulo local mediante algún proceso físico desconocido.
Si un EECR no es un protón, sino un núcleo con nucleones A , entonces el límite GZK se aplica a sus nucleones, que transportan solo una fracción 1/A de la energía total del núcleo. Hay evidencia de que estos rayos cósmicos de mayor energía podrían ser núcleos de hierro , en lugar de los protones que forman la mayoría de los rayos cósmicos. [3] Para un núcleo de hierro, el límite correspondiente sería2,8 × 10 21 eV . Sin embargo, los procesos de la física nuclear conducen a límites para los núcleos de hierro similares a los de los protones. Otros núcleos abundantes deberían tener límites aún más bajos.
Las fuentes hipotéticas de EECR se conocen como Zevatrons , nombrados en analogía con el Bevatron del Laboratorio Nacional Lawrence Berkeley y el Tevatron del Fermilab , y por lo tanto son capaces de acelerar partículas a 1 ZeV (10 21 eV, electrónvoltio zetta). En 2004 se consideró la posibilidad de que los chorros galácticos actuaran como Zevatrones, debido a la aceleración difusa de las partículas provocada por las ondas de choque en el interior de los chorros. En particular, los modelos sugirieron que las ondas de choque del cercano chorro galáctico M87 podrían acelerar un núcleo de hierro a rangos ZeV. [4] En 2007, el Observatorio Pierre Auger observó una correlación de EECR con agujeros negros supermasivos extragalácticos en el centro de galaxias cercanas llamadas núcleos galácticos activos (AGN) . [5] Sin embargo, la fuerza de la correlación se debilitó con las observaciones continuas. Las energías extremadamente altas también podrían explicarse por el mecanismo centrífugo de aceleración [6] en las magnetosferas de AGN , aunque resultados más recientes indican que menos del 40% de estos rayos cósmicos parecían provenir de AGN, una correlación mucho más débil que la reportada anteriormente. . [3] Una sugerencia más especulativa de Grib y Pavlov (2007, 2008) prevé la desintegración de la materia oscura superpesada mediante el proceso de Penrose .
La primera observación de una partícula de rayos cósmicos con una energía superior1,0 × 10 20 eV (16 J) fue fabricado por John Linsley y Livio Scarsi en el experimento Volcano Ranch en Nuevo México en 1962. [7] [8]
Desde entonces se han observado partículas de rayos cósmicos con energías aún mayores. Entre ellas se encontraba la partícula Oh-My-God observada por el experimento Fly's Eye de la Universidad de Utah en la tarde del 15 de octubre de 1991 sobre Dugway Proving Ground , Utah. Su observación sorprendió a los astrofísicos , quienes estimaron que su energía era aproximadamente3,2 × 10 20 eV (50 J) [9] ; en otras palabras, un núcleo atómico con energía cinética igual a la de una pelota de béisbol (5 onzas o 142 gramos) que viaja a unos 100 kilómetros por hora (60 mph).
La energía de esta partícula es unas 40 millones de veces mayor que la de los protones de mayor energía que se han producido en cualquier acelerador de partículas terrestres . Sin embargo, sólo una pequeña fracción de esta energía estaría disponible para una interacción con un protón o neutrón en la Tierra, y la mayor parte de la energía permanecería en forma de energía cinética de los productos de la interacción (ver Colisionador § Explicación ). La energía efectiva disponible para tal colisión es la raíz cuadrada del doble del producto de la energía de la partícula por la energía de la masa del protón, lo que para esta partícula da7,5 × 10 14 eV , aproximadamente 50 veces la energía de colisión del Gran Colisionador de Hadrones .
Desde la primera observación, realizada por el detector de rayos cósmicos Fly's Eye de la Universidad de Utah , se han registrado al menos quince eventos similares que confirman el fenómeno. Estas partículas de rayos cósmicos de muy alta energía son muy raras; La energía de la mayoría de las partículas de rayos cósmicos está entre 10 MeV y 10 GeV.
El Observatorio Pierre Auger es un observatorio internacional de rayos cósmicos diseñado para detectar partículas de rayos cósmicos de energía ultra alta (con energías superiores a 10 20 eV). Estas partículas de alta energía tienen una tasa de llegada estimada de apenas 1 por kilómetro cuadrado por siglo, por lo que, para poder registrar un gran número de estos eventos, el Observatorio Auger ha creado un área de detección de 3.000 km 2 (el tamaño de Rhode Island ) en la provincia de Mendoza , oeste de Argentina . El Observatorio Pierre Auger, además de obtener información direccional del conjunto de tanques de agua utilizados para observar los componentes de la lluvia de rayos cósmicos, también cuenta con cuatro telescopios apuntados al cielo nocturno para observar la fluorescencia de las moléculas de nitrógeno a medida que las partículas de la lluvia atraviesan el cielo. cielo, brindando más información direccional sobre la partícula de rayos cósmicos original.
En septiembre de 2017, los datos de 12 años de observaciones de PAO respaldaron una fuente extragaláctica (fuera de la galaxia de la Tierra) para el origen de rayos cósmicos de energía extremadamente alta. [10]
Una fuente sugerida de partículas UHECR es su origen en estrellas de neutrones . En estrellas de neutrones jóvenes con períodos de giro de <10 ms, las fuerzas magnetohidrodinámicas (MHD) del fluido casi neutro de protones y electrones superconductores existentes en un superfluido de neutrones aceleran los núcleos de hierro a velocidades UHECR. El superfluido de neutrones en las estrellas que giran rápidamente crea un campo magnético de 10 8 a 10 11 teslas, momento en el que la estrella de neutrones se clasifica como magnetar . Este campo magnético es el campo estable más fuerte en el universo observado y crea el viento relativista MHD que se cree que acelera los núcleos de hierro que quedan de la supernova hasta obtener la energía necesaria.
Otra fuente hipotética de UHECR de estrellas de neutrones es durante la combustión de estrellas de neutrones a estrellas extrañas . Esta hipótesis se basa en el supuesto de que la materia extraña es el estado fundamental de la materia que no tiene datos experimentales u observacionales que lo respalden. Debido a las inmensas presiones gravitacionales de la estrella de neutrones, se cree que pequeñas bolsas de materia compuestas por arriba , abajo y quarks extraños en equilibrio actúan como un solo hadrón (a diferencia de varios quarks extraños en equilibrio).
Σ0
bariones ). Esto luego quemará toda la estrella hasta convertirla en materia extraña, momento en el cual la estrella de neutrones se convierte en una estrella extraña y su campo magnético se rompe, lo que ocurre porque los protones y neutrones en el fluido casi neutro se han convertido en extraños . Esta ruptura del campo magnético libera ondas electromagnéticas de gran amplitud (LAEMW). Los LAEMW aceleran los restos de iones ligeros de la supernova a energías UHECR.
Los " electrones de rayos cósmicos de energía ultraalta " (definidos como electrones con energías de ≥10 14 eV ) podrían explicarse por el mecanismo centrífugo de aceleración en las magnetosferas de los púlsares tipo cangrejo . [11] La viabilidad de la aceleración de electrones a esta escala de energía en la magnetosfera del púlsar del Cangrejo está respaldada por la observación en 2019 de rayos gamma de energía ultraalta provenientes de la Nebulosa del Cangrejo , un púlsar joven con un período de giro de 33 ms. [12]
Las interacciones con la radiación de fondo cósmica de microondas desplazada hacia el azul limitan la distancia que estas partículas pueden viajar antes de perder energía; esto se conoce como límite de Greisen-Zatsepin-Kuzmin o límite GZK.
La fuente de partículas de tan alta energía ha sido un misterio durante muchos años. Resultados recientes del Observatorio Pierre Auger muestran que las direcciones de llegada de los rayos cósmicos de energía ultraalta parecen estar correlacionadas con agujeros negros supermasivos extragalácticos en el centro de galaxias cercanas llamados núcleos galácticos activos (AGN) . [5] Sin embargo, dado que la escala de correlación angular utilizada es bastante grande (3,1°), estos resultados no identifican inequívocamente los orígenes de tales partículas de rayos cósmicos. El AGN podría simplemente estar estrechamente asociado con las fuentes reales, por ejemplo en galaxias u otros objetos astrofísicos que contienen materia a gran escala en un rango de 100 megaparsecs . [ cita necesaria ]
Se sabe que algunos de los agujeros negros supermasivos en AGN están girando, como en la galaxia Seyfert MCG 6-30-15 [13], con variabilidad temporal en sus discos de acreción internos. [14] El giro de un agujero negro es un agente potencialmente eficaz para impulsar la producción de UHECR, [15] siempre que los iones se lancen adecuadamente para sortear los factores limitantes en las profundidades del núcleo galáctico, en particular la radiación de curvatura [16] y la dispersión inelástica de la radiación del disco interno. Las galaxias Seyfert intermitentes y de baja luminosidad pueden cumplir los requisitos con la formación de un acelerador lineal a varios años luz de distancia del núcleo, pero dentro de sus toros iónicos extendidos cuya radiación ultravioleta garantiza un suministro de contaminantes iónicos. [17] Los campos eléctricos correspondientes son pequeños, del orden de 10 V/cm, por lo que los UHECR observados son indicativos del tamaño astronómico de la fuente. Las estadísticas mejoradas del Observatorio Pierre Auger serán fundamentales para identificar la asociación actualmente tentativa de UHECR (del universo local) con Seyferts y LINER . [18]
Otras posibles fuentes de la UHECR son:
Se plantea la hipótesis de que los núcleos galácticos activos son capaces de convertir la materia oscura en protones de alta energía. Yuri Pavlov y Andrey Grib, del Laboratorio de Física Teórica Alexander Friedmann en San Petersburgo, plantean la hipótesis de que las partículas de materia oscura son aproximadamente 15 veces más pesadas que los protones y que pueden descomponerse en pares de partículas virtuales más pesadas de un tipo que interactúa con la materia ordinaria. [24] Cerca de un núcleo galáctico activo, una de estas partículas puede caer en el agujero negro, mientras que la otra escapa, como se describe en el proceso de Penrose . Algunas de esas partículas chocarán con las partículas entrantes; Se trata de colisiones de muy alta energía que, según Pavlov, pueden formar protones visibles ordinarios con muy alta energía. Pavlov luego afirma que la evidencia de tales procesos son partículas de rayos cósmicos de energía ultra alta. [25]