Ducha de aire (física)

Las lluvias atmosféricas son extensas cascadas de partículas subatómicas y núcleos ionizados, producidas en la atmósfera cuando un rayo cósmico primario entra en ella. Las partículas de radiación cósmica pueden ser protones , núcleos , electrones , fotones o (raramente) positrones . Al entrar en la atmósfera, interactúan con las 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 hadrónico de la lluvia 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 atmosférica fue descubierto involuntariamente por Bruno Rossi en 1933 durante un experimento de laboratorio. En 1937, Pierre Auger , sin conocer el informe previo de Rossi, detectó el mismo fenómeno y lo investigó con cierto detalle. Concluyó que las partículas de rayos cósmicos poseen energías extremadamente altas e interactúan con los núcleos de las capas altas de la atmósfera, iniciando una cascada de interacciones secundarias que producen extensas lluvias de partículas subatómicas. ^{[ 1 ] [ 2 ]}

Los experimentos más importantes para detectar lluvias atmosféricas extensas son HAWC , LHAASO , el Telescope Array Project y el Observatorio Pierre Auger . Este último es el observatorio de rayos cósmicos más grande jamás construido, y cuenta con 4 edificios de detectores de fluorescencia y 1600 estaciones de detección de superficie que abarcan un área de 3000 ^km²  en el desierto argentino.

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 configuraciones de contadores Geiger, incluyendo una de tres, donde dos se colocaron uno al lado del otro y un tercero se centró debajo con blindaje adicional. A partir de la detección de partículas de cascadas atmosféricas que pasaban a través de los contadores Geiger en coincidencia, supuso que se estaban produciendo partículas secundarias por rayos cósmicos en la primera capa de blindaje, así como en el techo del laboratorio, sin saber que las partículas que medía eran muones , que se producen en cascadas atmosféricas y que solo se descubrirían tres años después. También observó que la tasa de coincidencia disminuye significativamente para los rayos cósmicos que se detectan en un ángulo cenital inferior${\displaystyle 60^{\circ }}$. Un experimento similar fue realizado en 1936 por Hilgert y Bothe en Heidelberg . ^{[ 4 ]}

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 Wilson en el Jungfraujoch a una altitud de 3900 m (12800 pies) sobre el nivel del mar, y en el Pic du Midi a una altitud de 2900 m (9500 pies) sobre el nivel del mar, y a nivel del mar. ^{[ 5 ]} Encontraron que la tasa de coincidencias disminuye con el aumento de la distancia de los detectores, pero no desaparece, incluso a grandes altitudes. Confirmando así que los rayos cósmicos producen cascadas de partículas secundarias en la atmósfera. Estimaron que las partículas primarias de este fenómeno deben tener energías de hasta    ${\displaystyle 10^{15}\,{\text{eV}}=1\,{\text{PeV}}}$.

Basándose en la idea de la teoría cuántica, entre 1935 y 1940, muchos físicos de renombre de la época (entre ellos Bhabha , Oppenheimer , Landau , Rossi y otros) llevaron a cabo trabajos teóricos sobre lluvias atmosféricas, asumiendo que en las proximidades de campos nucleares los rayos gamma de alta energía experimentarían la producción de pares de electrones y positrones, y que estos producirían rayos gamma por radiación. ^{[ 6 ] [ 7 ] [ 8 ] [ 9 ]} El trabajo sobre lluvias atmosféricas extensas 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 lluvias atmosféricas. ^{[ 10 ]}

En 1955, se construyó en la estación Agassiz del MIT el primer conjunto de detectores de superficie capaz de detectar cascadas atmosféricas con la precisión suficiente para determinar la dirección de llegada de los rayos cósmicos primarios . ^{[ 11 ]} El conjunto de Agassiz constaba de 16 centelleadores plásticos dispuestos en una matriz circular de 460 m (1500 pies) de diámetro. Sin embargo, los resultados del experimento sobre las direcciones de llegada de los rayos cósmicos no fueron concluyentes.  

El experimento Volcano Ranch , que fue construido en 1959 y operado por John Linsley , fue el primer conjunto de detectores de superficie de tamaño suficiente para detectar rayos cósmicos de ultra alta energía . ^{[ 12 ]} En 1962, el primer rayo cósmico con una energía de${\displaystyle 10^{20}\,{\text{eV}}}$Se informó. Con una huella de varios kilómetros, el tamaño de la lluvia en el suelo fue el doble de grande que cualquier evento registrado anteriormente, produciendo aproximadamente${\displaystyle 5\times 10^{10}}$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.

En 1965, Greisen propuso una novedosa técnica de detección para lluvias atmosféricas extensas. Sugirió observar directamente la radiación Cherenkov de las partículas de la lluvia y la luz de fluorescencia 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 cesó sus operaciones poco después debido a la falta de financiación.

En las décadas siguientes se realizaron numerosos experimentos de lluvias atmosféricas, entre ellos KASCADE , AGASA y HIRES . En 1995, ^{[ 15 ]} este último informó de la detección de un rayo cósmico de ultra alta energía con una energía superior al límite espectral teóricamente esperado. ^{[ 16 ]} La lluvia atmosférica 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${\displaystyle 3.2\times 10^{20}{\text{eV}}}$Hasta el día de hoy, no se ha registrado ninguna partícula con mayor energía. Por lo tanto, se la conoce públicamente como la partícula de Oh-My-God .

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

Piones neutros,${\displaystyle \pi ^{0}}$, decaen por la interacción electrodébil en pares de fotones con espín opuesto, que alimentan el componente electromagnético de la cascada. Piones cargados,${\displaystyle \pi ^{\pm }}$Los neutrinos 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 provenientes de la desintegración de piones y kaones generalmente no se consideran parte de la cascada debido a su muy baja sección transversal, y se denominan parte de la energía invisible de la cascada.

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

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

y la parte electromagnética, por lo tanto, transporta aproximadamente

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

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

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

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

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

dónde${\displaystyle X_{1}}$Se supone que esta 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 provenientes de núcleos pesados ​​alcanzarán su máximo mucho antes.

Perfil longitudinal

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

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${\displaystyle \varepsilon _{\text{c}}^{\gamma }}$alrededor del máximo de la lluvia, y una lenta disminución después. Matemáticamente, el perfil se puede describir bien mediante una gaussiana inclinada, la función de Gaisser-Hillas o la función de Greisen generalizada,

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

Aquí${\displaystyle \beta =\ln(E_{0}/\varepsilon _{\text{c}}^{\gamma })}$y${\displaystyle t=X/X_{0}}$utilizando la longitud de la radiación electromagnética en el aire,${\displaystyle X_{0}=37\,{\text{g}}\ {\text{cm}}^{-2}}$.${\displaystyle t_{1}}$marca el punto de la primera interacción, y${\displaystyle \varepsilon \approx 0.31}$es una constante adimensional. El parámetro de edad de la ducha${\displaystyle s}$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.${\displaystyle s=1}$. Para una ducha con una primera interacción en${\displaystyle t_{0}=0}$, la edad de la ducha${\displaystyle s}$se define generalmente como

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

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

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

La partícula original llega con alta energía y, por lo tanto, con una velocidad cercana a la de la luz , de modo que los productos de las colisiones tienden a moverse generalmente en la misma dirección que la partícula primaria, aunque en cierta medida se dispersan lateralmente. Además, las partículas secundarias producen un destello de luz generalizado en dirección frontal debido al efecto Cherenkov , así como luz de fluorescencia que se emite isotrópicamente por la excitación de las moléculas de nitrógeno. La cascada de partículas y la luz producida en la atmósfera pueden detectarse con conjuntos 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 emplean grandes espejos para enfocar la luz en grupos de tubos fotomultiplicadores (PMT) . Finalmente, las lluvias atmosféricas 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 solo durante noches oscuras y despejadas. Así, varios experimentos modernos, como TAIGA , LOFAR o el Observatorio Pierre Auger, utilizan antenas de radio además de detectores de partículas y técnicas ópticas.

• Observatorio de rayos cósmicos
• lluvia de partículas

• Duchas de aire extensas .
• 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 investigación astrofísica con elementos cósmicos para estudiantes de secundaria)
• AIRES (AIRshower Extended Simulations)  : Paquete Fortran extenso y bien documentado para simular cascadas de rayos cósmicos, desarrollado 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 3D animados e interactivos de diversas cascadas atmosféricas de rayos cósmicos, e instrucciones para crear las tuyas propias mediante simulaciones AIRES. Del grupo COSMUS de la Universidad de Chicago.
• Animaciones Milagro  : Vídeos e instrucciones para crearlos, que muestran cómo interactúan las lluvias de aire con el detector Milagro. Por Miguel Morales.
• Animaciones CASSIM  : Animaciones de diferentes lluvias atmosféricas de rayos cósmicos realizadas 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.