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Rayos cósmicos en pocas palabras

El Observatorio Pierre Auger

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Rayos cósmicos en pocas palabras

Los rayos cósmicos son como la cascada que llega desde el espacio, cayendo continuamente sobre la Tierra. Son predominantemente los núcleos de los elementos comunes, desde el hidrógeno hasta el uranio, con energías desde ~1 GeV (109 eV) hasta más de 100 EeV.
En sus energías más altas, los rayos cósmicos tienen una velocidad cercana a la de la luz y son más de diez millones de veces más energéticos que cualquier cosa que los humanos hayan producido, incluso con el acelerador de partículas más grande y poderoso construido en el CERN, el Gran Colisionador de Hadrones ( LHC ).
Los rayos cósmicos se descubrieron en 1912 y se usaron durante las décadas de 1930 y 1940 para hacer algunos de los primeros descubrimientos de partículas elementales, proporcionando información sobre la naturaleza del mundo subatómico antes de que se inventaran los aceleradores de partículas de alta energía. El estudio de los rayos cósmicos condujo al descubrimiento de numerosas partículas, algunas predichas por la teoría, como el positrón, la primera partícula de antimateria, y otras inesperadas, como el kaón y el muón.

Unidades de energía en física de partículas

Un electronvoltio (eV) es la cantidad de energía cinética ganada por un solo electrón que acelera desde el reposo a través de una diferencia de potencial eléctrico de un voltio en el vacío.
1 eV = 1.6 x 10-19 J
1 GeV = 109 eV
1 TeV = 1012 eV
1 PeV = 1015 eV
1 EeV = 1018 eV
La energía cinética de un mosquito es ~1 TeV

Espectro de todas las partículas

Mientras que para las energías más bajas, los rayos cósmicos se originan dentro de nuestro sistema solar, producidos por eventos explosivos en el Sol, como erupciones y eyecciones de masa coronal, en energías más altas vienen de más lejos. A medida que su energía aumenta, la ubicación de la fuente en el Universo cambia, desde dentro de nuestra Galaxia a otras galaxias Se cree que algunos rayos cósmicos galácticos son generados por ondas de choque de estrellas en explosión, llamadas supernovas. Las fuentes de los rayos cósmicos de mayor energía son extragalácticas, donde objetos como agujeros negros supermasivos, estallidos de rayos gamma o estallidos galácticos, los objetos más luminosos del universo, pueden ser capaces de elevar la energía de los rayos cósmicos a tan altos valores.
Los científicos continúan buscando el origen de los rayos cósmicos. Utilizan diferentes tipos de instrumentos dependiendo de la energía que estén investigando. Si se dibuja el flujo de rayos cósmicos (es decir, la tasa de flujo por unidad de superficie, de ángulo sólido, de tiempo y de energía) en función de la energía, como se ilustra en la figura 1 con la línea azul, se puede ver claramente que cae dramáticamente a medida que aumenta la energía. Los rayos cósmicos de menor energía (bandas amarillas y cian) se miden directamente mediante el envío de detectores a alturas superiores a la mayor parte de la atmósfera terrestre, utilizando globos o satélites que vuelan a gran altura. Sin embargo, para los rayos cósmicos de alta energía (banda magenta y superior), dada la tasa muy reducida, se aprovecha la atmósfera terrestre para realizar detecciones. Esto permite la observación indirecta de los rayos cósmicos mediante la detección de la cascada de partículas, denominadas cascadas de aire extensivas, que producen en el aire.

Zoológico de partículas

Un fotón es la cantidad discreta más pequeña de radiación electromagnética. Es la unidad básica de toda la luz.
Un electrón, e-, es una partícula subatómica cargada negativamente. Puede ser libre (no unido a ningún átomo) o unido al núcleo de un átomo.
Un positrón, e+, es la contraparte de antimateria del electrón. Tiene la misma masa que un electrón pero está cargado positivamente. Cuando un positrón choca con un electrón, se produce la aniquilación. Si esta colisión ocurre a bajas energías, resulta en la producción de dos fotones.
Un muón, μ, es una partícula elemental, como un electrón, pero es 200 veces más pesado. Existe en formas negativas y positivas. A diferencia de un electrón, es inestable y se descompone en otras partículas. En reposo, su vida media es de ~2 μs.
Un pión, π, es una combinación de quarks up y down y antiquarks, las formas más básicas de materia que componen la partícula más pesada. Los piones pueden ser positivos, negativos o neutros, y tienen una masa unas 270 veces mayor que la del electrón. Los piones cargados suelen decaer en muones y neutrinos muónicos, mientras que los piones neutros generalmente se descomponen en dos fotones de alta energía.
En reposo, la vida útil media e ~26 ns para piones cargados y 8.4 × 10-17 s para piones neutros.

Cascadas atmosféricas extensas en pocas palabras

Una cascada de aire extensa ocurre cuando una partícula de rayos cósmicos que se mueve rápidamente golpea un núcleo de oxígeno o nitrógeno en lo alto de la atmósfera, creando una colisión violenta. Emergiendo de estas colisiones hay una variedad de partículas: algunas son fragmentos nucleares y otras son partículas desconocidas, llamadas mesones, como los piones y kaones. Estas no son constituyentes de la materia con la que normalmente tratamos: son partículas inestables que viven solo brevemente. Cuando se descomponen, se generan más partículas, incluidos muones, neutrinos y fotones.

Imagen de una cascada de partículas, o lluvia, como se ve en una cámara de niebla a 3027 m de altitud. El área transversal de la cámara de niebla es de 0,5 × 0,3 m2 y los absorbentes de plomo tienen un espesor de 13 mm cada uno [Fretter, 1949 ].

Estas últimas producen electrones y antielectrones (positrones). Estos a su vez irradian fotones, que producen más electrones (y positrones), y así sucesivamente. Así se desarrolla una cascada a medida que este proceso se repite durante muchas generaciones hacia abajo en la atmósfera. El número de partículas sigue aumentando, hasta que la energía de los electrones y positrones secundarios es demasiado baja para que las cascadas se desarrollen más. Aquí es cuando el número de partículas en la cascada alcanza su máximo, después de lo cual comienza a atenuarse. Un ejemplo de una cascada se muestra en la figura de al lado, donde las delgadas líneas blancas son las huellas de las partículas. Aquí la traza entrante es la de un protón de unos 10 GeV que produce una cascada de otras partículas al chocar con núcleos de plomo en las capas visibles como bandas negras horizontales. La cascada comienza a desvanecerse después de pasar la quinta capa después de la primera colisión. Las partículas se visualizan aquí usando un instrumento, llamado ''cámara de niebla de Wilson'', donde el alcohol evaporado se condensa en los iones que se producen en el gas de la cámara por las partículas cargadas. Las cascadas de rayos cósmicos son similares, aunque mucho más ricas en partículas y mucho más grandes en dimensión. En la cámara de niebla, la extensión lateral de la cascada es sobre un área de unos pocos centímetros cuadrados, mientras que en el aire oscila entre decenas de metros y decenas de kilómetros, dependiendo de la energía del rayo cósmico primario. La propagación de la cascada se debe, por un lado, a la dispersión de los electrones y fotones a medida que viajan a través de la atmósfera y, por otro lado, a la emisión de piones y muones en ángulos con respecto a la dirección de viaje de la partícula original que inicia la colisión. La atmósfera sirve así para amplificar el número de partículas y esparcirlas sobre una gran área para que la cascada pueda ser registrada en el suelo usando unos detectores ubicados estratégicamente. Las partículas en la cascada viajan en un disco, como un plato gigante, con el número de partículas disminuyendo abruptamente desde la región central hacia los bordes. El disco de partículas tiene unos pocos metros de espesor en el centro y puede tener cientos de metros de espesor lejos del centro. El video a continuación muestra una vista artística de una cascada que se desarrolla hasta que sus partículas golpean una serie de detectores esparcidos por el suelo.
Aunque estos detectores captan sólo una fracción de las partículas de la lluvia, y sólo en un nivel de desarrollo, los investigadores aún pueden reconstruir la forma y el tamaño de la lluvia y, a partir de esto, rastrear las características de la lluvia cósmica primaria, tal como la dirección y la energía. Las partículas de la lluvia también irradian en su camino a través de la atmósfera. Se produce una luz tenue, ya sea de Cherenkov o de la radiación de fluorescencia. Las cascadas de aire también pueden generar pulsos detectables de radiación electromagnética en radiofrecuencias, gracias a su interacción con el campo magnético de la Tierra.
Para que el proceso de reconstrucción de la lluvia sea más preciso, los investigadores suelen utilizar, junto con conjuntos de detectores de partículas, conjuntos de espejos y fotosensores para ''fotografiar'' el paso de la estela ligeramente luminosa de la lluvia, y conjuntos de antenas de radio para ''escuchar'' a las señales de radio de las cascadas.

El Observatorio Pierre Auger


Ubicado en la vasta llanura conocida como Pampa Amarilla (yellow prairie) en el oeste de Argentina, el Observatorio Pierre Auger se utiliza para estudiar los rayos cósmicos de mayor energía. Además de ser extremadamente energéticas, estas partículas también son extremadamente raras.

Aquellas que tienen energías de más de 1020 eV (equivalente a la energía cinética de una pelota de tenis que viaja a 85 km por hora, ¡pero empaquetada en un solo núcleo!), ¡tienen una tasa de llegada estimada de menos de 1 por kilómetro cuadrado por siglo! Para registrar un gran número de estos eventos excepcionales, el Observatorio Auger cubre un área de unos 3000 km2,que es del tamaño del estado de Rhode Island (EE.UU.), o un poco más grande que el país de Luxemburgo, lo que lo convierte en el detector de rayos cósmicos más grande del mundo. Si desea comparar el área cubierta por el Observatorio con una región que le resulte más familiar, intente superponerla a cualquier lugar de la Tierra, utilizando la versión dedicada de Google Maps como en el ejemplo que se muestra arriba.
Cuanto más altas sean las energías de los rayos cósmicos, mayores serán las dimensiones de las extensas lluvias de aire resultantes que crean. Para dar una idea, la huella en el suelo de una lluvia generada por un rayo cósmico con una energía de 1019 eV cubre un área de unos 10 km2, 250 veces más grande que la de un estadio internacional de fútbol típico. Para detectar lluvias tan grandes, se necesita un gran espacio entre los detectores: en el Observatorio Auger, se disponen 1660 detectores en una cuadrícula triangular con un espacio de 1,5 km. En la fotografía adyacente se muestra un detector, con los Andes al fondo.

Un detector del arreglo de superficie


Cada detector consiste en un tanque que, completamente oscuro por dentro, contiene 12.000 litros de agua. El siguiente video muestra una vista artística de lo que sucede cuando las partículas cargadas de una lluvia de rayos cósmicos pasan a través de él. Como viajan más rápido que la velocidad de la luz en el agua, producen luz Cherenkov que es detectada por tres fotosensores que ven el volumen del agua desde arriba. La luz se convierte en una señal digital utilizando un sistema electrónico dedicado montado en el tanque y alimentado por paneles solares. Cuando al menos tres tanques son golpeados simultáneamente por una lluvia, las señales digitales que contienen los detalles de la hora en que llegó la lluvia y el tamaño de la señal se transmiten al centro de datos en la cercana ciudad de Malargüe por medio de un enlace de radio .

Pierre Victor Auger

Pierre Victor Auger (14 May 1899 – 25 December 1993) was a French physicist, born in Paris. He worked in the fields of atomic physics, nuclear physics, and cosmic ray physics and had important roles in the creation of UNESCO and CERN. He is famous for being one of the discoverers of the Auger effect. In his work with cosmic rays, Auger extended earlier work in Germany, discovering that there were coincidence between Geiger counters even when they were 300 m apart. Coincidences at such a separation led him to conclude that the primary energies of the primary particles (he thought that they had to be electrons) was ~1015 eV. [Rev. Mod. Phys. 11, 288 –1939].

¡Algunas de las lluvias pueden disparar varias decenas de tanques al mismo tiempo! Uno de esos grandes eventos se muestra en el mapa del Observatorio, donde se puede ver la disposición completa de la matriz en tierra, cada punto es un detector de superficie. Los puntos de colores corresponden a los que han sido impactados por la lluvia de partículas. Los huecos visibles en el mapa de arreglos surgen por dificultades de acceso a los sitios o con los propietarios locales. También se indica la ciudad de Malargüe, donde se encuentra la sede del Observatorio. Los 4 cuadrados en el borde de la matriz son cuatro edificios (Los Leones, Coihueco, Loma Amarilla, Los Morados), cada uno alberga 6 telescopios utilizados para observar, durante las noches sin nubes y oscuras (sin Luna), la luz fluorescente producida por las lluvias.

Mapa del Observatorio Pierre Auger y huella de una gran lluvia de aire que golpea las estaciones SD (ver texto)

Luz Cherencov y de fluorescencia

El físico ruso, Pavel Cherenkov, descubrió en 1934 que cuando una partícula cargada pasa a través de un medio dieléctrico a una velocidad mayor que la velocidad de la luz en ese medio, genera un espectro continuo de luz emitida a lo largo de su trayectoria. Una analogía acústica es la onda de choque que se produce cuando un avión vuela más rápido que la velocidad del sonido. El detector utilizado en el arreglo de superficie del Observatorio Auger aprovecha el efecto Cherenkov en el agua. Se emiten unos 250 fotones/cm en la longitud de onda visible.
La fluorescencia es la emisión de luz por una sustancia que ha absorbido luz u otra radiación electromagnética. Las partículas cargadas en una lluvia de aire interactúan con el nitrógeno y el oxígeno atmosféricos, lo que hace que emita luz ultravioleta. A diferencia de la emisión de Cherenkov, la emisión de fluorescencia es isotrópica y permite la detección de chubascos a gran distancia. Sin embargo, la detección es un desafío, ya que a 15 km se detecta una lluvia de energía ~3 × 1018 eV es como tratar de ver una bombilla de 5 vatios moviéndose a la velocidad de la luz a esta distancia.

Cámara de uno de los telescopios de fluorescencia.

Detección de luz producida por rayos cósmicos

Los dos instrumentos principales del Observatorio Pierre Auger se basan en la detección de luz producida por las partículas de la lluvia, la luz Cherenkov producida en los tanques de agua y la luz de fluorescencia atmosférica detectada con los telescopios. Para observar esta luz, ambos instrumentos utilizan fotomultiplicadores. Estos son fotosensores que aprovechan el efecto fotoeléctrico, en el que se emiten electrones cuando la luz incide sobre un material. Los fotomultiplicadores también responden con gran rapidez y sensibilidad a los estallidos de luz como los producidos por el paso de los chubascos. La electrónica rápida convierte la corriente de electrones creada por los fotomultiplicadores en una señal digital, lo que facilita su procesamiento y almacenamiento.
El video a continuación muestra una vista artística de lo que sucede cuando una lluvia pasa frente a un telescopio. La luz de la cascada ingresa al edificio a través de una ventana y se refleja en un espejo de unos 13 sup>2 en una cámara hecha de 440 fotosensores. La luz de la lluvia puede iluminar varios de los fotosensores, formando una imagen que se extiende a lo largo de una línea.
El Observatorio también incluye una batería de instrumentos que se utilizan para monitorear el estado de la atmósfera. Las estaciones meteorológicas y las cámaras para nubes están ubicadas en cada uno de los cuatro edificios de fluorescencia. Además, los láseres se instalan cerca de cada edificio y en el centro de la matriz: se utilizan para disparar rayos a la atmósfera que se pueden ver desde los detectores de fluorescencia, lo que permite comprobar la respuesta de los telescopios.


Aunque el Observatorio Pierre Auger se concibió para detectar rayos cósmicos de las energías más altas, también se pueden realizar mediciones de rayos cósmicos de baja energía, contando todas las partículas que golpean los detectores de superficie individuales. La mayoría de los eventos detectados por detectores individuales son debido a partículas solitarias, residuos de lluvias generadas por rayos cósmicos con energía entre 1010 eV y 1012 eV. Como a tales energías el flujo de rayos cósmicos observado en la Tierra es modulado por la actividad solar, el Observatorio también se utiliza para estudiar el clima espacial, es decir, los fenómenos que tienen lugar en el espacio que rodea a la Tierra, influenciados por la variabilidad del Sol en períodos que van desde horas hasta años.
El Observatorio está situado a una altitud media de unos 1400 m, entre las latitudes 35,0°S y 35,3°S y entre las longitudes 69,0°O y 69,4°O. La toma de datos comenzó el 1 de enero de 2004 con 154 detectores de superficie y un detector de fluorescencia en funcionamiento. La instalación se completó en junio de 2008 y la operación continúa desde esa fecha. El Observatorio es operado por una colaboración de más de 400 científicos, ingenieros, técnicos y estudiantes de más de 90 instituciones en 18 países. Puede encontrar más información sobre el Observatorio y la Colaboración en el sitio web de Auger.

Conjuntos de datos

Los Datos públicos del Observatorio Pierre Auger consisten en tres conjuntos diferentes. Los datos de rayos cósmicos incluyen 25086 lluvias medidas con el arreglo de detectores de superficie (eventos SD) y 3156 eventos híbridos, es decir, lluvias que han sido registradas simultáneamente por los detectores de superficie y fluorescencia (FD). Los datos atmosféricos incluyen las mediciones de las estaciones meteorológicas de temperatura, presión, humedad y velocidad del viento en el sitio del Observatorio. Los datos del escalador consisten en más de 1015 eventos registrados a través del modo de contador de partículas, que cuenta las partículas que golpean cada uno de los detectores de superficie 1600 cada segundo. Puede disfrutar manipulando estos datos en la sección 'Explorar datos'.

Por primera vez se dispone de animaciones bidimensionales en cámara lenta de la evolución de los frentes de luz producidos por una clase especial de fenómenos ionosféricos llamados ELVES están disponibles.

Todos los datos públicos del Observatorio tienen un DOI único que se le solicita que cite en cualquier solicitud o publicación. El DOI de los conjuntos de datos es 10.5281/zenodo.4487612. Auger Collaboration no respalda ningún trabajo, científico o de otro tipo, producido con estos datos, incluso si están disponibles en este portal o vinculados desde este.

El conjunto de datos de rayos cósmicos consta del 10% de los eventos registrados por el Observatorio Pierre Auger que pasan los mismos criterios de calidad de alto nivel que utiliza la Colaboración Auger para sus publicaciones científicas. Los períodos de registro se extienden desde enero de 2004 hasta agosto de 2018. para los eventos SD, y de enero de 2004 a diciembre de 2017 para los eventos híbridos.

Descargue el archivo resumen. . Este archivo incluye las características de las lluvias detectadas, como la energía y la dirección de llegada, obtenidas mediante el procedimiento de reconstrucción utilizado por la Colaboración Auger. A continuación se proporciona una descripción de cómo se reconstruye una lluvia.

Explore el contenido del archivo
Variable Description
idevent identification number: YYDDDSSSSSXX
- YY : last 2 digits of year
- DDD : day number between 1 and 366
- SSSSS: second of the current DAY between 0 and 86399
- XX : order of the event at the current second
Time is expressed in UTC+12h., i.e., the day starting at noon
gpstimeGPS time
sdStandard
[0,1]		1: event is used in standard SD analysis
hdSpectrum
[0,1]		1: event used for hybrid energy spectrum analysis
hdCalib
[0,1]		1: event used for hybrid energy calibration analysis
hdXmax
[0,1]		1: event used for hybrid Xmax analysis
multiEye
[0,1]		1: a multi-eye event
sd_gpsnanotime [ns]The GPS time of the event within its GPS second
sd_theta
[deg]		Zenith angle
sd_dtheta
[deg]		Uncertainty in the zenith angle
sd_phi
[deg]		Azimuth angle
sd_dphi
[deg]		Uncertainty in the azimuth angle
sd_energy
[EeV]		Energy
sd_denergy
[EeV]		Uncertainty in the energy
sd_l,sd_b
[deg]		Galactic longitude and latitude
sd_ra,sd_dec
[deg]		Right ascension and declination
sd_x,sd_y,sd_z
[m]		Coordinate of the shower core (site coordinates system)
dx,dy
[m]		Uncertainty in the coordinates of the shower core (site coordinates system)
sd_easting,sd_northing,sd_altitude
[m]		Eastward-,northward-coordinate and altitude of the shower core (UTM coordinates system)
sd_R
[m]		Radius of curvature of the shower
sd_dR
[m]		Uncertainty in the radius of curvature of the shower
sd_s1000
[VEM]		Expected signal at 1000 m from the core, S(1000), used as estimator of the energy
sd_ds1000
[VEM]		Uncertainty in S(1000)
sd_s38
[VEM]		Signal produced at 1000 m by a shower with a zenith angle of 38 deg
sd_gcorr
[%]		Geomagnetic correction to S(1000)
sd_wcorr
[%]		Weather correction to S(1000)
sd_beta,sd_gammaSlope parameters of the fitted LDF
sd_chi2Chi-square value of the LDF fit
sd_ndfNumber of degrees of freedom in the LDF fit
sd_geochi2Chi-square value of the geometric fit
sd_geondfNumber of degrees of freedom in the geometric fit
sd_nbstatNumber of triggered stations used in reconstruction
fd_gpsnanotime [ns]The GPS time of the event within its GPS second
fd_hdSpectrumEye
[0,1]		1: Eye used for the spectrum analysis
fd_hdCalibEye
[0,1]		1: Eye used for energy calibration analysis
fd_hdXmaxEye
[0,1]		1: Eye used for Xmax analysis
fd_theta, phi
[deg]		The zenith and azimuth angles
fd_dtheta, dphi
[deg]		Uncertainties in zenith and azimuth angles
fd_l, fd_b
[deg]		Galactic longitude and latitude of the event
fd_ra, fd_dec
[deg]		Right ascension and declination of the event
fd_totalEnergy
[EeV]		Total energy of the primary particle initiating the event
fd_dtotalEnergy
[EeV]		Uncertainty in the total energy of the event
fd_calEnergy
[EeV]		Calorimetric energy of the event
fd_dcalEnergy
[EeV]		Uncertainty in the calorimetric energy of the event
fd_xmax
[g/cm2]		Position of the maximum of the energy deposition in the atmosphere
fd_dxmax
[g/cm2]		Uncertainty in the position of the maximum of the shower development in the atmosphere
fd_heightXmax
[m a.s.l.]		Height of Xmax above the ground
fd_distXmax
[m]		Distance of Xmax to FD eye
fd_dEdXmax
[PeV/(g/cm2)]		Maximum energy deposit
fd_ddEdXmax
[PeV/(g/cm2)]		Uncertainty in the maximum energy deposit
fd_x, fd_y, fd_z
[m]		Coordinates of the shower core projected at ground level (site coordinates system)
fd_dx, fd_dy, fd_dz
[m]		Uncertainty in the coordinates of the shower core projected at ground level (site coordinates system)
fd_easting, fd_northing
[m]		Eastward and Northward coordinate of the shower core projected at ground level (UTM coordinates system)
fd_altitude
[m]		Altitude of the shower core projected at ground level (UTM coordinates system)
fd_cherenkovFractionFraction of detected light from Cherenkov emission
fd_minViewAngle
[deg]		Light emission angle from the shower towards the FD eye
fd_uspL
[g/cm2]		Universal shower profile shape parameter L
fd_uspRUniversal shower profile shape parameter R
fd_duspL
[g/cm2]		Uncertainty in the Universal Shower Profile parameter L
fd_duspRUncertainty in the Universal Shower Profile parameter R
fd_hottestStationIdid of the SD station with the highest recorded signal
fd_distSdpStation
[m]		Distance of the hottest station to the plane that includes the shower axis and the eye position (SDP)
fd_distAxisStation
[m]		Distance of hottest station to the reconstructed shower axis in the shower plane

Cómo encontrar las propiedades de los rayos cósmicos de alta energía de lluvias de aire extensas
Todas las partículas de la lluvia viajan a velocidades muy cercanas a la de la luz, es decir, unos 300 000 000 metros por segundo. Por lo tanto, en la práctica, viajan todas 'empacadas' juntas, de modo que una lluvia puede, de hecho, considerarse como un disco delgado, extendido radialmente y ligeramente curvado, de partículas que se propagan longitudinalmente a la velocidad de la luz a lo largo de la dirección inicial del rayo cósmico primario. La densidad de partículas es mayor en el centro (o núcleo) del disco, y disminuye a medida que se desplaza hacia los bordes del mismo. El disco alcanza los detectores de agua-Cherenkov y las partículas los atraviesan en un orden, y en tiempos relativos, que dependen de la dirección de llegada del rayo cósmico primario.El paso de la lluvia a través de los detectores del Observatorio se ilustra en el siguiente mapa.

Figura 1: Huella de una lluvia que golpeó 30 detectores de superficie.

Los puntos de colores corresponden a las 30 estaciones de este evento que fueron golpeadas por las partículas de la lluvia, y los colores representan el momento de su llegada (verde: impacto temprano; rojo: impacto tardío). Si la lluvia es vertical, por ejemplo, las partículas de la misma golpean los detectores casi al mismo tiempo. Por el contrario, si la dirección de llegada es más inclinada, el disco barre progresivamente los detectores a la velocidad de la luz. Si piensa en una lluvia que llega desde la mayor inclinación posible, es decir, desde una dirección de 90 grados con respecto a la vertical, sólo se necesitan 5 millonésimas de segundo (5 microsegundos, μs) para recorrer los 1500 m entre dos tanques adyacentes. Por lo tanto, la electrónica del detector debe ser extremadamente rápida para registrar el paso de lacascada. La electrónica que utilizamos es capaz de registrar los tiempos de las señales luminosas con una precisión de 25 mil millonésimas de segundo (es decir, 25 nanosegundos, ns), de modo que, a partir de la triangulación de los tiempos de las señales registradas en cada tanque, podemos para determinar la dirección de llegada, perpendicular al disco, con una precisión de alrededor de 1°. Por ejemplo, la cascada que se muestra en la figura 1 llegó a 54,1° de la vertical, en una dirección, indicada por la flecha, que apunta a 53,8° desde el este.
Puede encontrar muchas señales de luz digitalizadas en la página de visualización de datos.

Figura 2: Señales de luz digitalizadas en dos estaciones diferentes golpeadas por una lluvia. Los diferentes colores corresponden a las señales de los 3 fotomultiplicadores. La unidad de señal (VEM) es un indicador de la energía liberada en los detectores por las partículas que pasan.

Se muestran dos ejemplos en los dos paneles de la figura adyacente (figura 2): la estación del panel superior está mucho más cerca del núcleo de la ducha (a unos 500 m de distancia) que la del panel inferior (a más de 2500 m). La mayor densidad de partículas cerca del núcleo del disco, y su mayor compactación, se refleja en la forma de la señal, mucho más grande y mucho más concentrada en el panel superior que en el inferior.La caída del tamaño de la señal y, por lo tanto, de la densidad de partículas, en función de la distancia, es clara en la figura 3 a continuación, donde los tamaños de las señales registrados en todos los detectores alcanzados por la cascada que se muestra en la figura 1 se muestran como puntos azules. El número total de partículas en la cascada refleja la energía de la partícula que inicia el rayo cósmico. Sin embargo, es imposible medir esa energía utilizando un conjunto distribuido de detectores como los del Observatorio Auger, debido a que los detectores están demasiado separados (por razones prácticas como el coste)

Figura 3: Decaimiento del tamaño de la señal en función de la distancia al núcleo de la ducha (puntos azules). La línea amarilla es una interpolación de las señales medidas.


Afortunadamente, los investigadores han determinado que el tamaño de la señal a una determinada distancia del eje de la cascada es también una buena aproximación a la energía del rayo cósmico primario. La distancia óptima depende únicamente del espaciamiento entre los detectores: para el arreglo de detectores de superficie del Observatorio Auger, esta distancia es de 1000 m. Para encontrar la señal a 1000 m, denominada S(1000), interpolamos la distribución de las intensidades de las señales con una fórmula que representa su caída con la distancia (línea amarilla en la figura 3) y obtenemos el valor a 1000 m
Camera view for Los Leones
Camera view for Coihueco

Figura 4: Huellas de una lluvia de rayos cósmicos en dos telescopios del detector de fluorescencia.

Para convertir S(1000) en energía, utilizamos las mediciones de los telescopios de fluorescencia, durante las noches claras y sin luna, observando las cascadas simultáneamente con los detectores de superficie. Las partículas de la cascada producen luz de fluorescencia a lo largo de su recorrido por la atmósfera. Una ''fotografía de la cascada'', tomada con las cámaras de los telescopios, consiste en una señal luminosa que comienza en uno de los fotomultiplicadores que miran hacia arriba en el cielo, y progresa hacia abajo a través de una serie de otros fotomultiplicadores. En la figura adyacente se muestran dos de estas fotografías que fueron grabadas al mismo tiempo por dos telescopios durante el paso de una cascada. Los colores muestran el momento en que la luz llega a cada fotomultiplicador (verde: impacto temprano; rojo: impacto tardío).

Figura 5: Curvas de desarrollo de una lluvia observada con dos telescopios (puntos verde y azul). La lluvia se desarrolla de izquierda (atmósfera alta) a derecha (atmósfera baja).


A partir de la cantidad de luz recogida en cada fotomultiplicador, podemos determinar cuánta energía libera la cascada en la atmósfera a medida que la atraviesa. Esto se muestra en la figura 5, donde los puntos verdes y azules indican la energía liberada a la atmósfera por la cascada, medida por los dos telescopios de Los Leones (LL) y Coihueco (CO) respectivamente. Estos detectores están a unos 30 km del centro de la cascada. Las dos curvas muestran su perfil longitudinal, que comienza a desarrollarse en lo alto de la atmósfera (a la izquierda), alcanza un máximo (en el centro) y luego se extingue gradualmente (a la derecha). Como los telescopios permiten observar el desarrollo completo de la cascada, podemos determinar de forma bastante sencilla, la energía total depositada en la atmósfera y, por tanto, la energía del rayo cósmico primario. La medición del perfil de la cascada es también muy útil para inferir la masa del rayo cósmico primario, ya que de ella depende la profundidad del máximo (llamado Xmax) de la lluvia en la atmósfera. Los núcleos ''más pequeños'', como los de los átomos de hidrógeno que contienen sólo un protón, son capaces de penetrar más profundamente en la atmósfera antes de iniciar una cascada que los núcleos ''más grandes'', compuestos por un mayor número de protones.


Datos atmosféricos

Los efectos atmosféricos en el desarrollo de las cascadas atmosféricas extendidas pueden entenderse en términos de cambios locales en los parámetros que caracterizan la atmósfera. Los cambios en la presión atmosférica provocan cambios en las tasas de las lluvias registradas. Cuando la presión aumenta, hay más material para que los rayos cósmicos atraviesen y, por tanto, la tasa detectada disminuye. A presión fija, si la temperatura aumenta, las partículas de la cascada se dispersan más al aumentar la distancia recorrida entre cada dispersión. Este efecto se describe mediante el radio de Molière, que es una función, tanto de la temperatura como de la presión. Este radio tiene un valor medio de ~90 m en el Observatorio Auger y define la dispersión de los electrones en las cascadas. Los cambios en las propiedades de la atmósfera, como la presión, la temperatura y la humedad, tienen efectos significativos en la tasa de emisión de fluorescencia del nitrógeno, así como en la transmisión de la luz.

Las condiciones de la atmósfera en el Observatorio Auger se monitorean continuamente en cinco estaciones meteorológicas ubicadas en el centro del sitio de la Instalación Láser Central (CLF) y en cada ubicación del FD. Las estaciones meteorológicas están equipadas con sensores de temperatura, presión, humedad y velocidad del viento que registran datos cada 5 o 10 minutos.

Atmospheric effects on the development of extensive air showers can be understood in terms of local changes in atmospheric parameters. Changes in the atmospheric pressure lead to changes in the rates of the recorded showers. When the pressure rises, there is more material for the cosmic rays to cross and so the detected rate falls. At fixed pressure, if the temperature increases, the particles in the shower will spread out more as the distance travelled between each scattering rises. This effect is described by the Molière radius which is thus a function both of temperature and pressure. This radius has a mean value of ~90 m at the Auger Observatory and defines the spread of the electrons in the showers. Changes in the bulk properties of the atmosphere such as air pressure, temperature, and humidity, have a significant effects on the rate of nitrogen fluorescence emission, as well as on light transmission.

The atmosphere conditions at the Auger site are continuously monitored at five meteorological stations located at the site of Central Laser Facility (CLF), at the center of the array, and at each FD site. The weather stations are equipped with temperature, pressure, humidity, and wind speed sensors recording data every 5 min or 10 min.

El archivo 'weather.csv' contiene los datos meteorológicos procesados, necesarios, en particular, para calcular las correcciones del estimador de energía, y también contiene el valor de la densidad del aire

Descargue los datos de la estación meteorológica

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Files: wsCLF.csv, wsLL.csv, wsLM.csv, wsLA.csv, wsCO.csv

Variable Description
timeUnix time [s] (seconds since 1st Jan 1970)
temperatureair temperature [°C]
humidityrelative humidity [%]
windSpeedaverage wind speed [km/h]
pressurebarometric Pressure [hPa]
densityair density [kg/m3]

File: weather.csv

Variable Description
timeUnix time [s] (seconds since 1st Jan 1970)
temperatureair temperature [°C]
pressurebarometric Pressure [hPa]
densityair density [kg/m3]
avgDensity2HoursBeforevalue of air-density measured two hours earlier [kg/m3]

Scaler data

Los datos abiertos de Auger Scaler consisten en más de 1015 eventos detectados desde marzo de 2005 hasta diciembre de 2020. Se han registrado a través del llamado 'modo escalador' o modo 'contador de partículas', que cuenta las partículas que golpean cada uno de los 1600 detectores Cherenkov de agua durante un intervalo de tiempo de 1 segundo. El modo escalador se instaló en todos los detectores de superficie Auger a partir de marzo de 2005 y luego se mejoró en septiembre de 2005. La tasa típica por detector es de aproximadamente 2000 por segundo (2 kHz) ( era de 3,8 kHz antes de septiembre de 2005). Los eventos contados por detectores individuales se deben principalmente a partículas asociadas con lluvias generadas por rayos cósmicos de baja energía (energías de 10 GeV a unos pocos TeV) que se extinguen antes de que la mayor parte de las partículas alcance el suelo El modo escalador en consecuencia no permite reconstruir la energía y la dirección de la lluvia, pero permite el estudio del comportamiento temporal del número de conteos, que es modulado por fenómenos terrestres y extraterrestres. Estos datos del escalador se pueden usar, por ejemplo, para observar erupciones solares o el ciclo solar de 11 años [JINST, 6 (2011) P01003 ; PoS(ICRC2015)074, PoS(ICRC2019)1147].

Los datos públicos Scaler se proporcionan como la tasa de conteo de 15 minutos promediada sobre los detectores activos. A medida que la tasa se altera por la presión atmosférica variable, la tasa se corrige

Descargue los datos Scaler

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Variable Description
timeUnix time [s] (seconds since 1st Jan 1970)
rateCorrcorrected scaler rate [counts/m2/s]
arrayFractionfraction of array in operation [%]
rateUncorraverage detector scaler rate, uncorrected [counts/s]
pressurebarometric pressure [hPa]

   Explorar datos

En esta sección puede encontrar algunos notebooks de Python que exploran nuestros conjuntos de datos. La forma más sencilla de comenzar a trabajar con Python es instalar Anaconda, una distribución de los lenguajes de programación Python para computación científica (ciencia de datos, aplicaciones de aprendizaje automático, procesamiento de datos a gran escala, análisis predictivo, etc.) que tiene como objetivo simplificar la gestión de paquetes y despliegue. La distribución incluye paquetes de ciencia de datos adecuados para Windows, Linux y macOS. Las instrucciones detalladas para instalar Anaconda se pueden encontrar en la página oficial.
Lista de módulos usados en las siguientes notebooks

If some python libraries are not available in your anaconda environment, copy and paste the following line in an Anaconda terminal to install them :

pip install pandas matplotlib numpy pytz scipy datetime

  • pandas : data analysis and manipulation tool.
  • matplotlib : library for creating static, animated, and interactive visualizations.
  • numpy : library for large, multi-dimensional arrays and matrices, with a large collection of high-level mathematical functions to operate on arrays.
  • ipywidgets : interactive HTML widgets for Jupyter notebooks and the IPython kernel.
  • IPython : command shell for interactive computing in multiple programming languages.
  • pytz : library that allows accurate and cross platform timezone calculations.
  • scipy : software for mathematics, science, and engineering. It includes modules for statistics, optimization, integration, linear algebra, Fourier transforms, signal and image processing, ODE solvers, and more.
  • os : module that provides functions for interacting with the operating system.
  • zipfile : class to work directly with a ZIP archive. It supports methods for reading data about existing archives as well as modifying the archives by adding additional files.
  • collections : module provides a rich set of specialized container data types carefully designed to approach specific programming problems in a Pythonic and efficient way.
  • datetime : module taht supplies classes for manipulating dates and times.
  • locale : module that opens access to the POSIX locale database and functionality.
  • random : module that implements pseudo-random number generators for various distributions.

Tutorial

Explorar los datos del detector de superficie

Explorar los datos híbridos

Explorar los datos Scaler

Explorar los datos de las estaciones meteorológicas

Explora el desarrollo de la ducha

Tutorial: lectura de archivos CSV y producción de histogramas básicos

Este notebook es una colección de ejemplos que permite al usuario explorar el contenido del archivo de resumen y aplicar algunos métodos básicos de análisis.

En particular, los ejemplos explican cómo:

  • producir histogramas simples,
  • trazar la tendencia de una variable en función del tiempo o la energía,
  • producir mapas de puntos de aterrizaje de rayos cósmicos y direcciones de llegada,
  • correlacionar los valores de dos variables.

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Explorar los datos del detector de superficie

Los datos recopilados con el detector de superficie se pueden usar para calcular la cantidad de rayos cósmicos que golpean nuestra atmósfera. En este notebook derivamos el flujo de rayos cósmicos a energías superiores a 2.5·1018, y abordamos las siguientes preguntas:
  • ¿Cómo se relacionan tales energías con la experiencia cotidiana?
  • ¿Qué tan raros son los rayos cósmicos en estas energías?
  • ¿Cuál es el flujo de energía transportado por los rayos cósmicos en el sitio de Pierre Auger?

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Explorar los datos híbridos

Datos colectados con los detectores de superficie y de fluorescencia simultáneamente, llamados eventos híbridos, se pueden utilizar para extraer información relacionada con la composición primaria de rayos cósmicos. El resultado se muestra en un mapa del cielo en coordenadas galácticas.

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Explorar los datos Scaler

Los datos adquiridos a través del llamado 'modo scaler' se pueden usar para la ciencia del clima espacial. En este notebook, mostramos cómo la tasa del escalador depende de las condiciones climáticas, como presión, temperatura y velocidad del viento.

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Explorar los datos de las estaciones meteorológicas

Este notebook explica cómo manejar los datos de las estaciones meteorológicas para estudiar las condiciones atmosféricas en el Observatorio Pierre Auger y cómo aprovechar estos datos para calcular el valor de la densidad del aire en diferentes zonas del Observatorio.

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Explora el desarrollo de la ducha

La forma más sencilla de describir una cascada de partículas es el llamado modelo de juguete de Heitler. Este modelo se explica en el notebook junto con algunos ejemplos interactivos del desarrollo de la lluvia.

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