Observatorio Pierre Auger - Pierre Auger Observatory

Observatorio Pierre Auger

Edificio de control en Malargüe
Lleva el nombre de	Pierre Victor Auger
Ubicación (es)	Provincia de Malargüe de Mendoza , Argentina
Coordenadas	35 ° 12′24 ″ S 69 ° 18′57 ″ O / 35,20667 ° S 69,31583 ° W / -35.20667; -69.31583
Organización	Multinacional
Altitud	1330 m – 1620 m, promedio ~ 1400 m
Longitud de onda	UV de 330 a 380 nm (detector de fluorescencia),  rayos cósmicos de 10 17 a 10 21 eV (detector de superficie)
Construido	2004-2008 (y tomando datos durante la construcción)
Estilo telescopio	Híbrido (Detectores de superficie + fluorescencia)
Sitio web	Sitio oficial
Ubicación del Observatorio Pierre Auger
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El Observatorio Pierre Auger es un observatorio internacional de rayos cósmicos en Argentina diseñado para detectar rayos cósmicos de energía ultra alta : partículas subatómicas que viajan casi a la velocidad de la luz y cada una con energías superiores a 10 ¹⁸  eV . En la atmósfera de la Tierra, estas partículas interactúan con los núcleos de aire y producen otras partículas. Estas partículas de efecto (llamadas " lluvia de aire ") se pueden detectar y medir. Pero dado que estas partículas de alta energía tienen una tasa de llegada estimada de solo 1 por km ² por siglo, el Observatorio Auger ha creado un área de detección de 3,000 km ² (1,200 millas cuadradas), el tamaño de Rhode Island o Luxemburgo, con el fin de registrar una gran cantidad de estos eventos. Se encuentra en el oeste de la provincia de Mendoza , Argentina , cerca de los Andes .

La construcción comenzó en 2000, el observatorio ha estado tomando datos de grado de producción desde 2005 y se completó oficialmente en 2008. El sitio norte se ubicaría en el sureste de Colorado, Estados Unidos y sería albergado por Lamar Community College. También consistiría en detectores de agua Cherenkov y telescopios de fluorescencia, cubriendo un área de 10.370 km ² —3,3 veces más grande que Auger South.

El observatorio lleva el nombre del físico francés Pierre Victor Auger . El proyecto fue propuesto por Jim Cronin y Alan Watson en 1992. Hoy, más de 500 físicos de casi 100 instituciones alrededor del mundo están colaborando para mantener y actualizar el sitio en Argentina y recolectar y analizar los datos medidos. Los 15 países participantes compartieron el presupuesto de construcción de $ 50 millones, cada uno proporcionando una pequeña parte del costo total.

Antecedentes fisicos

Desde el espacio exterior, los rayos cósmicos de energía ultra alta llegan a la Tierra. Estos consisten en partículas subatómicas únicas ( protones o núcleos atómicos ), cada una con niveles de energía superiores a 10 ¹⁸  eV . Cuando una sola partícula llega a la atmósfera terrestre, su energía se disipa al crear miles de millones de otras partículas: electrones , fotones y muones , todos cerca de la velocidad de la luz. Estas partículas se esparcen longitudinalmente (perpendicularmente a la ruta entrante de una sola partícula), creando un plano de partículas que se mueve hacia adelante, con intensidades más altas cerca del eje. Tal incidente se llama " lluvia de aire ". Al pasar a través de la atmósfera, este plano de partículas crea luz ultravioleta, invisible para el ojo humano, llamado efecto fluorescente, más o menos en el patrón de trazos rectos de rayos. Estos rastros se pueden fotografiar a alta velocidad con telescopios especializados, llamados detectores de fluorescencia, que miran un área a una ligera elevación. Luego, cuando las partículas llegan a la superficie de la Tierra, se pueden detectar cuando llegan a un tanque de agua, donde provocan luz azul visible debido al efecto Cherenkov . Un tubo fotoeléctrico sensible puede atrapar estos impactos. Esta estación se llama Detector de agua-Cherenkov o "tanque". El Observatorio Auger tiene ambos tipos de detectores que cubren la misma área, lo que permite mediciones muy precisas.

Cuando una lluvia de aire golpea varios detectores Cherenkov en el suelo, la dirección del rayo se puede calcular utilizando geometrías básicas. El punto del eje longitudinal se puede determinar a partir de las densidades en cada estación terrestre afectada. Dependiendo de la diferencia de tiempo de los lugares de impacto, se puede determinar el ángulo del eje. Solo cuando el eje sería vertical, todos los detectores de tierra se registran en el mismo momento en el tiempo, y cualquier inclinación del eje causará una diferencia de tiempo entre el primer y último aterrizaje.

Observatorios anteriores

Los rayos cósmicos fueron descubiertos en 1912 por Victor Hess . Midió una diferencia en la ionización a diferentes alturas (usando la torre Eiffel y un globo de aire caliente tripulado por Hess), una indicación del adelgazamiento atmosférico (por lo tanto, la expansión ) de un solo rayo. La influencia del Sol se descartó midiendo durante un eclipse. Muchos científicos investigaron el fenómeno, a veces de forma independiente, y en 1937 Pierre Auger pudo concluir en detalle que se trataba de un solo rayo que interactuaba con los núcleos de aire, provocando una lluvia de aire de electrones y fotones. Al mismo tiempo, se descubrió el muón de la tercera partícula (comportándose como un electrón muy pesado).

Visión general

Detector de superficie (SD)

Estación de detección de superficie (SD), o 'tanque', del Observatorio Pierre Auger.

En 1967, la Universidad de Leeds había desarrollado un detector de agua Cherenkov (o estación de superficie ; una pequeña cuenca de agua, 1,2 m de profundidad; también llamada tanque ) y creó un área de detección de 12 km ² Haverah Park utilizando 200 de estos tanques. Se organizaron en grupos de cuatro en un patrón de suelo triangular (Y), los triángulos en diferentes tamaños. El observatorio funcionó durante 20 años y produjo los principales parámetros de diseño para el sistema de detección de tierra en el Observatorio Auger. Fue Alan Watson quien en los últimos años dirigió el equipo de investigación y posteriormente co-inició la Colaboración del Observatorio Auger.

Detector de fluorescencia (FD)

Edificio del Campus Central de Malargüe .

Vista posterior de una estación de detección de superficie.

Uno de los cuatro edificios de detectores de fluorescencia (FD).

Estación SD y antena AERA en primer plano, un edificio FD y los tres telescopios HEAT al fondo.

Antena AERA con los Andes al fondo

Mientras tanto, desde Volcano Ranch (Nuevo México, 1959-1978), Fly's Eye ( Dugway, Utah ) y su sucesor, el Detector de rayos cósmicos de alta resolución Fly's Eye llamado "HiRes" o "Fly's Eye" ( Universidad de Utah ), el Se desarrolló la técnica del detector de fluorescencia . Estos son telescopios ópticos, ajustados para visualizar los rayos de luz ultravioleta cuando se mira sobre una superficie. Utiliza la observación facetada (de ahí la referencia del ojo de la mosca) para producir imágenes pixeladas a alta velocidad. En 1992, James Cronin dirigió la investigación y co-inició la Colaboración de Observación Auger.

Diseñar y construir

El Observatorio Pierre Auger es único porque es el primer experimento que combina detectores de tierra y detectores de fluorescencia en el mismo sitio, lo que permite la calibración cruzada y la reducción de los efectos sistemáticos que pueden ser peculiares de cada técnica. Los detectores Cherenkov utilizan tres tubos fotomultiplicadores grandes para detectar la radiación Cherenkov producida por partículas de alta energía que atraviesan el agua en el tanque. El tiempo de llegada de las partículas de alta energía de la misma lluvia a varios tanques se utiliza para calcular la dirección de desplazamiento de la partícula original. Los detectores de fluorescencia se utilizan para rastrear el brillo de la lluvia de aire de partículas en noches sin luna y sin nubes, a medida que desciende a través de la atmósfera.

En 1995 en Fermilab, Chicago, se realizó el diseño básico para el observatorio Auger. Durante medio año, muchos científicos elaboraron los requisitos principales y una estimación de costos para el Auger proyectado. El área del observatorio tuvo que reducirse de 5000 km ² a 3000 km ² .

Cuando comenzó la construcción, primero se instaló un prototipo a gran escala: el Engineering Array. Esta matriz constaba de los primeros 40 detectores terrestres y un solo detector de fluorescencia. Todos estaban completamente equipados. La matriz de ingeniería operó durante 6 meses en 2001 como prototipo; más tarde se integró en la configuración principal. Se utilizó para tomar decisiones de diseño más detalladas (como qué tipo de tubo fotomultiplicador (PMT) usar y los requisitos de calidad del agua del tanque) y calibrar.

En 2003, se convirtió en el detector de rayos cósmicos de energía ultra alta más grande del mundo. Se encuentra en la vasta llanura de Pampa Amarilla , cerca del pueblo de Malargüe en la provincia de Mendoza , Argentina . La configuración básica consiste en 1600 detectores Cherenkov de agua o 'tanques', (similar al experimento de Haverah Park ) distribuidos en 3000 kilómetros cuadrados (1200 millas cuadradas), junto con 24 telescopios detectores de fluorescencia atmosférica (FD; similar al de alta resolución). Fly's Eye ) supervisando la matriz de superficie.

Para respaldar las mediciones atmosféricas (mediciones FD), se agregan estaciones de apoyo al sitio:

• Estación central de instalaciones láser (CLF)
• Instalación láser eXtreme (XLF)
• Las cuatro estaciones detectoras de fluorescencia también funcionan: Lidar, detección de nubes infrarrojas (cámara IR), una estación meteorológica, monitores de función de fase de aerosol (APF; 2 de cuatro), telescopios ópticos HAM (uno) y FRAM (uno).
• Estación de lanzamiento de globos (BLS): hasta diciembre de 2010, pocas horas después de una lluvia notable, se lanzó un globo meteorológico para registrar datos atmosféricos hasta 23 km de altura.

Ubicaciones

Resultados

El observatorio ha estado tomando datos de buena calidad desde 2005 y se completó oficialmente en 2008.

En noviembre de 2007, el equipo del Proyecto Auger anunció algunos resultados preliminares. Estos mostraron que las direcciones de origen de los 27 eventos de mayor energía se correlacionaron con las ubicaciones de los núcleos galácticos activos (AGN). Sin embargo, una prueba posterior con una muestra de datos mucho mayor reveló que el gran grado de correlación inicialmente observado se debió probablemente a una fluctuación estadística.

En 2017, los datos de 12 años de observaciones permitieron el descubrimiento de una anisotropía significativa de la dirección de llegada de los rayos cósmicos a las energías superiores . Esto apoya las fuentes extragalácticas (es decir, fuera de nuestra galaxia ) para el origen de estos rayos cósmicos de energía extremadamente alta (ver Rayos cósmicos de energía ultra alta ). Sin embargo, aún no se sabe qué tipo de galaxias son responsables de la aceleración de estos rayos cósmicos de energía ultra alta. Esta pregunta permanece bajo investigación con la actualización AugerPrime del Observatorio Pierre Auger. ${\ Displaystyle 8 \ cdot 10 ^ {18} \, \ mathrm {eV}}$

La Colaboración Pierre Auger ha puesto a disposición (con fines de divulgación) el 1 por ciento de los eventos de arreglos terrestres por debajo de 50 EeV (10 ¹⁸ eV). Los eventos de mayor energía requieren más análisis físico y no se publican de esta manera. Los datos se pueden explorar en el sitio web Public Event Display .

Desarrollos

Se realizó investigación y desarrollo sobre nuevas técnicas de detección y (para) posibles actualizaciones del observatorio, que incluyen:

• tres telescopios de detección de fluorescencia adicionales, capaces de cubrir altitudes más altas (HEAT— Telescopios de barrena de alta elevación )
• dos arreglos anidados de mayor densidad de detectores de superficie combinados con contadores de muones subterráneos (AMIGA— Auger Muons and Infill for the Ground Array )
• un prototipo de conjunto de radiotelescopios (AERA - Auger Engineering Radio Array ) para detectar la radioemisión de la cascada de la ducha, en el rango de frecuencia de 30 a 80 MHz
• I + D sobre detección de emisiones de microondas de electrones de ducha (frecuencias alrededor de 4 GHz)

Actualización AugerPrime

AugerPrime es una importante actualización del Observatorio Pierre Auger en construcción desde 2019:

• Los detectores de superficie se mejorarán con detectores de centelleo y antenas de radio.
• El ciclo de trabajo de las mediciones FD se extenderá para que las energías más altas incluyan noches con luz de luna.
• Se completará AMIGA: en un área densamente espaciada de 20 km ² del detector de superficie, cada detector de superficie estará equipado con detectores de muones subterráneos

Todas estas mejoras tienen como objetivo aumentar la precisión de medición del Observatorio Pierre Auger, en particular para la masa de las partículas primarias de rayos cósmicos.

En la cultura popular

Argentina emitió 100.000 sellos postales en honor al observatorio el 14 de julio de 2007. El sello muestra un tanque detector de superficie en primer plano, un edificio de detectores de fluorescencia al fondo y la expresión "10 ²⁰  eV" en letras grandes.

Ver también

• Lista de observatorios astronómicos
• Lista de sociedades astronómicas
• Listas de telescopios

Referencias

Otras lecturas

• Correlación de los rayos cósmicos de mayor energía con objetos extragalácticos cercanos : Science 2007 (se requiere suscripción). Preimpresión de Arxiv (gratuita pero no oficial).
• Let It Rain Symmetry Febrero de 2005

enlaces externos

• Sitio web oficial
• Exhibición de eventos públicos
• Sitio web del sitio sur (español e inglés)
• Sitio web de Flickr del Observatorio
• COSMUS - visuales para el PAO: incluye películas, modelos animados en 3D de lluvias de rayos cósmicos sobre el sitio de Malargüe y fotografías estéreo.
• ASPERA Red europea de física de astropartículas
• Astroparticle.org - portal europeo de física de astropartículas
• Detectando rayos cósmicos: el Observatorio Auger y la ciencia de la frontera - Entrevista con Angela Olinto (video)