Ciencia Nicolaita 2002

Estado Actual de la Física de Rayos Cósmicos
Ultra Energéticos
Luis Manuel Villaseñor Cendejas
Resumen
La existencia de rayos cósmicos con energías superiores a 1019 eV, llamados rayos cósmicos
ultra energéticos, constituye un misterio científico dentro de la astrofísica actual debido a que
desconocemos la naturaleza, el origen y el mecanismo de producción de estas partículas que poseen
las mayores energías detectadas hasta ahora en el universo. La solución de este misterio posee el
potencial de conducir a descubrimientos importantes en nuestra comprensión del universo. En este
artículo se describe el estado actual del conocimiento sobre rayos cósmicos ultra energéticos. En
particular se discuten los datos experimentales actuales sobre el espectro de energía, la composición
y las direcciones de llegada. Finalmente se discuten las posibles fuentes que podrían producir
partículas de las energías observadas así como las teorías físicas que podrían explicar el origen de
los rayos cósmicos ultra energéticos.
Abstract
The existence of cosmic rays with energies above 1019 eV, called ultra high energy cosmic
rays, is a scientific mystery in astrophysics due to our lack of knowledge of the composition, origin
and production mechanism of these particles which posses the highest energies detected up to know
in our universe. The solution of this mystery may potentially lead to important discoveries in our
understanding of the Universe. In this paper we describe the present status of the knowledge on
ultra high energy cosmic rays. In particular we discuss the experimental data on energy spectrum,
composition and arrival directions. Finally we discuss the possible sources that might produce
particles with the measured energies and the physical theories that might explain the origin of ultra
high energy cosmic rays.
1. Introducción
Uno de los problemas más importantes de la astrofísica actual es el origen y la naturaleza de
los rayos cósmicos de las más altas energías. Estas partículas llegan constantemente a la tierra
provenientes del espacio exterior en forma imperceptible para el ojo humano. Las de más bajas
energías provienen del sol y de otras estrellas cercanas. Algunas más energéticos pueden provenir
del centro de la galaxia, de explosiones de estrellas o de otros efectos violentos en la galaxia. Es
muy probable que las de mayor energía sean producidas en cataclismos astrofísicos de origen
extragaláctico. El flujo de rayos cósmicos que llegan a la tierra disminuye rápidamente a medida
que aumenta su energía como se puede apreciar en la figura 1. Desde flujos de centenas de
partículas por metro cuadrado por segundo para bajas energías hasta flujos de una partícula por
kilómetro cuadrado por año para energías superiores a 1019 eV, los llamados rayos cósmicos ultra
energéticos. El rayo cósmico de mayor energía fue detectado por el observatorio Fly´s Eye (Ojo de
Mosca) situado en el estado de Utah en Estados Unidos en 1991 con una energía de 3x1020 eV,
equivalente a 50 julios; la cual es una energía macroscópica concentrada en una partícula
microscópica.
Los primeros eventos de estos rayos cósmicos ultra energéticos se detectaron en la década
de los 60s (Clay y Dawson, 1997). A partir de la última década se ha incrementado el número de
eventos. Estas energías constituyen las mayores detectadas en el universo para partículas
individuales. Aunque, como mencionamos arriba, la frecuencia de llegada de los rayos cósmicos
con estas energías es muy baja: una partícula por km2 por siglo, estos rayos cósmicos ultra
energéticos se han detectado independientemente por media docena de observatorios distribuidos
alrededor del mundo y que usan técnicas muy diferentes entre sí, por lo que su existencia es un
hecho irrefutable que indica que estamos ante un misterio científico que vale la pena explorar con
cuidado. Este misterio es debido a nuestra total ignorancia de cuáles son las fuentes de estas
partículas, es decir, no sabemos que mecanismo utiliza la naturaleza para acelerar partículas hasta
estas energías que son 100 millones de veces mayores que las máximas energías de los aceleradores
actuales. Tampoco sabemos dónde se encuentran esos aceleradores cósmicos ni la naturaleza
precisa de las partículas aceleradas.
Los observatorios de rayos cósmicos ultra energéticos que actualmente operan como
AGASA (Teshima, 2001) en Japón y HiRes (Abu-Zayyad et al., 2001) en Estados Unidos, los que
están en fase de construcción como el Observatorio Pierre Auger (Villaseñor, 2001), y los que están
en fase de diseño como EUSO (Scarsi, 2001), Telescope Array (Teshima, 2001) and Kosmotepetl
(Khrenov et al., 2001), todos tienen como objetivos principales la detección de un numero
suficientemente grande de rayos cósmicos ultra energéticos que permita conocer en forma
estadísticamente significativa sus tres propiedades más importantes: i) su espectro de energías, es
decir cuantificar su flujo como función de sus energías, ii) su composición química, es decir
distinguir el tipo de partícula primaria y iii) sus direcciones de llegada, es decir encontrar la
localización de sus fuentes en el cielo. Cabe mencionar que nuestra Universidad Michoacana
participa activamente en dos de los proyectos mencionados: Pierre Auger y Kosmotepetl.
1.1. Corte GZK
En la década de los 60s Greisen e independientemente Kuzmin y Zapsepin (Greisen, 1965;
Zatsepin y Kuzmin, 1966) se dieron cuenta de que protones viajando en el medio intergaláctico con
energías superiores a 5x1019 eV deberían interactuar con los fotones de la radiación cósmica de
fondo para producir otras partículas llamadas piones, por este mecanismo los protones perderían
gradualmente su energía. Cálculos precisos sobre este efecto indican que un protón que llega a la
tierra con energía superior a 5x1019 eV, llamado corte GZK, no puede provenir de una distancia
mayor de alrededor de 100 Mpc (Aharonian y Cronin, 1994; Puget et al., 1976; Stecker y Salomon,
1999; Protheroe y Biermann, 1996), donde un parsec abreviado pc es igual a 3.16 años luz.
Igualmente, núcleos más pesados se foto-desintegran perdiendo su energía aún más rápido al
interactuar con la misma radiación de fondo, por otro lado, los fotones ultraenergéticos pierden
gradualmente la su energía al interactuar con los fotones infrarrojos del medio intergaláctico. Estos
procesos limitan la distancia de las fuentes de las partículas de energías por encima de 10 20 eV a
menos de 100 Mpc de la Tierra (Aharonian y Cronin, 1994; Puget et al., 1976; Stecker y Salomon,
1999; Protheroe y Biermann, 1996). Entre las partículas conocidas solamente los neutrinos pueden
viajar distancias mucho mayores a 100 Mpc sin perder su energía, por esta razón, se estudia en
particular la posibilidad de que la componente de neutrinos ultraenergéticos explique los eventos
que se han observado con energías superiores al corle GZK.
1.2. Técnicas de detección
La manera en que se han medido las propiedades de los cerca de dos docenas de eventos a
estas energías es a través de la detección de las cascadas atmosféricas extendidas que originan las
partículas primarias al interactuar con los núcleos de nitrógeno y oxígeno de la atmósfera terrestre a
decenas de kilómetros de altura. Esta interacción origina un chubasco de partículas secundarias, las
cuales a su vez producen luz fluorescente al interactuar con las moléculas de la atmósfera. Un
primer método de detección consiste en captar la luz de fluorescencia mediante telescopios que sólo
operan de noche, como se ilustra en la figura 2. El chubasco también se puede registrar usando
detectores de partículas esparcidos sobre la superficie terrestre en una área grande, en la figura 2
estos detectores de superficie están representados por rectángulos. El Observatorio HiRes utiliza el
primer método basado en la luz de fluorescencia mientras que Haverah Park (Haverah Park) y
AGASA utiliza el segundo método basado en la detección del chubasco en la superficie. El
Observatorio Pierre Auger superará por mucho la capacidad de detección de estos observatorios no
sólo porque contará con una área de detección 30 veces mayor que la cubierta por AGASA sino
también porque usará ambos métodos de detección y por esa razón será el primer observatorio
importante de tipo híbrido.
El Observatorio Pierre Auger contará con un enorme arreglo de detectores de superficie
para medir la distribución lateral y temporal de las partículas de la cascada a nivel del suelo y con 4
telescopios de fluorescencia para medir el desarrollo longitudinal de la cascada en la atmósfera. La
combinación de ambas técnicas para un subconjunto (10%) de cascadas permitirá obtener una alta
precisión en la determinación de la dirección de arribo y energía, así como una buena separación de
protones, núcleos pesados, rayos gamma y neutrinos entre los rayos cósmicos ultra energéticos
detectados. Por otro lado, los detectores de la siguiente generación como EUSO y Kosmotepetl,
cubrirán una área de detección todavía mayor mediante detectores de luz de fluorescencia situados
en la Estación Espacial.
2. Datos Experimentales
En esta sección revisaremos los datos experimentales referentes al espectro de energía, la
composición y las direcciones de llegada de los rayos cósmicos ultra energéticos.
2.1 Espectro de energía
Debajo de 1014 eV el flujo de partículas se ha medido con detectores a bordo de satélites y
globos aerostáticos debido a que el flujo es suficientemente grande. El flujo está dominado por
protones y otros núcleos ligeros. Se sabe a que el sol es la fuente dominante para protones de
energías cinéticas inferiores a 100 MeV. Con excepción de las sobreabundancias de litio, berilio y
boro debidas a espalación de núcleos más pesados, las abundancias de los diferentes elementos en
los rayos cósmicos son similares a las abundancias en la materia ordinaria de la tierra. Arriba de
1014 eV el flujo de partículas en los rayos cósmicos se ha estudiado únicamente con detectores en el
suelo y con telescopios de fluorescencia y luz Cherenkov debido a que el flujo es muy bajo para los
detectores pequeños de satélites y globos.
El espectro medido de rayos cósmicos, ver figura 1, se puede describir por un conjunto de
funciones de potencias de la energía. De 109 a 1015.5 eV el espectro se ajusta bien con E-2.7. Para
energías alrededor de 1015.5 eV el espectro pasa de E-2.7 a E-3.0. Este cambio en la pendiente
descubierto en 1960 se conoce como “la rodilla”. Para energías superiores a 1017.7 eV el espectro se
agudiza a E –3.3 y se aplana a E-2.7 para energías mayores que 1018.5 eV. Este último cambio se
conoce como el “tobillo”. Una explicación de tobillo es que para energías superiores a 1018.5 eV
existe una nueva componente de rayos cósmicos de origen extra-galáctico que domina sobre la
contribución galáctica que disminuye más rápidamente.
Mediciones recientes de AGASA apoyan esta hipótesis al mostrar que la distribución angular de
eventos alrededor de 1018 eV está mejor correlacionada con el centro galáctico que para energías
superiores.
Para energías mayores que 1019 eV existe una discrepancia reciente entre los dos
observatorios en operación AGASA y HiRes. Mientras que AGASA ha reportado tener 17 eventos
con energías mayores que 1020 eV (Sakaki et al., 2001), HiRes reporta (Sommers, 2001) solamente
2 eventos de los 20 que deberían haber detectado para ser consistentes con el número de AGASA.
Esta discrepancia del número de eventos con energías superiores al corte GZK no se entiende
todavía y esta en proceso de intenso estudio por ambos grupos para lograr un mejor entendimiento
de los errores sistemáticos con que cada observatorio mide la energía de los rayos cósmicos.
2.2 Composición
La composición del rayo cósmico primario se puede medir a través del perfil longitudinal de
las cascadas, el cual es una medida del número de partículas secundarias a lo largo del desarrollo de
la cascada. De este modo se ha establecido que los rayos cósmicos ultra energéticos son
probablemente protones aunque podría también haber componentes de otras partículas conocidas o
aún desconocidas. La posición donde la cascada alcanza el número máximo de partículas se llama
“máximo de la cascada”, X, y se mide en gr/cm2. Este parámetro que depende fuertemente de la
composición del rayo cósmico primario para una energía dada puede ser medido mediante la
técnica que usa telescopios de fluorescencia. El máximo de la cascada para un núcleo pesado es
mayor que para un protón, el cual a su vez es mayor que para un fotón. Otro parámetro sensible a la
composición en el número de muones en la cascada al llegar al suelo. El número de muones en una
cascada iniciada por fotones de energía 1019 eV es 80% menor que el de una cascada iniciada por
protones. A su vez, una cascada iniciada por un núcleo de hierro produce 80% más muones que una
cascada iniciada por un protón, ambos con una energía inicial de 1019 eV.
Los resultados de análisis hechos por Fly´s Eye sugieren un cambio de una composición
dominada por núcleos de hierro a energías de 1017.5 eV a una composición dominada por protones
para energías de 1019 eV (Bird et al., 1993). Sin embargo, AGASA reporta una composición que
permanece mixta hasta energías de 1019 eV (Hayashida et al., 1995). Para confundir más, los datos
reportados por HiRes no están de acuerdo con los de Fly´s Eye (Abu-Zayyad et al., 2001). El
análisis de la composición del rayo cósmico primario es sumamente difícil y se espera que las
discordancias desaparezcan con los datos del observatorio Pierre Auger que tendrá información
híbrida sobre el máximo de la cascada y el contenido de muones para el 10% de los eventos que
serán detectados en el modo híbrido.
Por otro lado, los neutrinos son una posible componente de los rayos cósmicos ultra
energéticos que pueden propagarse a la Tierra sin perder energía. La detección de neutrinos está
basada en la observación de cascadas en ángulos azimutales grandes (Letessier-Selvon, 2001).
2.3 Direcciones de llegada
Dada la restricción impuesta por el corte GZK de que los rayos cósmicos ultra energéticos
deben provenir de nuestra vecindad cósmica con distancias a la tierra inferiores a 100 Mpc, sería de
esperarse que su dirección de llegada mostrara una fuerte correlación con la ubicación de las
galaxias más próximas a la tierra. La distribución de las galaxias en el universo no es homogénea
sino que se encuentran preferentemente en hojas de galaxias. En las intersecciones de estas hojas
ocurren los filamentos de galaxias y en las intersecciones de dos o más filamentos se encuentran los
cúmulos o supercúmulos de galaxias. Suponiendo que los rayos cósmicos son predominantemente
protones y que vienen de distancias inferiores a 100 Mpc, entonces su dirección de llegada debería
apuntar a las galaxias en las que se originaron. Este argumento presupone que el campo magnético
intergaláctico es relativamente pequeño, del orden de nanogaus.
Aunque el análisis de datos de Haverah Park (Haverah Park) sugieren una fuerte correlación
entre la dirección de llegada de eventos con energías mayores que 4x1019 eV y la dirección del
plano súper-galáctico, el cual es la región en el cielo más cercana a la tierra que contiene súpercúmulos de galaxias, esta correlación no ha sido observada en los datos de AGASA (Hayashida et
al., 1996) que se muestran en la figura 3, la cual contiene 58 eventos con energías mayores que
4x1019 eV. Del análisis de estos datos sólo se desprende una ligera correlación con el plano súpergaláctico para eventos con energías entre 1019.1 y 1019.2 eV; estos datos además son consistentes con
una distribución isotrópica de las fuentes (Waxman et al., 1997), lo cual contrasta con la
distribución no isotrópica de galaxias dentro de nuestra vecindad de 100 Mpc. Además, el grupo de
AGASA reporta 5 pares de eventos que tienen la misma dirección de llegada dentro de la
resolución angular de 2.5 grados. La probabilidad de que ocurran estos dobletes en una distribución
isotrópica de las fuentes es de una en mil, es decir que nos es demasiado baja para considerar que la
ocurrencia de los 5 dobletes se debe a que existen fuentes que producen eventos con mayor
frecuencia que otras. Cuando se estudia la población total que consiste en 92 eventos con energías
mayores que 4x1019 eV encuentran 6 dobletes y 2 tripletes, los cuales tienen una probabilidad de
ocurrir aleatoriamente del orden de 0.1 %.
Hasta la fecha no se ha encontrado una fuerte correlación entre las direcciones de llegada de
los rayos cósmicos ultra energéticos y la ubicación de las galaxias más activas que se conocen
dentro de una distancia de 100 Mpc de la tierra. Una manera de entender esta falta de correlación
sería que los rayos cósmicos ultra energéticos sean núcleos más pesados que se desvían más en
presencia de los campos magnéticos intergalácticos debido a su mayor carga eléctrica. Otra
posibilidad es que los protones en efecto predominen pero los campos magnéticos intergalácticos
sean de decenas o cientos de nanogaus y que las mediciones hechas hasta ahora que los estiman en
nanogaus estén plagadas de errores sistemáticos (estas mediciones son difíciles de hacer, se basan
en la rotación de Faraday de luz polarizada atravesar medios condensados en presencia de campos
magnéticos). Por otro lado, esta falta de correlación entre las direcciones de llagada y la ubicación
de las galaxias más activas conocidas dentro de nuestra vecindad nos permite descartar la
posibilidad de que los rayos ultraenergéticos sean predominantemente partículas neutras como
fotones o neutrinos que viajan en línea recta.
Es evidente que la estadística actual no es suficiente para obtener conclusiones definitivas
sobre la observación de estas acumulaciones y que se requieren más eventos. Además, la
interpretación de los datos se ve afectada por la falta de conocimiento de la composición de masa
de
la
partícula
primaria
(Stanev,
1997;
Harari
et
al.,
1999).
La situación de si existen regiones en el cielo de donde provengan más rayos cósmicos ultra
energéticos que de otras se va a aclarar una vez que se tenga un número de eventos de alrededor de
un orden de magnitud mayor, es decir dentro de alrededor de 3 años una vez que el Observatorio
Auger haya acumulado ese número de eventos. El número de eventos esperados para el sitio sur a
un ángulo cenital menor de 60o es de aproximadamente 3000 para energías encima de 1019 eV, y
aproximadamente 30 eventos por encima de 1020 eV por año.
3. Posibles fuentes
Cabe hacer la distinción entre escenarios convencionales de aceleración de origen galáctico
o extragaláctico de rayos cósmicos y escenarios sin aceleración. En el caso de mecanismos
convencionales de aceleración se requieren ondas de choque electromagnéticas que viajen a altas
velocidades en grandes regiones del espacio. Estas ondas se han observado en diversos objetos
astronómicos que van desde objetos relativamente pequeños a nivel cósmico como las supernovas
hasta objetos más grandes y violentos como las galaxias activas. En el caso de fuentes dentro de la
galaxia las partículas aceleradas serían posiblemente núcleos pesados de hierro que debido a su alto
número atómico lograrían permanecer confinadas dentro de la galaxia aún a altas energías. Esta
posibilidad está relacionada con la incertidumbre en la gama de valores del campo magnético
galáctico. Los candidatos favoritos para aceleración fuera de la galaxia son los núcleos activos de
galaxias y las radio galaxias. En ambos casos ocurren procesos sumamente violentos que
posiblemente involucran hoyos negros súper masivos. Otra posibilidad es que los rayos cósmicos se
deban a la aceleración de monopolos magnéticos libres de baja interacción, en caso de que existan,
en los campos magnéticos galácticos o extragalácticos.
En el caso de los escenarios sin aceleración, los mecanismos de producción están basados
en la desintegración de partículas súper masivas X (mX >> 1020 eV) cuya existencia no se ha
demostrado aún. Las extensiones del modelo estándar de las interacciones fundamentales, tales
como las teorías de gran unificación, predicen la existencia de nuevas partículas así como de
defectos topológicos. Estos defectos topológicos pueden ser monopolos magnéticos, cuerdas
cósmicas o paredes de dominio; todos ellos podrían haberse originado en una transición de fase
durante la expansión y enfriamiento del universo temprano (Hill et al., 1987). La escala de energía
típica asociada a estos objetos es la escala de gran unificación del orden de 1024 eV por lo que
podrían producir rayos cósmicos con energías superiores a 1020 eV a través de procesos de
radiación, interacción o colapso. Las partículas X podrían producirse también como reliquias de la
creación del universo. Estas partículas súper masivas se desintegrarían en quarks que a su vez
formarían chorros de piones, protones, neutrones y otros hadrones. Un punto importante es que, a
diferencia del espectro esperado para las teorías con aceleración, el espectro en los modelos sin
aceleración no sigue una curva de potencias en la energía. Una característica de estos modelos sin
aceleración es que junto con los protones se producen rayos gamma y neutrinos abundantemente
que resultan en señales adicionales para la detección e identificación de rayos cósmicos ultra
energéticos.
Todas las posibilidades para producir rayos cósmicos ultra energéticos tienen dificultades.
En el caso de los mecanismos que involucran aceleración el origen del problema es que la
producción se haría en regiones con intercambios de energía muy violentos en las que habría
acumulación de materia que obstaculizaría la salida de las partículas aceleradas. Los neutrinos
estarían libres de esta dificultad dada su baja probabilidad de interacción con la materia y podrían
producir protones ultra energéticos a través de su aniquilación con el fondo de neutrinos
remanentes de la gran explosión que se espera tengan una temperatura de 2 grados Kelvin. En el
caso de producción sin aceleración el problema consiste en que no se tiene evidencia de la
existencia de defectos topológicos o de partículas súper masivas, sin embargo, esta posibilidad no
se debe descartar. Al contrario, a medida que se tengan mediciones más precisas de flujos
asociados de rayos gamas y de neutrinos se podrá reducir la gama de modelos viables para explicar
el origen de los rayos cósmicos ultra energéticos.
4. Conclusiones
La paradoja planteada por la existencia de rayos cósmicos con energías que están por
encima de los 1020 eV es actualmente uno de los temas más controvertidos en la física de
astropartículas de altas energías y puede dar lugar al descubrimiento de nueva física. El problema
subyacente es entender qué son estos rayos cósmicos y saber cómo y dónde se originan. El hecho
de que los protones, fotones y núcleos ligeros y pesados pierden gradualmente su energía al
interaccionar con los fotones de la radiación cósmica de fondo nos permite poner un límite de 100
Mpc a la distancia de proveniencia de estas partículas, por lo que se deben originar en nuestra
vecindad cósmica. Sin embargo, hasta ahora no se ha establecido una correlación entre las
direcciones de llegada del cerca de un centenar de rayos cósmicos, detectados por la media docena
de observatorios presentes o pasados, con las posiciones en el cielo de los objetos más violentos o
de las acumulaciones de galaxias más grandes que conocemos dentro de un radio de 100 Mpc. Esta
correlación se esperaría en caso de que los campos magnéticos galácticos sean del orden de
microgaus y los extragalácticos del orden de nanogaus para que las deflecciones de los protones al
viajar distancias del orden de 100 Mpc fueran de tan sólo un par de grados.
Aunque las mediciones actualizadas de AGASA del extremo superior del espectro de
energía muestran un número significativo de eventos con energías mayores que el corte GZK de
5x1019 eV, las mediciones de HiRes muestran un número diez veces menor al esperado para ser
consistentes con AGASA. Esta divergencia será resulta una vez que se cuente con suficientes datos
del
Observatorio
Auger
en
alrededor
de
3
años.
La observación de los rayos cósmicos ultra energéticos ha motivado gran cantidad de
estudios sobre el origen y la naturaleza de las partículas a energías extremadamente altas. Sin
embargo, todas las fuentes que son compatibles con el conjunto de conocimientos actuales
presentan problemas por lo que es necesario incrementar el número de eventos y conocer con
mayor precisión la composición de estas partículas para poder limitar el número de modelos viables
par su explicación. Por este motivo, es crucial contar con un experimento como el Observatorio
Pierre Auger, actualmente en construcción en Argentina, que sea capaz de proporcionar una
muestra significativa de datos en el extremo superior del espectro de rayos cósmicos con buena
resolución angular y energética, alta sensibilidad a la composición, y una exposición uniforme
sobre todo el cielo.
La Universidad Michoacana participa, junto con otras tres universidades de México, en el
Proyecto Pierre Auger desde 1996. Esta participación mexicana en un experimento internacional es
un ejemplo de integración científica interinstitucional sin precedente en México. El grupo
mexicano ha hecho contribuciones importantes al diseño del Observatorio y a la fecha participa
activamente en su construcción y en el análisis de los datos acumulados. Asimismo, la Universidad
Michoacana participa, junto con la Universidad de Guanajuato y la Universidad Estatal de Moscú,
en el Proyecto Kosmotepetl que permitirá detectar a partir del 2007 un número aún mayor de rayos
cósmicos ultra energéticos para aumentar nuestra comprensión del universo en esta área.
Agradecimientos
La participación del autor en el Observatorio Pierre Auger y en el Proyecto Kosmotepetl ha
sido posible gracias al apoyo de la Coordinación de la Investigación Científica de la UMSNH y al
apoyo del CONACyT.
Bibliografía
Abu-Zayyad, T. et al., (HiRes Coll.), Astropart. Phys. 16, 1, 2001..
Aharonian, F. A. y Cronin, J. W., Phys. Rev. D50, p.1892, 1994.
Bhattacharjee, P. and Sigl, G., Phys. Rep. 327, 109, 2000.
Bird, D,J. et al., Phys. Rev. Lett.71, 3401, 1993.
Bird, D.J. et al., Astrophys. J. 441, 144, 1995
Clay, R. and Dawson, B., 1997. Cosmic Bullets: High Energy Particles in Astrophysics. AddisonWesley. Reading Mass., 200 pp.
Cronin, J.W., International Workshop On Observing Ultra High Energy Cosmic Rays From Space
and Earth, H. Salazar, L. Villaseñor and A. Zepeda (eds), Metepec, Puebla. (Mexico) from August
9-12, 2000, AIP Conf. Proceedings Volumen 566, American Institute of Physics, Melville, NY, p.
1, 2001.
Domokos, G., and Kovesi-Domokos,S., Phys. Rev Lett. 82, 1366,
1999.
Greisen, K, Phys. Rev. Lett. 16, 748, 1965,
Harari,D., Mollerach, S. and Roulet,E. JHEP, 08022, 1999
Haverah Park, http://129.11.68.16/haverah/havpark.shtml
Hayashida, N. et al., J. Phys. G 21, 1101, 1995.
Hayashida, N. et al., Phys. Rev. Lett. 77, 100, 1996.
Hayashida, N. et al., Astrophys. J. 522, 225, 1999.
Hill,C.T, Schramm, D.N. and Walker,T.P. Phys. Rev. D36,1007,
1987
Khrenov B.A., Panasyuk M.I, Alexandrov V.V, Bugrov D.I., Cordero A., Garipov G.K., Linsley J.,
Martinez O., Salazar H., Saprykin O.A., Silaev A.A., Syromyatnikov V.S., Surogatov D.V,
Villaseñor L. and Zepeda A., Space Program Kosmotepetl (Projects Klypve and Tus) for Study of
Extremely High Energy Cosmic Rays. International Workshop On Observing Ultra High Energy
Cosmic Rays From Space and Earth, H. Salazar, L. Villaseñor and A. Zepeda (eds), Metepec,
Puebla. (Mexico) from August 9-12, 2000, AIP Conf. Proceedings Volumen 566, American
Institute of Physics, Melville, NY, p. 57, 2001.
Letessier-Selvon, A., Proceeding of the ICRC, Hamburg 2001.
Nussinov, S. and Shrock, R., Phys. Rev. D59, 105002, 1999
Protheroe, R.J. and Biermann, P.L., Astropart. Phys. 6, 45, 1996.
Puget, J.L., F.W.Stecker, and Bredekamp, J.H., Astrophys. J. 205,
638, 1976.
Sakaki, N. et al., Proc. of 27th. ICRC (Hamburg) 1, 333, 2001.
Scarsi, L., EUSO, International Workshop On Observing Ultra High Energy Cosmic Rays From
Space and Earth H. Salazar, L. Villaseñor and A. Zepeda (eds),, Metepec, Puebla. (Mexico) from
August 9-12, 2000, AIP Conf. Proceedings Volumen 566, American Institute of Physics, Melville,
NY, p. 113, 2001.
Stanev, T., Astrophys. J. 479, 290, 1997.
Stecker, F.W and Salomon, Astrophys. J 512, 521, 1999.
Sommers, P., Plática de la Reunión del Grupo Auger, Malargue Argentina,, 2001.
Springer, R.W., Fly´s Eye Detector, International Workshop On Observing Ultra High Energy
Cosmic Rays From Space and Earth, H. Salazar, L. Villaseñor and A. Zepeda (eds), Metepec,
Puebla. (Mexico) from August 9-12, 2000, AIP Conf. Proceedings Volumen 566, American
Institute of Physics, Melville, NY, p. 22, 2001.
Teshima, M. AGASA Results and Telescope Array Project, International Workshop On Observing
Ultra High Energy Cosmic Rays From Space and Earth, H. Salazar, L. Villaseñor and A. Zepeda
(eds), Metepec, Puebla. (Mexico) from August 9-12, 2000, AIP Conf. Proceedings Volumen 566,
American Institute of Physics, Melville, NY, p. 184, 2001.
Uchihori,Y. et al., Astropart.Phys. 13, 151, 2000.
Villaseñor, L., Ciencia Nicolaita 29, 89, 2001.
Waxman, E. et al., Astrophys, J. 483, 1, 1997.
Weiler,T.J., hep-ph/0103023, 2001.
Zatsepin, G.T. and Kuzmin,V.A, JETP Lett. 4, 78, 1966.
Leyenda de las Figuras
Fig. 1. Mediciones del espectro diferencial de rayos cósmicos. La línea punteada representa la
función E-3. En texto se dan los valores aproximados de flujos integrales para tres energías
diferentes.
Fig. 2. Ilustración de las dos técnicas de detección de rayos cósmicos ultra energéticos. Los
telescopios captan la luz de fluorescencia producida por la interacción de las partículas secundarias
con las moléculas de nitrógeno de la atmósfera; los detectores de superficie, representados por
rectángulos, captan las partículas secundarias que llegan al suelo.
Fig. 3. Distribución de las direcciones de llegada de los rayos cósmicos detectados por AGASA y
20 detectores extras de Akeno (A20) en coordenadas ecuatoriales. Los círculos abiertos representan
rayos cósmicos con energías entre 4-10 x1019 eV y los cuadrados con energías > 1020 eV. Los
círculos sombreados grandes representan cúmulos de eventos dentro de 2.5 grados. Tomada de
(Hayashida et al., 1999).
Fig. 1
Fig. 2
Fig. 3