Observatorio Pierre Auger

-El Observatorio Pierre Auger está emplazado en el hemisferio sur, en los departamentos de Malargüe y San Rafael, provincia de Mendoza, República Argentina.
El Observatorio consiste en un arreglo de 1600 detectores de superficie, distanciados a 1,5 km entre sí y cubriendo una superficie total de 3000 km2. Éstos se complementan con un conjunto de 24 telescopios de fluorescencia de alta sensibilidad, que en las noches despejadas y sin luna observan la atmósfera para detectar la tenue luz ultravioleta que producen las cascadas de rayos cósmicos al atravesar el aire.
Alrededor de 500 científicos de casi 100 instituciones de 18 países participan en este desafío científico.
Los países participantes son: Alemania, Argentina, Australia, Brasil, Croacia, Eslovenia, España, Estados Unidos, Francia, Italia, México, Países Bajos, Polonia, Portugal, Reino Unido, República Checa, Rumania y Vietnam.

El comienzo del Pierre Auger

Un estudio de seis meses en el año 1995 por 140 científicos de 15 países, diseñaron un detector para estudiar los rayos cósmicos de alta energía, cuyo origen es todavía desconocido.
Un grupo internacional de 140 físicos e ingenieros centralizado en el laboratorio del Acelerador Nacional Fermi (Fermilab) a 50 kilómetros al oeste de Chicago, había completado el diseño del detector para el observatorio de rayos cósmicos Pierre Auger, para estudiar los rayos cósmicos de más alta energía observados sobre la tierra. Denominado en honor al físico francés Pierre Auger.
El proyecto es para identificar la fuente desconocida de los rayos cósmicos de más alta energía que llegan a la atmósfera. El grupo de diseño recibió apoyo del Fermilab, la Asociación para la Investigación en las Universidades y la Fundación Nacional de Ciencia de Estados Unidos, UNESCO y la Fundación Grainger.
El Proyecto Pierre Auger comenzó como un taller de seis meses el 30 de enero de 1995. Durante el taller, un grupo central de alrededor 10 científicos trabajaron en el Fermilab. El resto de los participantes fue al Fermilab para encuentros, pero trabajó fundamentalmente en sus propias instituciones, comunicándose electrónicamente en un "taller sin paredes''. En octubre de 1995 el grupo de diseño publicó, en forma de libro, una descripción del detector de rayos cósmicos del Proyecto Pierre Auger.
El informe explico la motivación científica del proyecto y presento un diseño técnico, una visión de los posibles sitios y una estimación de costos. El informe de diseño sirvió como base para una propuesta de solicitud de fondos de los países participantes. En ese momento los miembros del Proyecto Pierre Auger venían de Alemania, Argentina, Armenia, Australia, Brasil, China, Egipto, Estados Unidos, Francia, Italia, Japón, Reino Unido, Rusia, Sudáfrica, Suecia y Vietnam. Una vez que se aseguraron el financiamiento, el Proyecto Auger formo una colaboración para construir y operar los detectores, dos arreglos de 3.000 kilómetros cuadrados, uno en el hemisferio sur y otro en el norte.
En la actualidad un grupo de 550 científicos, de más de 95 instituciones y 18 países observan las lluvias de rayos cósmicos de la más alta energía del nuevo milenio.

Finalidad del Observatorio Pierre Auger

Estas enigmáticas partículas, así como otras de menor energía, llegan a la Tierra desde el espacio exterior, y por ello se las denomina rayos cósmicos. Las de menor velocidad y energía son predominantemente protones y otro núcleos atómicos, por lo cual seria más apropiado llamarlas partículas cósmicas; pero se mantiene el nombre “rayos” por razones históricas.
Los rayos cósmicos son muy abundantes y se los detecta en un rango de enorme energía. Aproximadamente diez mil partículas bombardean por segundo cada metro cuadrado de las capaz superiores de la atmósfera. Pero cuanto mayor es su energía, menor es su abundancia. Los enigmáticos rayos cósmicos con mayor velocidad y energía son una fracción muy pequeña del total: solo unos tres o cuatro por siglo impactan en cada kilómetro cuadrado de la atmósfera terrestre haciendo muy difícil su detección.
Su origen es intrigante, hay evidencias de que aquellos con energía inferior a un determinado umbral tienen su origen en nuestra propia galaxia, la Vía Láctea. Se cree que la mayoría de ellos fueron acelerados en gigantescas ondas de choque producidas por las explosiones de estrellas que forman las llamadas supernovas, sucesos que ocurren en promedio una vez cada cincuenta años e nuestra galaxia. En cambio, no es evidente que dentro de la Vía Láctea se den las condiciones necesarias para acelerar rayos cósmicos más allá del umbral. Las evidencias sugieren que los rayos cósmicos de más de 1018 eV no solo son extraterrestres sino también extragalácticos.
Ahora bien, si los rayos cósmicos más veloces son protones que fueron acelerados en galaxias muy lejanas, no debería detectarse ni uno con energía por encima de una cierta energía de corte (1020 eV) pues los frena el fondo cósmico de radiación. Este fondo esta compuesto por partículas de luz (fotones) de muy baja energía, remanentes del Big Bang, que pernean todo el universo. Pese a tener una energía 1023 veces menor, un fotón de la radicación cósmica de fondo es capaz de frenar a un protón rápido pues al chocar entre sí, producen una nueva partícula llamada pión, que se lleva una fracción considerable de la energía del protón. La probabilidad de que produzca un choque tal es significativa, pues los fotones de la radiación cósmica de fondo abundan: hay unos 400 en cada centímetro cúbico en todo el universo. Esto da origen a un efecto llamado GZK por Greisen, Zatsepin y Kuzmin, los científicos que lo calcularon en 1966, por el cual la mayoría de los protones o núcleos atómicos con energías más allá del corte, pierden el exceso tras recorrer distancias superiores a los 150 millones de años luz. Esta distancia, muy grande a la escala humana, representa tan solo nuestro vecindario galáctico que observamos galaxias casi 100 veces más lejanas.
En síntesis, si los rayos cósmicos de mayor energía son protones o núcleos atómicos provenientes de galaxias muy lejanas, es casi imposible que llegue a la Tierra una partícula con energía por encima del corte de 1020 eV.
El objetivo del Observatorio Pierre Auger es determinar el origen y la identidad de los rayos cósmicos y dar otro paso adelante en la comprensión de nuestro universo.
Este estudio inicia otra manera de hacer astronomía, basada en la observación de rayos cósmicos de alta energía, que aportará una información distinta de la que se obtiene con el modo tradicional basado en la observación de luz visible u otras formas de radiación electromagnética.

Colaboración Internacional

ALEMANIA

Bergische Universität Wuppertal
http://astro.uni-wuppertal.de/

Forschungszentrum Karlsruhe - Institut für Kernphysik
http://www.fzk.de/fzk/idcplg?IdcService=FZK&node=Home

Forschungszentrum Karlsruhe - Institut für Prozessdatenverarbeitung und Elektronik
http://www.ipe.fzk.de/projekt/auger/

Max-Planck-Institut für Radioastronomie and Universität Bonn

Rheinisch-Westfälische Technische Hochschule (RWTH) Aachen
http://www.physik.rwth-aachen.de/group/IIIphys/III_de.html

Universität Karlsruhe (TH) - Institut für Experimentelle Kernphysik (IEKP)
http://www-ekp.physik.uni-karlsruhe.de/

Universität Siegen
http://www.hep.physik.uni-siegen.de/

AUSTRALIA

University of Adelaide
http://www.physics.adelaide.edu.au/ astrophysics/pierre/index.html

BRASIL

Centro Brasileiro de Pesquisas Fisicas (CBPF)
http://www.auger.cbpf.br/

Pontifícia Universidade Católica

Universidade de Sao Paulo - Inst. de Fisica

Universidade Estadual de Campinas (UNICAMP)
http://www.ifi.unicamp.br/AUGER/

Universidade Estadual de Feira de Santana (UEFS)

Universidade Estadual do Sudoeste da Bahia (UESB)

Universidade Federal da Bahia

Universidade Federal do ABC (UFABC)

Universidade Federal do Rio de Janeiro (UFRJ)

Universidade Federal Fluminense

ESLOVENIA

University of Nova Gorica
http://www.p-ng.si/public/pao/

ESPAÑA

Instituto de Física Corpuscular, CSIC-Universitat de València

http://ific.uv.es

Universidad Complutense de Madrid
http://www.ucm.es/info/ucmp/

Universidad de Alcalá de Henares
http://www2.uah.es/spas

Universidad de Santiago de Compostela
http://www-fp.usc.es/~astro/

University of Granada
http://cafpe3.ugr.es/

ESTADOS UNIDOS

Case Western Reserve University
http://hea.case.edu/auger/index.html

Colorado School of Mines

Colorado State University, Fort Collins
http://www.physics.colostate.edu/Research/astro

Colorado State University, Pueblo

Columbia University

Fermilab National Accelerator Laboratory (and Argonne National Laboratory)
http://www.auger.org/

Louisiana State University
http://www.phys.lsu.edu/

Michigan Technological University
http://www.phy.mtu.edu/~dfnitz/auger/

New York University

Northeastern University
http://www.hep.physics.neu.edu/auger/

Ohio State University
http://www.physics.ohio-state.edu/

Pennsylvania State University
http://www.phys.psu.edu/research/astro/

Southern University

University of California, Los Angeles
http://www.physics.ucla.edu/~auger/

University of Chicago
http://aupc1.uchicago.edu/auger.html/

University of Colorado

University of Hawaii

University of Minnesota

University of Nebraska

University of New Mexico
http://nmcpp.phys.unm.edu/research/auger.phtml

University of Utah
http://augersw1.physics.utah.edu

University of Wisconsin - Madison

University of Wisconsin - Milwaukee

FRANCIA

Institut de Physique Nucléaire, Orsay (IPNO)
http://ipnweb.in2p3.fr/~auger/

Laboratoire AstroParticule et Cosmologie Université Paris VII
http://cdfinfo.in2p3.fr/APC_GP/ScienceAPC/ Experiences/ auger.html

Laboratoire de l'Accélérateur Linéaire (LAL), Orsay
http://auger.lal.in2p3.fr/

Laboratoire de Physique Nucléaire et de Hautes Energies (LPNHE),
Université Paris 6
http://lpnhe-auger.in2p3.fr/

Laboratoire de Physique Subatomique et de Cosmologie (LPSC) - Grenoble
http://lpsc.in2p3.fr/DRAC/une.htm

HOLANDA

Institute for Mathematics, Astrophysics and Particle Physics (IMAPP), Radboud Universiteit

Kernfysisch Versneller Instituut (KVI), Rijksuniversiteit Groningen
http://www.kvi.nl/

Nationaal Instituut voor Kernfysica en Hoge Energie Fysica (NIKHEF)

Stichting Astronomisch Onderzoek in Nederland (ASTRON), Dwingeloo

ITALIA

Dipartimento di Fisica dell'Università and INFN, L'Aquila
http://www.univaq.it/

Dipartimento di Fisica dell'Università and Sezione INFN, Milano
http://topserver.mi.infn.it/auger/

Dipartimento di Fisica dell'Università di Napoli “Federico II” and Sezione INFN, Napoli
http://www1.na.infn.it/wsubnucl/cosm/auger/ index2.html

Dipartimento di Fisica dell'Università di Roma “Tor Vergata” and Sezione INFN Roma II
http://www.fisica.uniroma2.it/

Dipartimento di Fisica e Astronomia dell'Università di Catania & Sezione INFN, Catania
http://www.ct.infn.it/dip.php

Dipartimento di Fisica Sperimentale dell'Università and Sezione INFN, Torino
http://www.to.infn.it/auger/

Dipartimento di Fisica, Università del Salento and Sezione INFN

Istituto di Fisica dello Spazio Interplanetario (INAF), Dipartimento di Fisica Generale dell'Università and Sezione INFN, Torino
http://www.ifsi.rm.cnr.it/index.php?categoryid=1

Laboratori Nazionali del Gran Sasso, INFN

Osservatorio Astrofisico di Arcetri

MÉXICO

Benemérita Universidad Autónoma de Puebla (BUAP)
http://www.fcfm.buap.mx/

Centro de Investigación y de Estudios Avanzados del IPN (CINVESTAV)
http://www.fis.cinvestav.mx/~auger/

Universidad Michoacana de San Nicolás de Hidalgo
http://www.ccu.umich.mx/

Universidad Nacional Autónoma de México
http://www.auger.unam.mx/

POLONIA

The Henryk Niewodniczanski Institute of Nuclear Physics, Polish Academy of Sciences
http://www.ifj.edu.pl/

University of Lódz
http://www.uni.lodz.pl/portal/

PORTUGAL

Laboratory of Instrumentation and Experimental Particle Physics (LIP)
http://www.lip.pt/

REINO UNIDO

Oxford University

University of Leeds, School of Physics & Astronomy
http://www.ast.leeds.ac.uk/Auger/


REPÚBLICA CHECA

Charles University Prague, Institute of Particle and Nuclear Physics

Institute of Physics (FZU) of the Academy of Sciences of the Czech Republic
http://www.fzu.cz/

RUMANIA

• Horia Hulubei National Institute for Physics and Nuclear Engineering

• University of Bucharest

• University Politehnica of Bucharest

VIETNAM

Institute of Nuclear Science and Technology of Hanoi (INST)

Equipamiento

-Detectores de fluorescencia 

En lugar de detectar las partículas de la lluvia cósmica al llegar a la superficie terrestre, el observatorio de fluorescencia registra el paso de la cascada por la atmósfera. Una lluvia de rayos cósmicos de la mayor energía contiene aproximadamente 1011 (cien mil millones) de partículas, que surcan la atmósfera a una velocidad cercana a la de la luz. Estas partículas chocan con las moléculas del aire excitando sus estados electrónicos los que, al desexcitarse, producen luz de la misma forma que lo hace una lámpara de neón. Aproximadamente el 0,005% de la energía de un rayo cósmico se convierte en luz fluorescente, lo que equivale a la luz emitida por un foco de unos 25 vatios, que atraviesa la atmósfera a la velocidad de la luz en 1/100000 de segundo. La fluorescencia producida es mayoritariamente luz ultravioleta.

Para detectar esta fluorescencia hay cuatro edificios de telescopios en la periferia del arreglo de superficie llamados: Los Leones, Coihueco, Los Morados y Loma Amarilla, abarcando cada uno un ángulo de 180º con seis telescopios que observan un ángulo de 30º cada uno.
Cada telescopio consta de un espejo esférico, que concentra la luz de su área de visión sobre una cámara. Su principio de funcionamiento es como de una cámara digital: posee 440 pixeles, en un arreglo de 22x20. Cada píxel es un tubo fotomultiplicador, de unos 4,5 cm de diámetro, sensible a la luz ultravioleta.
Los telescopios tienen una óptica de tipo Schmidt, es decir, con una lente para corregir la aberración por coma y un diafragma de apertura. Además, en la apertura existe un filtro que solo deja pasar luz ultravioleta, para reducir la luminosidad de fondo.

El telescopio de fluorescencia solo puede operar cuando la luz de fondo es mínima, esto es, en noches despejadas sin luna. Sin embargo, la información que provee es extremadamente valiosa, ya que proporciona una medición directa de la luz que la lluvia deja en su paso por la atmósfera, lo que permite reconstruir con alta precisión la energía del rayo cósmico primario. Este dato permite calibrar el detector de superficie. También proporciona una muy buena medición del plano formado por la dirección de arribo del rayo cósmico y el observatorio.
Para una buena determinación de la energía, es importante conocer la atenuación atmosférica por lo que se requiere un complejo sistema de monitoreo atmosférico llamado Lidar (Light Detection and Ranging), basado, entre otras cosas, en un sistema de láser pulsado y análisis de la señal dispersada por la atmósfera.

-Detectores de superficie
El detector de superficie, llamado también el “arreglo de superficie” consiste en un conjunto de 1600 detectores individuales. La distancia entre estos detectores es de 1500 metros, con lo que abarcan una superficie de 3000 km2. la distancia entre los detectores fue escogida de forma tal que un chubasco atmosférico de energía superior a los 5x1018 eV, que al llegar a la superficie de la Tierra tiene una extensión de unos 5-10 Km. y llegue activar al menos 4 o 5 detectores.
Cada uno de los detectores consiste en un tanque cilíndrico de 3,6 m de diámetro y 1,5 m de altura. Están fabricados en polietileno, por un proceso de rotomoldeo. En su interior contienen 12000 litros de agua de máxima pureza. El tanque esta herméticamente cerrado y posee un revestimiento que garantiza que en su interior se halle en absoluta oscuridad. Cada detector posee además un sistema de colector solar, baterías y electrónica asociada, que les garantiza un funcionamiento autónomo, prácticamente sin mantenimiento.
Las partículas de un chubasco atmosférico extendido son tan penetrantes que pueden atravesar el tanque sin ser absorbidas por sus paredes. Cuando las partículas atraviesan el agua a muy altas velocidades (para ser precisos, a velocidades superiores a la de la luz en el agua, que es algo menor que la velocidad de la luz en el vacío), el medio emite una tenue luz ultravioleta, que en su mayor parte no es visible al ojo humano, llamada radiación Cherenkov. La luz Cherenkov es emitida en un cono a lo largo de la dirección de la partícula que lo genera, al igual que una onda de choque de un avión ultrasónico. Se requiere muy alta pureza en el agua de los tanques por dos razones: por un lado, no debe contener contaminantes que absorban la luz Cherenkov, y por otro, debe estar suficientemente libre de bacterias y nutrientes para que no se degrade en el tanque cerrado durante 20 años que durará el experimento.

El interior del tanque está recubierto por un material de gran capacidad de reflexión y difusión de la luz Cherenkov, la que redirige tres tubos muy sensibles que multiplican la intensidad de la luz recibida llamados fotomultiplicadores. Si bien la luz Cherenkov producida por un chubasco atmosférico es muy tenue, los tubos fotomultiplicadores son altamente sensibles. Su principio de funcionamiento es de alguna manera inverso a la de un televisor o monitor de una computadora: en un monitor, una señal eléctrica es convertida en un haz de electrones que son redirigidos a la pantalla, que contiene un recubrimiento que produce la luz cuando impactan en él los electrones. En un tubo fotomultiplicador, cuando la luz exterior incide sobre la pantalla, que tiene un recubrimiento semiconductor, esta libera electrones hacia el interior del tubo. Una tensión eléctrica acelera esos electrones, haciéndolos impactar contra sucesivas láminas metálicas, a las que les arranca una cascada de electrones, que a la salida del tubo son suficientes para producir un pulso eléctrico detectable.
Una vez que la electrónica del detector registra una señal de los fototubos que supere un cierto umbral, transmite la información del evento a una de las cuatro estaciones colectoras, por medio de un sistema de comunicación inalámbrico de frecuencia de radio. Estas estaciones colectoras a su vez retransmiten la información a la estación central en Malargüe, por un enlace de microondas.
Cuando el detector registra un evento, en la estación central se analiza si los detectores vecinos también observaron algo. De esta manera, un evento queda registrado como una serie de señales tomadas en distintos detectores. Esto permite reconstruir con alta precisión la posición de impacto de la lluvia.
La dirección de arribo del rayo cósmico primario (que coincide con la dirección de llegada de la lluvia cósmica) se determina a partir de la diferencia de tiempo de arribo de la lluvia de los distintos detectores. Para ello es necesario determinar tiempos de llegada con una precisión de 1/50 de millonésima de segundo, que se logra con un sistema de GPS (sistema de posicionamiento global basado en una constelación de satélites).
La energía del rayo cósmico primario puede deducirse de la energía detectada en cada tanque como luz Cherenkov, y comparando las mediciones con simulaciones en computadora de la lluvia y el proceso de detección, se obtienen los datos.

¿Qué es la Radiación Cherenkov?
La "Radiación Cherenkov" es la luz emitida por un medio transparente cuando partículas cargadas lo cruzan a una velocidad mayor a la de la luz en ese medio. El efecto, descubierto por Cherenkov en 1934, mientras estudiaba el efecto de los rayos gamma en los líquidos, y explicado en 1937 por I. E. Tamm y I. M. Frank, es análogo a la creación de una explosión de sonido cuando un objeto excede la velocidad del sonido en ese medio. La luz se emite solamente en direcciones con inclinaciones en ciertos ángulos respecto de la dirección del movimiento de la partícula y de su momento (energía). Entonces, simplemente midiendo el ángulo entre la radiación (luz) y la trayectoria de la partícula, se puede determinar la velocidad de la misma. El efecto se utiliza en el contador Cherenkov, un dispositivo para detectar partículas muy rápidas y determinar su velocidad o para distinguir entre partículas con diferentes velocidades.

-Telescopio Lidar

Junto a cada uno de los edificios de fluorescencia (Los Leones, Coihueco, Los Morados y Loma Amarilla) se encuentra instalado el Telescopio LIDAR (Light Detection and Ranging). La finalidad de este instrumento es medir la opacidad de la atmósfera debido a la presencia de aerosoles (partículas como hielo, polvo, humo, etc.) o cobertura de delgadas capas de nubes en los estratos superiores de la atmósfera.

Este instrumento dispara un rayo láser hacia el cielo y mide los reflejos producidos por las partículas en suspensión. El LIDAR se encuentra barriendo el cielo nocturno, siguiendo una rutina, hasta que se produce un evento cósmico. En cuanto esto ocurre, se dispara el láser hacia la dirección de donde proviene la cascada cósmica para medir la opacidad de la atmósfera en esa región del cielo.

La luz que capta el Telescopio de Fluorescencia cuando se produce una lluvia de rayos cósmicos, esta directamente relacionado con la opacidad de la atmósfera; de ahí la vital importancia de conocer su anatomía para poder reconstruir la cascada lo más aproximadamente posible. Todo este equipo es controlado por control remoto desde el centro de adquisición de datos (CDAS) en Malargüe.

Proyecto HEAT

El Observatorio Auger fue diseñado para observar cascadas de partículas, producidas por rayos cósmicos de energías de más de 1018 electrónvoltios (eV). Ahora, el proyecto HEAT permite detectar rayos cósmicos con energías diez veces más bajas (1017 eV), utilizando telescopios de fluorescencia similares a los de Auger, pero que observan la atmósfera a mayores alturas.
Se trata de tres telescopios de fluorescencia instalados en Cerro Coihueco. Si bien los telescopios son idénticos a los 24 telescopios de fluorescencia del Observatorio Auger, hay una característica que los distingue: están montados en sendos contenedores, que pueden ser inclinados en un ángulo de 30 grados, de forma tal que los telescopios observen regiones más altas de la atmósfera. Esto permite detectar lluvias atmosféricas que se producen a mayor altura, producidas por rayos cósmicos de menor energía. Su estudio permitirá avanzar en el estudio de la composición de estos rayos cósmicos (es decir, saber qué tipo de partícula es el rayo cósmico primario).
Los rayos cósmicos de energías más bajas provienen de nuestra propia Galaxia, la Vía Láctea, mientras que los de las más altas energías posiblemente sean extragalácticos. Ampliar el rango de energías con HEAT y estudiar la composición de los rayos cósmicos permitirá deducir a qué valores de energía se produce la transición entre la componente galáctica a la extragaláctica.
El proyecto HEAT es liderado por el Dr. Hans Klages de la Universidad de Karlsruhe (Alemania). 

Visitas

Horarios:
VISITAS GENERALES:
Lunes a Viernes 17 horas.
VISITAS para ESCUELAS:
Contactarse: info@auger.org.ar
FERIADOS: según disponibilidad de disertantes, por favor comuniquese con nosotrros.
ENTRADA GRATUITA

El Observatorio Pierre Auger es un Observatorio Astrofísico, estudia rayos cósmicos que llegan del espacio exterior, es otra forma de hacer astronomía pero basado en el estudio de partículas energéticas. Por lo cual nosotros no tenemos telescopios ópticos, al no ser un observatorio astronómico tradicional.
Contamos con visitas de lunes a viernes a las 17:00 horas, son gratuitas y no es necesario registrarse con anterioridad. La sala cuenta con el material científico con el que trabaja el experimento y tiene una capacidad para 50 personas. Estas duran una hora y la misma consiste en contar el trabajo, funcionamiento y actualidad del observatorio a través de presentaciones y videos. Las visitas están orientadas para público en general y por ello, en ese horario NO podemos recibir escuelas. Los colegios deben contactarse y solicitar una visita especial.