El misterio de los rayos cósmicos observados por AMS en la ISS

Samuel C. C. Ting (Premio Nobel de Física en 1976) es el investigador principal del experimento AMS (Alpha Magnetic Spectrometer) que está instalado en la ISS (International Space Station) y desde mayo de 2011 está observando rayos cósmicos de diferente tipo y masa. Lo más sorprendente es el exceso de positrones para energías por encima de 300 GeV, cuyo flujo coincide con el flujo de antiprotones y protones (que tienen una masa casi 2000 veces mayor). La aniquilación de una partícula de materia oscura con una masa de 1.2 TeV/c² podría explicar el exceso de positrones y antiprotones, pero no explica que coincida con el de protones. Fuentes astrofísicas, como púlsares y supernovas, explican algunos de estos flujos, pero no todos. La solución al misterio requiere seguir tomando datos y una mente abierta a sorpresas.

AMS seguirá tomando datos en la ISS hasta 2024 (planificación oficial a día de hoy), luego podrá duplicar el número de detecciones recabadas hasta ahora. Muchos de los resultados obtenidos hasta ahora han sido toda una sorpresa y se requieren nuevos modelos teóricos que los expliquen. Junto a AMS, también hay otros detectores de rayos cósmicos en el espacio, como CALET, DAMPE e ISS-CREAM. Dentro de unos diez años deberíamos conocer con bastante detalle el origen de los rayos cósmicos que observan estos detectores. Nos han contado la situación actual Andrei Kounine (MIT) y Samuel Ting (MIT), “High-energy cosmic particles,” ICHEP 2018, 11 Jul 2018 [indico].

El espectrómetro magnético alfa (AMS), además de electrones y positrones, es capaz de detectar núcleos de hidrógeno, deuterio, helio, litio, berilio, etc., hasta hierro y níquel. Los rayos cósmicos más abundantes son los protones (núcleos de hidrógeno), habiéndose detectado unos 300 millones; mientras que solo se han detectado 28.1 millones de electrones y 1.9 millones de positrones.

El espectro de positrones a baja energía (< 3 GeV) coincide con lo esperado; pero por encima de 8 GeV se aplana, lo que sugiere la adición de otra fuente. Por encima de 30 GeV los el flujo de positrones crece alcanzando un máximo a unos 300 GeV, para volver a caer de forma brusca por encima de los 300 GeV. Esta última caída es la esperada si su fuente es la aniquilación de una partícula de materia oscura con una masa de unos 1.2 TeV/c². Sin embargo, la incertidumbre experimental es grande y podría ser un artificio de los pocos datos recogidos.

La acumulación de detecciones en los próximos años tiene que aclarar si la caída del flujo más allá de 300 GeV es brusca (señal de la materia oscura) o mucho más suave (señal de fuentes astrofísicas). El problema es que no tenemos un buen modelo de fuentes astrofísicas que expliquen todos los datos obtenidos por AMS. Por ejemplo, los remanentes de supernovas pueden ajustarse al exceso de positrones, pero no explican el cociente B/C (boro/carbono); si se ajustan al cociente B/C, dejan de explicar los positrones. Esta tensión entre los datos también aparece en los modelos que explican el exceso por efectos durante la propagación de estas partículas. Los púlsares cercanos tampoco explican el exceso (LCMF, 21 Nov 2017).

Una gran sorpresa de los datos de AMS es que el espectro de los protones y de los antiprotones es muy similar. Esto impide pensar que los antiprotones se generan como fuentes secundarias a partir de los protones. Hay que recordar que el espectro de electrones y positrones es muy diferente entre sí. Otra gran sorpresa es que el espectro de los positrones es similar al de protones y antiprotones.

Los rayos cósmicos se separan en primarios, que llegan a nosotros sin haber interaccionado desde sus fuentes y nos dan información fiable sobre ellas, y en secundarios, que interaccionan durante su camino hasta nuestros detectores, dándonos información sobre el medio interestelar que han atravesado. El espectro de rayos cósmicos primarios (helio, carbono y oxígeno) es muy similar entre sí, aunque presenta un inesperado incremento por encima de 200 GeV. Este incremento apunta a fuentes astrofísicas no contempladas en los modelos actuales. El espectro de rayos cósmicos secundarios (litio, berilio y boro) se desvía de una ley de potencia por encima de 200 GeV.

En resumen, incluso si AMS no aporta información sobre la materia oscura, la fuente de sus rayos cósmicos está más allá de lo que conocemos; todo apunta a una población aún desconocida de fuentes. Se espera que en la próxima década se resuelva el misterio. Sin lugar a dudas la física de los rayos cósmicos es apasionante.

3 comentarios

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César César

Los muones que alcanzan la superficie de la tierra también tienen su origen por el impacto de los rayos cósmicos con la atmósfera ? Algo leí de estos leptones con respecto a la contracción del espacio y la dilatación del tiempo, Pero no pude entender

Paco Paco

Sí.
A ver si lo explico de forma que se entienda:
Según “nuestro punto de vista” no deberían sobrevivir tanto como para llegar al suelo y ser detectados.
Pero como van a velocidades relativistas su “tiempo propio” se ralentiza y existen suficiente tiempo como para ser detectados.

Samu Samu

Una pregunta noob : ¿por qué no se usan estos haces de rayos cósmicos como alternativa a los aceleradores de partículas tradicionales? Si son lo suficientemente energéticos, ¿no serían buenos candidatos para colisionarlos con un target fijo y “ver” qué sale? Es el problema principal su baja luminosidad (las pocas colisiones que habría por unidad de tiempo)? ¿No se podría suplir esta baja luminosidad con la altísima energía que traen?

Un saludo.

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