Los rayos cósmicos ultraenergéticos pueden alcanzar energías en la escala de los exaelectrónvoltios, 1 EeV = 10¹⁸ eV, es decir, en la escala de los julios (J). Estos rayos cósmicos son muy poco frecuentes pues su fuente tiene que estar muy cerca (menos de 50 Mpc) para evitar el corte GZK (Greisen–Zatsepin–Kuzmin). El récord actual se observó en 1991 con 320 ± 90 EeV (∼ 51 J) en el detector Fly’s Eye en Utah (EEUU); en 2001 se observó otro con ∼ 280 EeV. Ahora se publica en Science un tercero con 244 ± 76 EeV (∼ 40 J), observado el 27 de mayo de 2021 por detector Telescope Array (Utah). Este observatorio ha detectado 28 rayos cósmicos con energías mayores de 100 EeV entre mayo de 2008 y noviembre de 2021. No se conoce la naturaleza del más energético, pero casi seguro que es un protón. Su colisión contra un núcleo atómico en la atmósfera equivale a una energía de ∼ 700 TeV en el centro de masas (c.m.), es decir, unas cincuenta veces los 13.5 TeV c.m. de las colisiones protón-protón en el LHC del CERN. No se ha podido localizar su fuente, pero debe estar a unos 27 ± 4 Mpc (si es un protón) en la dirección del cielo donde está el Vacío Local adyacente al Grupo Local.
El rayo cósmico más energético observado por el Telescope Array ha merecido un nombre de pila: Amaterasu (una diosa sintoísta cuyo nombre significa «la gran divinidad que ilumina el cielo»). La verdad, no siendo un rayo cósmico ostentando un récord de energía, ni habiéndose localizado la fuente, me sorprende que se haya publicado en Science (en lugar de Science Advances). Los rayos cósmicos con energías superiores a 100 EeV suelen ser protones, aunque también pueden ser núcleos pesados estables, como los de hierro. Son difíciles de detectar porque interaccionan con los fotones del fondo cósmico de microondas (CMB) cuando su energía es superior a 60 EeV (el llamado corte GZK); en esta interacción los protones se desintegran en piones y los núcleos pesados se fotodesintegran. La ventaja es que, gracias a su gran energía, los campos magnéticos desvían poco su trayectoria, con lo que se puede intentar localizar su fuente en el cielo. Por desgracia, no se ha podido localizar la fuente de Amaterasu por encontrarse en el Vacío Local. La mayoría de los restantes rayos cósmicos con energías superiores a 100 EeV provienen de M87, Centaurus A, M82 y otras fuentes bien conocidas.
El rayo cósmico récord se publicó en Astrophysical Journal en 1995, quizás porque ya se había publicado otro similar en Physical Review Letters en 1994; más aún, el segundo se publicó en las actas de un conferencia científica (Proceedings of 27th International Cosmic Ray Conference) en 2001. Parece que ahora es más fácil publicar estas cosas en Science. El tercero se publica en Telescope Array Collaboration, «An extremely energetic cosmic ray observed by a surface detector array,» Science 382: 903-907 (24 Nov 2023), doi: https://doi.org/10.1126/science.abo5095; el récord en D. J. Bird, S. C. Corbato, …, M. A. Huang, «Detection of a cosmic ray with measured energy well beyond the expected spectral cutoff due to cosmic microwave radiation,» Astrophysical Journal 441: 144-150 (1995), 1995ApJ…441..144B; y el segundo en N. Hayashida, K. Honda, …, H. Yoshii, «Observation of a Very Energetic Cosmic Ray Well Beyond the Predicted 2.7 K Cutoff in the Primary Energy Spectrum,» Phys. Rev. Lett. 73: 3491 (1994), doi: https://doi.org/10.1103/PhysRevLett.73.3491.
Para observar rayos cósmicos con una energía mayor de 100 EeV, cuyo flujo estimado es menor de un rayo cósmico por siglo por kilómetro cuadrado, se requiere un área colectora de ∼ 1000 km². El experimento Telescope Array está compuesto por 507 estaciones detectoras de 3 m² cada una espaciadas una distancia de 1.2 km, cubriendo un área total efectiva de 700 km². El rayo cósmico más energético observado entre mayo de 2008 y noviembre de 2021 se observó en 23 de los 507 detectores, con una energía reconstruida de 244 ± 29 (stat.) ⁺⁵¹₋₇₆ (syst.) EeV en el marco de referencia del detector. El análisis de su naturaleza con redes de neuronas artificiales excluye que sea un fotón (rayo gamma) con un nivel de confianza del 99.986 %; además, favorece que sea un protón, aunque el método de análisis no puede distinguir entre un protón y un núcleo pesado para estas energías tan altas.
Comparar los 244 EeV del rayo cósmico Amaterasu con los 320 EeV del de 1991 y los 280 EeV del de 2001 no es un asunto fácil por sus grandes incertidumbres. Como a los miembros de la Colaboración Telescope Array les gustaría el oro del récord, pero deben conformarse con un podio, han decidido sugerir que podrían haber logrado la plata en lugar del bronce para los periodistas científicos. Para ello han calculado la energía de Amaterasu con un método no normalizado (ad hoc), obteniendo 309 ± 37 (stat.) EeV, que sugiere que podrían haber logrado el récord. Para facilitar que algunos periodistas científicos caigan en su trampa, afirman que este valor sin normalizar es más apropiado para comparar la energía de Amaterasu con los 320 EeV del récord de 1991. ¡Cosas de científicos soberbios!
En cualquier caso, lo más relevante en este tipo de rayos cósmicos ultraenergéticos es identificar la fuente, que se encuentra en el Vacío Local. Por desgracia, se descarta que sea PKS 1717+177, ya que está a ∼ 600 Mpc, una distancia demasiado grande comparado con el límite máximo de ∼ 30 Mpc para un protón o un núcleo pesado con una energía de 244 EeV. La fuente podría ser NGC 6946, a 7.7 Mpc, pero es muy poco probable porque está fuera de la región esperada. Así que no se ha podido localizar la fuente, que debería estar entre 7.3 y 15.6 Mpc si es un núlceo pesado, y entre 24 y 30.8 Mpc si es un protón. Poco más se sabe.
Lo más interesante del artículo, en mi opinión, es que Telescope Array ha observado 28 rayos cósmicos con energías superiores a 100 EeV. Esta figura ilustra sus fuentes más probables: M87 (el famoso chorro relativista producido por su agujero negro supermasivo M87*), NGC 4631, NGC 253, M82, Centaurus A, M83 y NGC 4945, entre otras. Pero lo más llamativo del artículo es que los autores acaban con una boutade de física fundamental impactante. En su opinión, que no se haya encontrado la fuente de Amaterasu podría ser una señal de que los campos magnéticos son capaces de desviar los rayos cósmicos de 244 EeV más de lo que predicen los modelos teóricos. Quizás estos rayos cósmicos ultraenergéticos super-GZK apuntan a física más allá del modelo estándar (en sus palabras «an incomplete understanding of particle physics«). Aunque quizás solo haya ocurrido que han sido incapaces de encontrar la fuente. Como es obvio, concluyen su boutade final para regusto de los periodistas científicos con un «no podemos distinguir entre ambas posibilidades». Como es obvio, la navaja de Ockham no deja lugar a dudas, la única posibilidad plausible es la incapacidad de estos investigadores de encontrar la fuente. En mi opinión, este artículo solo debería haberse publicado en Science si se hubiera encontrado la fuente. Aunque si se hubiera publicado en otra revista, no me habría hecho eco de este artículo. Yo también he caído en la boutade de la Colaboración Telescope Array.
Maravillosa información. Muy amables por compartirla.
Qué curioso…un solo protón… Si te paras a pensarlo es lógico, pero así de entrada me ha sorprendido…
Pedro, los rayos cósmicos suelen ser una única partícula (un único fotón, electrón, protón, etc.), salvo en los casos que son núcleos atómicos (que a su escala de energía se comportan como una «única partícula»).
Francis, estaria buena una explicacion del limite GZK. Segun Wikipedia parece que un proton cercano a la velocidad de la luz tiene alta probabilidad de interaccionar con un foton del fondo cosmico de microondas si viaja mas de 160 millones de años luz, o algo asi. Me parecio que este limite no era una barrera solida sino algo asi como que a mayor distancia cae mucho la cantidad de rayos cosmicos sin interaccionar.
Alejol9, la wikipedia (incluso en español) ofrece una explicación perfecta del límite GZK (que ya tiene más de 50 años). Perdón, pero me parece una pérdida de tiempo inútil tener que explicar todas las cosas que ya están bien explicadas en todos lados.
Un protón tiene carga eléctrica, luego puede interaccionar con un fotón del fondo cósmico de microondas. El proceso es muy improbable, pero si el protón recorre una distancia suficientemente larga (que depende de la energía del protón, siendo para un protón de 244 EeV unos ∼ 30 Mpc), acabará ocurriendo con alta probabilidad. El fotón provoca que el protón se excite en una estado metaestable que se desintegra en un protón y un pión neutro (o en un neutrón y un pión cargado). Con dicho proceso el protón pierde energía. Por ello, no se espera observar protones de ultraalta energía producidos por fuentes muy lejanas. Este es el llamado límite GZK publicado en 1966. Como es obvio, en la wikipedia seguro que tienes una mejor explicación para tu nivel de conocimientos.
Gracias Francis.