rayos cosmicos

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evidencia de que los de mayor energa son producidos en cata-clismos astrofsicos fuera de la Va Lctea. Su flujo disminuyerpidamente a medida que aumenta su energa, como se puedever en la Figura 1; pasan de centenas de partculas por metrocuadrado por estereorradin por segundo, para los de bajasenergas (alrededor de 109 electronvolts un 1 seguido de nue-ve ceros), hasta flujos 30 rdenes de magnitud menores para losde energas superiores a 1020 electronvolts. Estas ltimas ener-gas, equivalentes a decenas de caloras son sorprendentes, altomar en cuenta que son las partculas individuales con mayo-res energas detectadas en el Universo.

Los primeros eventos de rayos csmicos con energas supe-riores a 1020 electronvolts, llamados ultraenergticos, se detec-taron en la dcada de los sesenta (Clay y Dawson, 1997). Des-de entonces media docena de observatorios distribuidosalrededor del mundo, que usan tcnicas muy diferentes entre s,han detectado cerca de dos docenas de eventos independiente-mente, por lo que la existencia de estos eventos es un hechoirrefutable.

os rayos csmicos son las partculassubatmicas con las mayores ener-gas detectadas hasta ahora en elUniverso. Constituyen un misterio

cientfico, pues desconocemos su naturaleza,origen y mecanismo de produccin. El Obser-vatorio Pierre Auger contribuir a aclarar estemisterio.

INTRODUCCIN

Los rayos csmicos son partculas que lleganconstantemente a la Tierra provenientes del es-pacio exterior, y son imperceptibles para el ojohumano. Los de ms bajas energas provienendel Sol y de otras estrellas cercanas. Otros msenergticos pueden provenir del centro de lagalaxia, de explosiones de estrellas o de otrosefectos violentos en la galaxia. Existe cierta

Rayos csmicos ultraenergticos:el Observatorio Pierre Auger

En el proyecto Pierre Auger, que busca desentra-ar los misterios de los rayos csmicos ultraener-gticos, participa de forma directa y desde 1996un grupo de investigadores mexicanos prove-nientes de cuatro instituciones.

Humberto Salazar Ibargen y Luis Manuel Villaseor Cendejas

L

Comunicaciones libres

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Los rayos csmicos ultraenergticos constituyen un mis-terio digno de explorarse con cuidado. En efecto, actualmenteignoramos no slo qu mecanismo utiliza la naturaleza paraacelerar estas partculas hasta energas 100 millones de vecesmayores que las mximas energas logradas en los laboratoriosterrestres, sino tambin dnde se encuentran esos acelerado-res csmicos y cules son las partculas aceleradas.

Las propiedades de los rayos csmicos ultraenergticos sehan medido a travs de la deteccin de las cascadas atmosfri-cas extendidas que originan las partculas primarias al interac-tuar con los ncleos de nitrgeno y oxgeno de la atmsfera terrestre, a decenas de kilmetros de altura (ver Figura 2). Estainteraccin origina un chubasco de partculas secundarias quea su vez producen luz fluorescente al interactuar con las mo-lculas de la atmsfera. Un primer mtodo de deteccin con-siste en captar la luz de fluorescencia mediante telescopios que slo operan de noche. Un segundo mtodo consiste en re-gistrar el chubasco, usando detectores de partculas esparcidossobre la superficie terrestre. Los dos observatorios que operanactualmente son llamados HiRes (www.cosmic-ray.org) y AGASA(www.akeno.icrr.u-tokyo.ac.jp/AGASA). El Observatorio HiRes,situado en Estados Unidos, utiliza el primer mtodo, mientrasque AGASA, localizado en Japn, utiliza el segundo. Sin embar-go, las observaciones reportadas por ambos observatorios estnen desacuerdo en sus mediciones de energa en alrededor de un20 por ciento; esto origina tambin un desacuerdo en cuanto alnmero de eventos con energas superiores a 1020 elec-tronvolts que cada laboratorio reporta. El Observa-torio Pierre Auger (Cronin, 2001; Bluemer, 2003;Auger Coll, 2003) es un esfuerzo internacional(www.auger.org) cuyo objetivo principal es estu-diar los rayos csmicos ultraenergticos conun detalle sin precedente, superando pormucho la capacidad de deteccin de es-tos dos observatorios. Adems de contarcon una rea de deteccin 30 veces ma-yor que la de AGASA, el observatorioAuger usa ambos mtodos de deteccinpara obtener una alta precisin en ladeterminacin de la direccin de arriboy de la energa de los rayos csmicos, porlo que sin duda contribuir a resolver deuna vez por todas la controversia observa-cional actual. Asimismo, el Observatorio PierreAuger nos permitir saber qu partculas estn

Rayos csmicos ultraenergticos

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Energa (eV)

1 partcula por kmcuadrado-ao

1 partcula por metro cuadrado-ao

Flujo de rayos csmicos

1 partcula por metro cuadrado-segundo

Figura 1. Mediciones del espectro diferencial de rayoscsmicos. La lnea punteada representa la funcin E-3.En texto se dan los valores aproximados de flujos inte-grales para tres energas diferentes.

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involucradas, debido a que fue diseado para lograr una mejorseparacin estadstica de las cascadas atmosfricas originadaspor diferentes partculas primarias: ncleos pesados, protones,rayos gamma y neutrinos.

DESCRIPCIN DEL OBSERVATORIO PIERRE AUGER

El proyecto fue iniciado por el profesor James W. Cronin, pre-mio Nobel de fsica en 1980, quien por cierto ha visitado M-xico en varias ocasiones. En esta colaboracin internacionalparticipan actualmente cerca de 180 cientficos de 19 pases(www//auger//org//arDIAGcinetificoDIAGPGSDIAGcola-b_intDIAGcolabint//html). El observatorio completo constarde dos sitios, uno en el hemisferio norte y el otro en el sur. Ac-tualmente se est construyendo el observatorio del sur en laprovincia de Mendoza, Argentina. Este sitio es especialmenteinteresante debido a que har posible la exploracin de unaparte del cielo que no ha sido explorado an con este tipo deinstrumentos, con una vista preferencial al centro galctico, in-cluyendo fuentes potenciales y distribuciones de materia queno se pueden ver desde el norte. El plan es terminar el obser-vatorio del sur para finales de 2005.

Cada uno de los dos sitios del Observatorio Pierre Augercontar con un gigantesco arreglo de detectores de superficie ycuatro detectores de fluorescencia. Los detectores de superficiemedirn la distribucin lateral y temporal de las partculas dela cascada a nivel del suelo, mientras que los detectores de fluo-rescencia medirn el desarrollo longitudinal de la cascada en laatmsfera por encima del arreglo de superficie. En total habrmil 600 detectores de superficie espaciados 1.5 kilmetros unosde otros, en una distribucin triangular sobre una rea de 3 milkilmetros cuadrados. Cada uno de estos detectores, llamadostambin detectores Cherenkov de agua (ver Figura 3), est cons-tituido por un tanque cilndrico de polietileno de 3.6 metros dedimetro y de 1.65 de altura, lleno con 12 toneladas de agua fil-trada contenida en el interior de una bolsa hecha con un ma-terial altamente reflectivo. Las partculas cargadas que llegan alsuelo producen luz al atravesar el agua debido al llamado efec-to Cherenkov; esta luz es detectada mediante tres fototubosinstalados en la parte superior dentro de cada tanque detector.Los detectores de superficie operan con alimentacin solar, y se comunicarn con una estacin central usando conexiones deradio. La direccin de arribo de los rayos csmicos primarios se obtiene a travs de la medicin precisa del tiempo de llega-da de las partculas que van al frente de las cascadas a cada de-


100 mil millones de partculas a nivel del marfotones, electrones (99%), muones (1%) Estaciones del arreglo de superficie

12 km

6 km6 km

Cascada extendida de 10 EeV (EAS)

Figura 2. Simulacin de un protn csmico de altaenerga (1019 electronvolts) que incide sobre la atms-fera de la Tierra. Al chocar con los ncleos de las mol-culas del aire da origen a una cascada de partculas su-batmicas que viajan a travs de la atmsfera y que alllegar al suelo pueden cubrir una rea de varios kilme-tros cuadrados.

Cada uno de los dos sitios del Observatorio Pierre Auger

contar con un gigantescoarreglo de detectores de superficie y cuatro

detectores de fluorescencia


tector de superficie; este tiempo se mide con precisin de na-nosegundos, mediante un receptor del sistema satelital de posi-cionamiento global montado en cada detector. Los detectoresde fluorescencia consisten en cuatro ojos (ver Figura 3) en laperiferia del arreglo de superficie con 6 telescopios cada uno. Asu vez, cada telescopio consta de un conjunto de 440 fototubosmontados sobre una placa situada en el plano focal de un espe-jo de 3.4 metros de radio de curvatura. El campo visual de ca-da telescopio es de 30 grados en ngulo azimutal, por 30 gradosen ngulo cenital.

La composicin del rayo csmico primario se puede medira travs de dos parmetros: la posicin del mximo en el nme-ro de partculas en la cascada a lo largo de su perfil longitudi-nal, medido por los detectores de fluorescencia, y el contenidode muones en la cascada al llegar al suelo, medido por los de-tectores de superficie. Como ya mencionamos, el flujo de rayos


Figura 3. Detector Cherenkov del arreglo de superficieinstalado en el Observatorio Pierre Auger en la provin-cia de Mendoza, Argentina. Al fondo a la derecha y enel inserto se ve el edificio Los Morados, que albergauno de los cuatro detectores de fluorescencia.


csmicos ultraenergticos es muy pequeo; por ejemplo, arribade 1019 electronvolts llega slo uno por kilmetro cuadrado porestereorradin por ao, mientras que arriba de 1020 electron-volts llega slo uno por km2 por estereorradin por siglo. Esteflujo tan pequeo requiere que cada sitio del observatorio ten-ga un gran poder de captacin; este parmetro de diseo recibeel nombre tcnico de apertura y tendr un valor de 7 mil 400kilmetros cuadrados por estereorradin para cada sitio. Estaapertura tan grande se traduce en que el nmero de eventos es-perados en cada sitio para un ngulo cenital menor de 60 gra-dos, ser de 3 mil por ao para energas superiores a 1019 elec-tronvolts, y aproximadamente 100 veces menor para eventoscon energas por encima de 1020 electronvolts.

La etapa de diseo del Observatorio Pierre Auger empez enfebrero de 1995, y termin en 1999; le sigui la etapa de cons-truccin del observatorio del sur, que empez en marzo de 1999.Hasta mediados del 2005 se han instalado ya 740 detectores desuperficie y 18 telescopios de fluorescencia; con estos detecto-res parciales se han detectado ya decenas de miles de eventoscon energas mayores a 1019 electronvolts, incluyendo miles deestos eventos registrados en modo hbrido, es decir, detectadospor al menos un detector de fluorescencia y por varios detec-tores de superficie al mismo tiempo (ver Figura 4), haciendoposible que el Auger sea el primer observatorio en medir laenerga de los rayos csmicos ultraenergticos en forma inde-pendiente de simulaciones de Monte Carlo. De hecho, a par-tir del mes de octubre del 2003, el Observatorio Auger del Surse convirti en el arreglo de detectores ms grande del mundo,duplicando la apertura del observatorio AGASA. El observatoriodel sur terminar de construirse a finales del 2006, con un cos-to de aproximadamente 50 millones de dlares, de los cualesMxico habr aportado cerca del 2.5 por ciento en componen-tes fabricados en la industria mexicana, principalmente a tra-vs de los tanques de polietileno que se usan como detectoresCherenkov en el arreglo de superficie. Por otro lado, el Obser-vatorio Auger del Norte se construir en el suroeste de EstadosUnidos, en el estado de Utah o de Colorado, comenzando en2005 y con miras a concluir en 2007. La participacin mexica-na en el Observatorio Auger del Norte consistir en apoyo conestudiantes, tcnicos y profesores durante la instalacin de losdetectores que se usarn, as como en las pruebas preliminaresy en el anlisis de los datos que se obtendrn. La participacinfinanciera del grupo mexicano en el observatorio del norte sedefinir una vez que se cumpla con los compromisos adquiridoscon el observatorio del sur.


Figura 4. Ejemplo de un evento de alrededor de 2 1019 electronvolts detectado en modo hbrido por el Ob-servatorio Pierre Auger del Sur. La figura de la izquier-da muestra los seis detectores de superficie activados,con el tamao del crculo amarillo proporcional al n-mero de partculas captadas por cada uno; las lneaspunteadas corresponden a la direccin hacia cada unode los dos telescopios de fluorescencia que simultnea-mente detectaron el evento; el punto de interseccincorresponde al centro del chubasco al chocar con elsuelo. La figura de la derecha muestra el desarrollo lon-gitudinal del chubasco, es decir, el nmero de partcu-las detectadas en cada detector de superficie como fun-cin de la distancia al centro del chubasco; la lneacontinua representa un ajuste a los valores medidos. Enla parte inferior derecha se muestran los valores de ladireccin y la energa medidos para este evento.

El observatorio del sur terminar de construirse

a finales del 2006, con uncosto de aproximadamente

50 millones de dlares, de los cuales Mxico habr aportado cerca

del 2.5 por ciento en componentes fabricados

en la industria mexicana


POSIBLES FUENTES

En la dcada de los sesenta, Greisen e independientementeKuzmin y Zatsepin (Greisen, 1965; Zatsepin y Kuzmin, 1966)se dieron cuenta de que los protones que viajan en el medio in-tergalctico con energas superiores a 5 1019 electronvolts de-beran perder su energa gradualmente al interactuar con los fo-tones de la radiacin csmica de fondo, de modo que un protnque llega a la Tierra con energa superior a 5 1019 electron-volts no puede provenir de una distancia mayor de alrededor de100 megaparsecs, es decir, cerca de 300 millones de aos luz(Aharonian y Cronin, 1994; Puget y colaboradores, 1976; Stec-ker y Salomon, 1999; Protheroe y Biermann, 1996). Por otro la-do, hay razones para esperar que aun cuando los rayos csmicosultraenergticos tengan carga elctrica, sus desviaciones de unatrayectoria recta producidas por los campos magnticos inter yextra galcticos seran de alrededor de slo un grado. Sin embar-go, hasta la fecha no se ha encontrado ninguna correlacin en-tre las direcciones de llegada de los rayos csmicos ultraenerg-ticos y la ubicacin de las galaxias ms activas que se conocendentro de una distancia de 100 megaparsecs de la Tierra. Entre laspartculas conocidas, solamente los neutrinos pueden viajar dis-tancias mucho mayores a 100 megaparsecs sin perder su energa.

Los rayos csmicos ultraenergticos pueden producirse ge-nricamente de dos modos diferentes: por aceleracin o a tra-vs de la desintegracin de partculas supermasivas X (con ma-sas mucho mayores que 1020 electronvolts/c2) cuya existencia nose ha demostrado. Los candidatos favoritos para producir la ace-leracin fuera de la galaxia son los ncleos activos de galaxias ylas radiogalaxias. En ambos casos ocurren procesos sumamenteviolentos que posiblemente involucran hoyos negros supermasi-vos. Otra posibilidad es que los rayos csmicos se deban a la ace-leracin de monopolos magnticos libres, cuya existencia tam-poco se ha confirmado, en los campos magnticos galcticos oextragalcticos. En relacin con el segundo mecanismo, las par-tculas X podran producirse como reliquias de la creacin delUniverso, incluyendo los llamados defectos topolgicos. stospueden ser monopolos magnticos, cuerdas csmicas o paredesde dominio, que se podran haber originado en una transicinde fase durante la expansin y enfriamiento del Universo tem-prano (Hill y colaboradores, 1987). La escala de energa tpicaasociada a estos objetos es la escala de las teoras de gran unifica-cin, que es del orden de 1024 electronvolts, por lo que estos ob-jetos podran producir rayos csmicos con energas superiores a1020 electronvolts.


La participacin del grupomexicano en el proyecto Pierre Auger, desde 1996

a la fecha, pretende continuarcon el desarrollo de

la fsica de rayos csmicosque iniciara en Mxico

don Manuel Sandoval Vallartahace 70 aos

Sin embargo, hasta ahora todas las posibili-dades tericas concebidas para producir rayoscsmicos ultraenergticos tienen dificultades;por esta razn, para poder descartar teoras al-ternativas es crucial contar con un experimen-to como el Observatorio Pierre Auger, que seacapaz de proporcionar una muestra significati-va de datos en el extremo superior del espec-tro de rayos csmicos con buenas resolucionespara la energa y el ngulo de arribo, ademsde una alta sensibilidad a la composicin yuna exposicin uniforme sobre todo el cielo.

EL GRUPO MEXICANO

La participacin del grupo mexicano en elproyecto Pierre Auger, desde 1996 a la fecha,pretende continuar con el desarrollo de la fsi-ca de rayos csmicos que iniciara en Mxicodon Manuel Sandoval Vallarta hace 70 aos.En este grupo participan dos decenas de in-vestigadores de cuatro instituciones: Universi-dad Nacional Autnoma de Mxico (UNAM) y


contribuye al anlisis de los mismos; desde 1997 ha habido par-ticipacin de mexicanos en puestos de direccin dentro de lacolaboracin Auger. Entre los investigadores participantes eneste grupo se cuenta con especialistas en detectores, en softwa-re y en aspectos tericos de los rayos csmicos. El trabajo delgrupo se pone en evidencia en las numerosas publicaciones,participaciones en congresos y estudiantes tesistas graduados enlicenciatura, maestra y doctorado asociados al proyecto (www.fis.cinvestav.mx/~auger/).

Con el propsito de desarrollar la investigacin, docencia yformacin de recursos humanos en el rea de rayos csmicos, sehan instalado laboratorios de investigacin y docencia en laBenemrita Universidad Autnoma de Puebla y en la Univer-sidad Michoacana de San Nicols de Hidalgo. En estos labora-torios, consistentes en arreglos de detectores semejantes a losdel Observatorio Pierre Auger, pero de menores dimensiones,se detectan chubascos originados por rayos csmicos de ener-gas intermedias (alrededor de 1015 electronvolts). La Benem-rita Universidad Autnoma de Puebla tambin cuenta con unprototipo de detector de fluorescencia y su electrnica asocia-da, ambos diseados y construidos por su propio personal. Enestos laboratorios tambin se estudian algunas propiedades delas partculas que se producen en las colisiones de los rayos cs-micos primarios con los ncleos atmosfricos; por ejemplo, sehan hecho mediciones de las vidas medias de partculas inesta-bles como el kan, el pin y el mun. Con el propsito de im-pulsar la fsica experimental en esta rea, el Comit Internacio-nal para Aceleradores Futuros, compuesto por los directores delos principales laboratorios del mundo en fsica de partculaselementales, aprob en febrero de 2001 la creacin de un Cen-tro de Instrumentacin del Comit Internacional para Acele-radores Futuros en la Universidad Michoacana, que contribui-r a la formacin de recursos humanos en el uso de detectoresde radiacin ionizante en Mxico y la regin de Centroamri-ca y el Caribe. La primera Escuela de Instrumentacin del Co-mit Internacional para Aceleradores Futuros, que se llev acabo en noviembre del 2002 en Morelia, cont con la partici-pacin de ponentes en plticas, cursos y sesiones experimenta-les de primer nivel mundial, y de cerca de 80 estudiantes deMxico, Latinoamrica, Europa y Estados Unidos.

El grupo mexicano participante en el Observatorio PierreAuger contrajo el compromiso de aportar 550 tanques de polie-tileno para ser usados como detectores Cherenkov; con este finse estableci contacto con la industria mexicana capaz de fabri-car stos y otros componentes para el observatorio. La idea de

Centro de Investigacin y Estudios Avanzados(Cinvestav), en el Distrito Federal, la Benem-rita Universidad Autnoma de Puebla (BUAP) yla Universidad Michoacana de San Nicols deHidalgo (UMSNH), en Morelia. Hasta la fechael grupo mexicano ha demostrado un gran ni-vel de integracin interinstitucional, que le hapermitido contribuir en forma importante enla fase de diseo y de construccin del obser-vatorio. En particular, el grupo ha influido enel diseo de la ptica del detector de fluores-cencia, en los mtodos de calibracin y de mo-nitoreo de los detectores Cherenkov y en lainstalacin de los componentes del observato-rio del sur. Esta participacin ha permitido algrupo mexicano contar con libre acceso a to-dos los datos del observatorio, y actualmente


La primera Escuela de Instrumentacin

del Comit Internacional para Aceleradores Futuros,

que se llev a cabo en noviembre del 2002 en Morelia, cont con

la participacin de ponentesen plticas, cursos y sesiones

experimentales de primer nivel mundial, y de cerca

de 80 estudiantes de Mxico,Latinoamrica, Europa

y Estados Unidos


utilizar polietileno de alta densidadpara los detectores Cherenkov deagua se origin en el grupo de M-xico y result ser superior en cali-dad y costo a la idea consideradaoriginalmente de utilizar acero. Elgrupo mexicano realiz estudios de-tallados de la transparencia del agua y del crecimiento de bacterias en es-te tipo de contenedores, corroborando supertinencia. La empresa mexicana selec-cionada para la manufactura de estos tan-ques fue Rotopls, que cuenta con un cen-tro de investigacin y desarrollo propio y que se asesora con instituciones de in-vestigacin nacionales. Hasta ahora, Ro-topls ha provedo cerca de 500 tanquesCherenkov del total de los 740 instalados,habiendo demostrado suficientemente su ca-lidad, por lo que podra incluso proveer casi todos los 1 600detectores Cherenkov requeridos en el observatorio del sur.

CONCLUSIONES

La construccin del Observatorio Pierre Auger empez en mar-zo de 1999 en el sitio del sur, en la provincia de Mendoza enArgentina, de modo que desde octubre del 2003 es el observa-torio ms grande del mundo, y ha detectado ya un nmero con-siderable de eventos con energas mayores a 1019 electronvolts.La construccin del observatorio del norte empezar en 2007 yfinalizar en el 2009. El objetivo principal del observatorio es,en primer lugar, detectar varias centenas de rayos csmicos ul-traenergticos y, en segundo lugar, hacer un anlisis detalladode stos para resolver las tres interrogantes siguientes: i) cules su frecuencia de llegada a la Tierra como funcin de sus ener-gas?; ii) cul es su composicin qumica?; y iii) de dnde vie-nen? Para lograr este objetivo, el Observatorio Pierre Auger deRayos Csmicos constar de dos instalaciones, una en el he-misferio sur y otra en el hemisferio norte, con cuatro detecto-res de fluorescencia y un arreglo de detectores de superficie de3 mil kilmetros cuadrados cada una. Se espera que cada sitiodel observatorio Auger registre alrededor de 3 mil rayos csmi-cos con energas mayores que 1019 electronvolts por ao; estenmero permitir responder cada una de las tres interrogantesmencionadas en un periodo de dos aos a partir del 2005. El


El objetivo principal del observatorio es, en primer

lugar, detectar varias centenas de rayos csmicos

ultraenergticos y, en segundo lugar, hacer

un anlisis detallado de stos para resolver las tres interrogantes siguientes: i) cul es

su frecuencia de llegada a la Tierra como funcin

de sus energas?; ii) cul essu composicin qumica?;

y iii) de dnde vienen?


Bluemer, H. (2003), conferencia en el 28th International Cosmic RayConference, julio 31-agosto 7, Tsukuba, Japn (http://ik1au1.fzk.de-/~bluemer/auger-highlight.pdf).

Cronin, J. W. (2001), en International Workshop On Observing Ultra HighEnergy Cosmic Rays From Space and Earth, Salazar, H., L. Villaseory A. Zepeda (editores), Metepec, Puebla (Mxico) agosto 9-12, pu-blicado en AIP Conf. Proceedings, vol. 566, Melville, Nueva York,American Institute of Physics, pg. 1.

Greisen, K. (1965), Phys. Rev. Lett. 16, 748.Hill, C. T, D. N. Schramm y T. P. Walker (1987), Phys. Rev. D36, 1007.Protheroe, R. J. y P. L. Biermann (1996), Astropart. Phys. 6, 45.Puget, J. L., F. W. Stecker y J. H. Bredekamp (1976), Astrophys. J. 205,

638.Stecker, F.W y Salomon (1999), Astrophys. J 512, 521.Zatsepin, G. T. y Kuzmin,V. A (1966), JETP Lett. 4, 78.

Humberto Salazar Ibargen es egresado de la Facultad de Ciencias Fsico Matem-ticas de la Benemrita Universidad Autnoma de Puebla (BUAP). Obtuvo su doctora-do en el Centro de Investigacin y Estudios Avanzados (Cinvestav) del Instituto Po-litcnico Nacional, y su posdoctorado en la Universidad de Jena, Alemania. Esmiembro y representante ante el Collaboration Board del Grupo Pierre Auger, y fuetask leader del detector de superficie del Observatorio Auger de 1997 a 2001. Esmiembro del Sistema Nacional de Investigadores y de la Academia Mexicana de Cien-cias. Fue director y actualmente es profesor investigador de la Facultad de CienciasFsico Matemticas de la BUAP. Actualmente trabaja en el anlisis de datos del Obser-vatorio [email protected]

Luis Manuel Villaseor Cendejas es egresado de la Escuela de Ciencias Fsico Ma-temticas de la Universidad Michoacana de San Nicols de Hidalgo (UMSNH). Hizo sudoctorado en el Cinvestav con trabajo de tesis en el grupo UA1 del CERN, en Gine-bra, Suiza, y su posdoctorado en el laboratorio del Superconducting Super Collider deDallas, Texas. Es miembro y representante ante el Collaboration Board del Grupo Pie-rre Auger por parte de la UMSNH, fue sub-task leader de calibracin del detector desuperficie del Observatorio Auger de 1997 a 2001. Es miembro del Sistema Nacionalde Investigadores y de la Academia Mexicana de Ciencias. Es presidente de la Divisinde Partculas y Campos de la Sociedad Mexicana de Fsica. Fue miembro fundador, di-rector y actualmente profesor investigador del Instituto de Fsica y Matemticas de laUMSNH en Morelia. Actualmente trabaja en el anlisis de datos del Observatorio [email protected]

tiempo de vida til del Observatorio Auger se-r de unos 20 aos. Durante este tiempo deoperacin se espera descubrir paulatinamentelas fuentes de los rayos csmicos ultraenergti-cos; estos descubrimientos, que podran indi-car la existencia de fenmenos astrofsicos andesconocidos, nos permitirn refinar nuestrasrespuestas a medida que se haga el anlisis conun nmero cada vez mayor de eventos acumu-lados.

La participacin del grupo mexicano en elProyecto Pierre Auger inici en 1996 median-te un gran nivel de integracin interinstitu-cional. El grupo mexicano ha hecho contribu-ciones importantes al diseo del observatorio,y a la fecha participa activamente en su cons-truccin, toma de datos y en el anlisis de losmismos. Tambin se ha logrado la participa-cin exitosa de la industria mexicana en esteproyecto.

RECONOCIMIENTOS

La participacin del grupo mexicano en el Ob-servatorio Pierre Auger ha sido posible graciasal apoyo del Conacyt, bajo los Proyectos deGrupo G32739E y G38706E; a proyectos apro-bados por FOMES/SEP en la BUAP y en la UMSNH;y al apoyo institucional de la BUAP, UNAM,Cinvestav y UMSNH. Los autores hacemos unreconocimiento al Dr. Arnulfo Zepeda por sudesempeo como lder del grupo mexicanoen el Observatorio Pierre Auger de 1996 a lafecha.

Bibliografa

Aharonian, F. A. y J. W. Cronin (1994), Phys. Rev.D50, pg.1892.

Auger Collaboration (2003), Properties and Perfor-mance of the Prototype Instrument for the PierreAuger Observatory, enviado a Nucl. Instr. andMeth. A.

Clay, R. y B. Dawson (1997), Cosmic Bullets: HighEnergy Particles in Astrophysics, Reading Mass.,Addison-Wesley.


rayos cosmicos

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