[en] The basic objective in this Thesis has been to understand the origin of an O(10-3) anisotropy observed in the CR flux at TeV-PeV energies (1 TeV = 1012 eV, 1 PeV = 103 TeV). CRs that reach the Earth are almost completely isotropic, a fact that justifies a difusive model of propagation. However, several CR observatories (ARGO, MILAGRO, TIBET, ICECUBE, ICETOP) have produced a high accuracy map of the sky that reveals such anisotropy. It is an O(10-3) deficit from north galactic directions that peaks at 10 TeV and then evolves with the energy, together with other irregularities at smaller angular scales. After a review of CR physics, in Chapter 2 we describe in some detail the magnetic fields in our galaxy, as they play a major role to explain both their isotropy and (most likely) also the small anisotropy that we want to understand. In Chapter 3 we describe the balistic trajectories of CRs in the presence of a regular magnetic field, since in our opinion the small-scale anisotropies are clearly a non-difusive effect. We propose that a magnetic configuration that we name as cosmic magnetic lens could be the key ingredient that explains them. In Chapter 4 we study the appearence of a global CR anisotropy. We try a new approach based on Boltzmann equation, which can be considered the parent of the usual difusion equation that describes the propagation of CRs. Whereas the second equation provides the number n(E; ~x; t) of particles at ~x with energy E per unit volume and energy, the distribution function f(~p; ~x; t) in Boltzmann equation keeps also track of the momenta. To derive the difusion equation one integrates the momenta, losing information (non-difusive effects) that may be relevant to explain the CR anisotropies. Therefore, we explore what are the simplest solutions of Boltzmann equation consistent with a CR anisotropy in the presence of a magnetic field with both regular and turbulent components. Finally in Chapter 5 we study how our framework fits the data on the anisotropy in the different CR experiments. We argue that it provides an acceptable qualitative description of the anisotropies and a prediction that can be tested in future experiments. In particular, the observatory HAWC (in the northern hemisphere) could confirm that the large-scale CR anisotropy is modulated and changes sign above 100 TeV (energies that so far have only been accesible at the southern ICECUBE/ICETOP observatory).

[es] El principal objetivo de esta tesis ha sido entender el origen de una anisotropia del orden 0.1% observada en el flujo de rayos cosmicos a unas energias en la franja del eV-OeV. Los rayos cosmicos que alcanzan la Tierra lo hacen de manera casi istropica, un hecho que justifica la ultilizacion de modelos difusivos de propagación. No obstante, algunos observatorios (ARGO, (MILAGRO, TI-BET, ICECUBE, ICETOP) han producido mapas del cielo de gran precisión que revelan dicha anisotropia. Se trata de un deficit en dirección hacia el polo norte galatico que alcanza un pico de intensidad a una energia de 10 TeV y que va cambiando según el rango energetico observado. También se han observado irregularidades a escalas angulares menores. Despues de una revisión de la física de rayos cosmicos, en el capitulo 2 describimos someramente los campos galacticos que estan presentes en nuestra galaxia, puesto que juegan un importante papel para explicar tanto la isotropia a grandes rasgos asi como la pequeña anisotropia que queremos entender. En el capitulo 3, describimos las trayectorias balisticas de los rayos cosmicos en presencia de campos magneticos regulares, puesto que en nuestra opinión las anistropias de pequeña y mediana escala son claramente un efecto no difusivo. Proponemos tambien en el mismo que ciertas configuraciones del campo magnetico que hemos denominado "cosmic magnetic lenses" pueden ser un ingrediente clave para poder explicarlas. En el capitulo 4 estudiamos la aparición de una anisotropia global en el flujo de rayos cosmicos. Exploramos un enfoque basado en la ecuación de Boltzmann, que puede ser considerada como la ecuacion "madre" de la ecuacion de difusion usual. Mientras que la segunda aporta informacion acerca del numero de particulas n(E,x,t) en una posición x con energia E y por unidad de volumen; la funcion de distribución f(p,x,t) presente en la ecuacion de Boltzmann guarda información acerca de los momentos. Para obtener la ecuación de difusión se integran los momentos, perdiendo informacion (efectos no difusivos) que pueden ser relevantes para explicar las anistropias de rays cosmicos. Por tanto, estudiamos las soluciones mas sencilas de la ecuacion de Boltzmann consistentes con la anisotropia de rayos cosmicos en presencia de un campo magnetico descrito en en funcion de una componente regular y una turbulenta. Finalmente en el capitulo 5 analizamos como este modelo puede acomodar los datos disponibles y y obtenemos una aceptable descripcion cualitativa de las anistropias y una prediccion que puede ser puesta a prueba en futuros experimentos. En particular, HAWC, ( en el hemisferio norte) puede confirmar que la anistropia de gran escala esta modulada y su signo cambia por encima de los 100 TeV (energias hasta ahora solo accesibles para los obsrvatorios situados en el hemisferio sur como ICECUBE/ICETOP).