Galactic Magnetic Fields and Cosmic Ray Anisotropies

Desde el descubrimiento hace mas de cien anos, los rayos cosmicos han constituido un interesesante puzzle para los fisicos de particulas y astrofisicos. La aparicion de nuevas piezas de este puzzle ha llevado en muchas ocaciones a importantes avaces, como el descubrimiento de la antimateria o del muon. Este campo ha experimentado un gran progreso y hoy dia uno puede hablar de un modelo estandard de rayos cosmicos que es capaz de explicar la mayoria de los datos recogidos. Podemos por ejeemplo el ratio entre elementos ligeros (Li, Be, B) y elementos medianos (C, N, O) que es igual a 0.25 y que ha sido observado a energias del orden del TeV usando un modeloo simple de difusion a traves del medio interestelar. Tambien somos capaces de entender el espectro de energias (proporcional a la enrgia elevada a un exponente 2.7) y la densidad de energia de los mismos (igual a 1.5 x 10-5) si los rayos cosmicos son acelerados estocastimante por frentes de ondas expelidos desde supernovas. A pesar de este progreso, algunas cuestiones basicas acerca del origen y la naturaleza de los rayos cosmicos de mas alta energia continuan irresolutas. Las colisiones de estos rayos cosmicos implican un centro de masas mas alto que los alcanzados nunca por el LHC. Por tanto, aunque los aceleradores de particulas han alcanzado su maxima energia de funcionamiento con la tecnologia actual, existe la posibilidad de que el estudio de los rayos cosmicos de muy alta energia y de neutrinos pueda revelar la existencia de particulas o interaccione mas alla del modelo estandar. Hay todavia un largo camino que recorrer por la fisica de astroparticulas y la solucion de algunos aspectos observacionales puede traer desarrollos inesperados una vez mas. Con esto en mente, 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 propagacion. No obstante, algunos observatorios (ARGO, (MILAGRO, TI-BET, ICECUBE, ICETOP) han producido mapas del cielo de gran precision que revelan dicha anisotropia. Se trata de un deficit en direccion hacia el polo norte galatico que alcanza un pico de intensidad a una energia de 10 TeV y que va cambiando segun el rango energetico observado. Tambien se han observado irregularidades a escalas angulares menores. Despues de una revision de la fisica 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 pequena anisotropia que queremos entender. En el capitulo 3, describimos las trayectorias balisticas de los rayos cosmicos en presencia de campos magenticos regulares, puesto que en nuestra opinion las anistropias de pequena 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 aparicion de una anisotropia global en el flujo de rayos cosmicos. Exploramos un enfoque basado en la ecuacion 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 posicion x con energia E y por unidad de volumen; la funcion de distribucion f(p,x,t) presente en la ecuacion de Boltzmann guarda informacion acerca de los momentos. Para obtener la ecuacion de difusion 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 100TeV (energias hasta ahora solo accesibles para los obsrvatorios situados en el hemisferio sur como ICECUBE/ICETOP).