Como ha señalado en un comentario, los neutrones de los rayos cósmicos son rayos cósmicos secundarios, producidos a través de colisiones (un tipo de espalación ) con rayos cósmicos primarios con partículas atmosféricas (típicamente$\text{N}_2$o$\text{O}_2$). Los neutrones tienen vidas tan cortas ($\sim15$minutos), por lo que les es imposible viajar distancias cósmicas.

Cuando un rayo cósmico, generalmente un protón, pero a veces una partícula alfa o un núcleo más masivo, golpea un átomo en la atmósfera, se pueden producir varias partículas, incluidos protones, neutrones y varios mesones y leptones. Aquí hay una tabla de posibles productos (desde aquí ):

$$\begin{array}{|c|c|c|c|c|} \hline \text{Particle}&\text{Rest mass}&\text{Mean lifetime}&\text{Decay mode}&\text{Decay frequency}\\ \hline \text{p}&940\text{ MeV}&>10^{25}\text{ Years}&\text{N/A}&\text{N/A}\\ \hline \hline \text{n}&940\text{ MeV}&887\text{ s}&\text{p}+e^-+\bar{\nu}_e&100\%\\ \hline \pi^{\pm}&140\text{ MeV}&26\times10^{-9}\text{ s}&\mu^{\pm}+\nu_{\mu}&99\%\\ \hline \pi^0&130\text{ MeV}&8\times10^{-17}\text{ s}&2\gamma&99\%\\ \hline K^{\pm}&500\text{ MeV}&12\times10^{-9}\text{ s}&\mu^{\pm}+\nu_{\mu},\quad\pi^{\pm}&63\%,\quad27\%\\ \hline \mu^{\pm}&110\text{ MeV}&2.2\times10^{-6}\text{ s}&e^-+\bar{\nu}_e+\nu_{\mu}&99\%\\ \hline \nu_{\mu}\text{ }^{\dagger}&<1\text{ eV}&?&\text{N/A}&\text{N/A}\\ \hline e^{\pm}&0.51\text{ MeV}&>10^{23}\text{ years}&\text{N/A}&\text{N/A}\\ \hline \nu_{e}\text{ }^{\dagger}&<1\text{ eV}&?&\text{N/A}&\text{N/A}\\ \hline \end{array}$$ $^{\dagger}$He realizado algunos cambios en la tabla basados ​​en experimentos más recientes. Incluso se han colocado límites más pequeños en las masas de neutrinos, y los caminos conocidos de "desintegración" de los neutrinos no son realmente desintegraciones en absoluto, sino oscilaciones de sabor . También he señalado qué partículas son antipartículas (en algunas de las cadenas de descomposición). Sin embargo, he mantenido el redondeo de masas y vidas; el redondeo es insignificante aquí.

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Masas y energías

El problema con ciertas partículas secundarias de rayos cósmicos es que se producen en grandes cantidades, con bajas energías medias. Imaginemos que un protón ($\text{p}$) choca con un núcleo de oxígeno ($N$) en una molécula de$\text{O}_2$. Podría producir una reacción de la forma

$$N+\text{p}\to N+\text{n}+\pi^++\pi^-+\pi^0+e^++\nu_e+\text{photons}$$ ¡Era claramente un rayo gamma muy energético! $^*$Ahora, muy rápidamente, los dos piones positivos ( $\pi^+$) decaer en anti-muones ( $\mu^+$) y neutrinos muónicos ( $\nu_{\mu}$). Los anti-muones luego se descomponen aún más, en positrones, neutrinos electrónicos y neutrinos muónicos. El pión negativo ( $\pi^-$) pasa por el mismo proceso, pero con las antipartículas de esas partículas. El pión neutro ( $\pi^0$) se desintegra en dos fotones ( $\gamma$), que, junto con los otros fotones producidos en la reacción original, pueden tener suficiente energía para formar pares electrón-positrón. Todos estos productos finales (electrones, neutrinos y sus antipartículas) ahora son estables y el neutrón tiene buenas posibilidades de no desintegrarse antes de llegar al suelo.

Ahora tenemos bastantes leptones y anti-leptones moviéndose. Sin embargo, debido a la conservación de la energía, cada una de estas partículas tiene mucha menos energía que el rayo cósmico original, lo que significa que son difíciles de detectar. Como escribe la página vinculada,

A nivel del mar, por cada 10.000 muones, seguirá habiendo aproximadamente: 200 primarios (protones y neutrones ocasionales), 20 electrones de alta energía (E>1GeV) y 4 piones. Pero puede haber hasta 100.000 electrones de baja energía creados por la cascada. Estas partículas se absorben rápidamente, pero si la lluvia es lo suficientemente enérgica o si comenzó lo suficientemente baja, es posible que sigan siendo las partículas más frecuentes al nivel del mar. Sin embargo, debido a su falta de poder de penetración, los centelladores de plástico que estamos usando no los detectarán de todos modos.

Entonces eso elimina muchos posibles candidatos.

Elimina (en general):

• Piones
• muones
• Neutrinos
• electrones

$^*$Aquí vemos algo parecido a la emisión de positrones , en la medida en que entra un protón y sale un neutrón (¡no lleve la analogía demasiado lejos!). Normalmente, esto puede parecer extraño porque se necesitaría energía de masa adicional, pero hay bastante energía para todos. Las energías de los rayos cósmicos se miden en la$\text{GeV}$rango, ¡y solo necesita una pequeña fracción de eso para compensar la diferencia entre las masas en reposo de un neutrón y un protón! Además, no todas estas cadenas de descomposición van a ocurrir en todos los casos; son simplemente procesos de ejemplo aquí.

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Vida media

Los piones, kaones y muones tienen vidas del orden de o menos de$\sim10^{-6}$segundos. Eso significa que la mayoría se descompondrá rápidamente antes de llegar al suelo, aunque tenga en cuenta que se trata de vidas medias , no de vidas absolutas. Además, la dilatación del tiempo a estas velocidades puede ser increíblemente significativa y significa que muchos muones llegarán al suelo. Sin embargo, siempre es mejor tener partículas con vidas medias más largas, ya que menos se descompondrán en las mismas escalas de tiempo.

Digamos que tenemos una partícula de energía$E$y masa de reposo$m$. El factor de Lorentz$\gamma$, es

$$\gamma=\frac{1}{\sqrt{1-v^2/c^2}}$$ y la energía total es $$E=\gamma mc^2$$ Por lo tanto, $$\gamma=\frac{E}{mc^2}$$ Digamos que tenemos un rayo cósmico primario con energía del orden de $\sim10\text{ GeV}$, y un muón producido a través de la descomposición del pión está imbuido de $10\%$de esa energía. Entonces encontramos que $$\gamma\approx10$$ El muón sufrirá una dilatación del tiempo, y su tiempo de vida aumentará en un factor de 10 cuando lo vea un observador externo. Ahora, dado que $\gamma\propto E$, un kaon necesitaría tener un factor de Lorentz de aproximadamente $\sim10^2$- $10^3$veces la del muón para tener un tiempo de vida del mismo orden de magnitud, y los piones necesitarían factores de Lorentz algo así como $10^8$veces eso . Una mirada a la distribución de energía de los rayos cósmicos primarios muestra que es poco probable que incluso los protones o núcleos entrantes tengan ese tipo de energía, antes de chocar con los núcleos atmosféricos. El resultado de esto es que solo los muones, fuera de los leptones o mesones propensos a la descomposición, tienen la oportunidad de llegar al suelo.

Elimina:

• Piones
• kaones
• (Algunos) muones

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Interacciones con varias cosas.

Si el criterio de la energía no fuera suficiente, podemos estar seguros de que los neutrinos son una elección terrible. Interactúan con otras partículas principalmente a través de la fuerza nuclear débil , que es. . . bueno, débil. Es por eso que es tan difícil detectarlos, y mucho menos en cantidades significativas.

Además, como se discutió en los comentarios, los campos magnéticos hacen cosas extrañas a las partículas cargadas. En este caso, los protones y electrones pueden ser redirigidos por el campo magnético de la Tierra (no por el del Sol) antes de ingresar a la atmósfera. Esto no es realmente un problema si estamos buscando partículas secundarias, pero sí significa que las partículas cargadas a menudo no son buenas opciones (si se originan fuera de la atmósfera).

Elimina:

• Neutrinos
• (Algunos) protones
• (Algunos) electrones

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Energías nucleónicas

Aquí es donde llegamos al grueso de su pregunta: ¿Por qué no los protones? Después de todo, comprenden la mayoría de los rayos cósmicos primarios ($\sim90\%$, creo), y puede producirse en cantidades mayores que los neutrones en ciertas reacciones atmosféricas basadas en colisiones. La cuestión es que la mayoría de los protones de rayos cósmicos primarios deben tener altas energías para alcanzar la superficie en grandes cantidades. Esto significa que a energías más bajas, debería haber una mayor proporción de neutrones a protones.

Esto puede no ser importante, pero la evidencia sugiere que las disminuciones de Forbush pueden ser más prominentes cuando influyen en partículas de baja energía, a diferencia de las partículas de alta energía, algo que se sabía en la década de 1950 (ver Simpson (1957) y Lockwood ( 1971 ) , para una revisión anterior)! Los experimentos más recientes continúan mostrando este efecto (ver Ifedili (2007) ).

Elimina:

• (Algunos) protones

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Hay una gran cantidad de partículas que los rayos cósmicos pueden producir a través de interacciones con la atmósfera, pero la mayoría de ellas son malas elecciones por una variedad de razones. Es posible que no tengan suficiente energía para detectarse fácilmente en grandes cantidades (piones, muones, electrones y neutrinos), que tengan una vida útil demasiado corta (kaones y piones), que interactúen demasiado débilmente con la materia (neutrinos), que se desvíen por el campo magnético de la Tierra (rayos cósmicos primarios de protones y electrones), o puede tener energías demasiado altas (protones). Los neutrones no son víctimas de ninguno de estos problemas.

No digo que sea imposible detectar ninguna de las otras partículas. Los muones ambientales pueden detectarse mediante una pequeña cámara de niebla portátil que se puede hacer fácilmente en un salón de clases (consejo profesional: no la proteja de dichos muones), por ejemplo. Es simplemente que hizo que fuera mejor y/o más fácil detectar neutrones que otras partículas. Entonces, cuando escribo "Elimina", no significa que sea imposible detectar estas partículas; simplemente significa que no son la mejor opción de nadie.