Rayo cósmico

Flujo cósmico versus energía de partículas en la parte superior de la atmósfera terrestre

Imagen izquierda: El muón ray cósmico que pasa a través de una cámara de nube pasa por un pequeño ángulo en la placa de metal medio y deja la cámara. Imagen correcta: Muón ray cósmico perdiendo energía considerable después de pasar por la placa como se indica por la mayor curvatura de la pista en un campo magnético.

Los rayos cósmicos son partículas de alta energía o grupos de partículas (principalmente representados por protones o núcleos atómicos) que se mueven por el espacio casi a la velocidad de la luz. Se originan en el Sol, fuera del Sistema Solar en nuestra propia galaxia y en galaxias distantes. Al impactar con la atmósfera de la Tierra, los rayos cósmicos producen lluvias de partículas secundarias, algunas de las cuales alcanzan la superficie, aunque la mayor parte es desviada hacia el espacio por la magnetosfera o la heliosfera.

Los rayos cósmicos fueron descubiertos por Victor Hess en 1912 en experimentos con globos, por lo que recibió el Premio Nobel de Física en 1936.

La medición directa de los rayos cósmicos, especialmente a energías más bajas, ha sido posible desde el lanzamiento de los primeros satélites a fines de la década de 1950. Los detectores de partículas similares a los que se utilizan en la física nuclear y de alta energía se utilizan en satélites y sondas espaciales para la investigación de los rayos cósmicos. Los datos del Telescopio Espacial Fermi (2013) se han interpretado como evidencia de que una fracción significativa de los rayos cósmicos primarios se originan en las explosiones de supernovas de las estrellas. Según las observaciones de neutrinos y rayos gamma del blazar TXS 0506+056 en 2018, los núcleos galácticos activos también parecen producir rayos cósmicos.

Etimología

El término rayo es algo inapropiado, ya que originalmente se creía incorrectamente que los rayos cósmicos eran principalmente radiación electromagnética. En el uso científico común, las partículas de alta energía con masa intrínseca se conocen como partículas "cósmicas" mientras que los fotones, que son cuantos de radiación electromagnética (y por lo tanto no tienen masa intrínseca) se conocen por sus nombres comunes, como rayos gamma o rayos X, según en su energía fotónica.

Composición

De los rayos cósmicos primarios, que se originan fuera de la atmósfera terrestre, alrededor del 99 % son núcleos desnudos de átomos bien conocidos (despojados de sus capas de electrones) y alrededor del 1 % son electrones solitarios (es decir, un tipo de partícula beta). De los núcleos, alrededor del 90 % son protones simples (es decir, núcleos de hidrógeno); el 9% son partículas alfa, idénticas a los núcleos de helio; y el 1% son núcleos de elementos más pesados, llamados iones HZE. Estas fracciones varían mucho en el rango de energía de los rayos cósmicos. Una fracción muy pequeña son partículas estables de antimateria, como positrones o antiprotones. La naturaleza precisa de esta fracción restante es un área de investigación activa. Una búsqueda activa desde la órbita terrestre de partículas anti-alfa no ha podido detectarlas.

Al golpear la atmósfera, los rayos cósmicos hacen estallar violentamente átomos en otros fragmentos de materia, produciendo grandes cantidades de piones y muones (que tienen una vida media corta), así como neutrinos. La composición de neutrones de la cascada de partículas aumenta a menor altura, alcanzando entre el 40 % y el 80 % de la radiación en las altitudes de las aeronaves.

Energía

Los rayos cósmicos despiertan un gran interés en la práctica, debido al daño que infligen en la microelectrónica y en la vida fuera de la protección de una atmósfera y un campo magnético, y científicamente, porque se han observado las energías de los rayos cósmicos de ultra alta energía más energéticos. para acercarse a 3 × 10²⁰ eV  (Esto es ligeramente superior a 21 millones de veces la energía de diseño de las partículas aceleradas por el Gran Colisionador de Hadrones, 14 teraelectronvoltios [TeV] (1,4×10¹³ eV).) Se puede demostrar que energías tan enormes podrían lograrse por medio del mecanismo centrífugo de aceleración en los núcleos galácticos activos. A 50 julios [J] (3,1×10¹¹ GeV), los rayos cósmicos de ultra alta energía de mayor energía (como la partícula OMG registrada en 1991) tienen energías comparables a la energía cinética de una pelota de béisbol de 90 kilómetros por hora [km/h] (56 mph). Como resultado de estos descubrimientos, ha habido interés en investigar los rayos cósmicos de energías aún mayores. Sin embargo, la mayoría de los rayos cósmicos no tienen energías tan extremas; la distribución de energía de los rayos cósmicos alcanza un máximo de 300 megaelectronvoltios [MeV] (4,8×10⁻¹¹ J).

Historia

Después del descubrimiento de la radiactividad por Henri Becquerel en 1896, generalmente se creía que la electricidad atmosférica, la ionización del aire, era causada únicamente por la radiación de elementos radiactivos en el suelo o los gases radiactivos o isótopos de radón que producen. Las mediciones de tasas de ionización crecientes a alturas crecientes sobre el suelo durante la década de 1900 a 1910 podrían explicarse como debidas a la absorción de la radiación ionizante por el aire intermedio.

Descubrimiento

Pacini hace una medición en 1910.

En 1909, Theodor Wulf desarrolló un electrómetro, un dispositivo para medir la tasa de producción de iones dentro de un recipiente herméticamente cerrado, y lo usó para mostrar niveles más altos de radiación en la parte superior de la Torre Eiffel que en su base. Sin embargo, su artículo publicado en Physikalische Zeitschrift no fue ampliamente aceptado. En 1911, Domenico Pacini observó variaciones simultáneas de la tasa de ionización sobre un lago, sobre el mar ya una profundidad de 3 metros desde la superficie. Pacini concluyó a partir de la disminución de la radiactividad bajo el agua que una cierta parte de la ionización debe deberse a fuentes distintas a la radiactividad de la Tierra.

En 1912, Victor Hess llevó tres electrómetros Wulf de precisión mejorada a una altitud de 5300 metros en un vuelo libre en globo. Encontró que la tasa de ionización aumentó aproximadamente cuatro veces sobre la tasa a nivel del suelo. Hess descartó al Sol como la fuente de radiación al hacer un ascenso en globo durante un eclipse casi total. Con la luna bloqueando gran parte de la radiación visible del Sol, Hess aún midió el aumento de la radiación a altitudes crecientes. Concluyó que "los resultados de las observaciones parecen explicarse más probablemente por la suposición de que la radiación de un poder de penetración muy alto ingresa desde arriba a nuestra atmósfera". En 1913-1914, Werner Kolhörster confirmó los resultados anteriores de Victor Hess midiendo el aumento de la tasa de entalpía de ionización a una altitud de 9 km.

Aumento de la ionización con altitud medida por Hess en 1912 (izquierda) y por Kolhörster (derecha)

Hess recibió el Premio Nobel de Física en 1936 por su descubrimiento.

Hess aterriza después de su vuelo en 1912.

Identificación

Bruno Rossi escribió que:

A finales de la década de 1920 y principios de la década de 1930 la técnica de los electroscopios autograbados llevados por globos a las capas más altas de la atmósfera o hundidos a grandes profundidades bajo el agua fue llevada a un grado sin precedentes de perfección por el físico alemán Erich Regener y su grupo. A estos científicos debemos algunas de las medidas más precisas jamás hechas de ionización de rayos cósmicos como función de altitud y profundidad.

Ernest Rutherford declaró en 1931 que "gracias a los excelentes experimentos del profesor Millikan y los experimentos de mayor alcance del profesor Regener, ahora tenemos por primera vez una curva de absorción de estas radiaciones en agua en la que podemos confiar con seguridad".

En la década de 1920, el término rayos cósmicos fue acuñado por Robert Millikan, quien realizó mediciones de la ionización debida a los rayos cósmicos desde las profundidades del agua hasta grandes altitudes y en todo el mundo. Millikan creía que sus medidas demostraban que los rayos cósmicos primarios eran rayos gamma; es decir, fotones energéticos. Y propuso la teoría de que se produjeron en el espacio interestelar como subproductos de la fusión de átomos de hidrógeno en los elementos más pesados, y que los electrones secundarios se produjeron en la atmósfera por dispersión Compton de rayos gamma. Pero luego, navegando de Java a los Países Bajos en 1927, Jacob Clay encontró evidencia, luego confirmada en muchos experimentos, de que la intensidad de los rayos cósmicos aumenta desde los trópicos hasta las latitudes medias, lo que indica que los rayos cósmicos primarios son desviados por el campo geomagnético y por lo tanto, deben ser partículas cargadas, no fotones. En 1929, Bothe y Kolhörster descubrieron partículas cargadas de rayos cósmicos que podían penetrar 4,1 cm de oro. Los fotones del proceso de fusión interestelar propuesto por Millikan no podrían producir partículas cargadas de tan alta energía.

En 1930, Bruno Rossi predijo una diferencia entre las intensidades de los rayos cósmicos que llegan desde el este y el oeste que depende de la carga de las partículas primarias, el llamado "efecto este-oeste". Tres experimentos independientes encontraron que la intensidad es, de hecho, mayor desde el oeste, lo que demuestra que la mayoría de las primarias son positivas. Durante los años de 1930 a 1945, una amplia variedad de investigaciones confirmaron que los rayos cósmicos primarios son en su mayoría protones, y la radiación secundaria producida en la atmósfera es principalmente electrones, fotones y muones. En 1948, las observaciones con emulsiones nucleares transportadas por globos cerca de la parte superior de la atmósfera mostraron que aproximadamente el 10 % de las primarias son núcleos de helio (partículas alfa) y el 1 % son núcleos de elementos más pesados como el carbono, el hierro y el plomo.

Durante una prueba de su equipo para medir el efecto este-oeste, Rossi observó que la tasa de descargas casi simultáneas de dos contadores Geiger muy separados era mayor que la tasa accidental esperada. En su informe sobre el experimento, Rossi escribió "... parece que de vez en cuando el equipo de registro es golpeado por lluvias muy extensas de partículas, lo que provoca coincidencias entre los contadores, incluso colocados a grandes distancias entre sí.." En 1937, Pierre Auger, sin conocer el informe anterior de Rossi, detectó el mismo fenómeno y lo investigó con cierto detalle. Concluyó que las partículas primarias de rayos cósmicos de alta energía interactúan con los núcleos de aire en lo alto de la atmósfera, iniciando una cascada de interacciones secundarias que finalmente producen una lluvia de electrones y fotones que alcanzan el nivel del suelo.

El físico soviético Sergei Vernov fue el primero en utilizar radiosondas para realizar lecturas de rayos cósmicos con un instrumento llevado a gran altura por un globo. El 1 de abril de 1935, tomó medidas a alturas de hasta 13,6 kilómetros utilizando un par de contadores Geiger en un circuito anticoincidencia para evitar contar lluvias de rayos secundarios.

Homi J. Bhabha derivó una expresión para la probabilidad de dispersión de positrones por electrones, un proceso que ahora se conoce como dispersión de Bhabha. Su artículo clásico, junto con Walter Heitler, publicado en 1937, describía cómo los rayos cósmicos primarios del espacio interactúan con la atmósfera superior para producir partículas observadas a nivel del suelo. Bhabha y Heitler explicaron la formación de la lluvia de rayos cósmicos por la producción en cascada de rayos gamma y pares de electrones positivos y negativos.

Distribución de energía

Se realizaron por primera vez mediciones de la energía y las direcciones de llegada de los rayos cósmicos primarios de ultra alta energía mediante las técnicas de muestreo de densidad y temporización rápida de extensas lluvias de aire. en 1954 por miembros del Grupo de Rayos Cósmicos Rossi en el Instituto de Tecnología de Massachusetts. El experimento empleó once detectores de centelleo dispuestos dentro de un círculo de 460 metros de diámetro en los terrenos de la Estación Agassiz del Observatorio de la Universidad de Harvard. A partir de ese trabajo y de muchos otros experimentos realizados en todo el mundo, ahora se sabe que el espectro de energía de los rayos cósmicos primarios se extiende más allá de 10²⁰ eV. Un gran experimento de ducha de aire llamado Proyecto Auger está siendo operado actualmente en un sitio en las Pampas de Argentina por un consorcio internacional de físicos. El proyecto fue liderado primero por James Cronin, ganador del Premio Nobel de Física de 1980 de la Universidad de Chicago, y Alan Watson de la Universidad de Leeds, y luego por científicos de la Colaboración internacional Pierre Auger. Su objetivo es explorar las propiedades y las direcciones de llegada de los rayos cósmicos primarios de muy alta energía. Se espera que los resultados tengan implicaciones importantes para la física de partículas y la cosmología, debido a un límite teórico de Greisen-Zatsepin-Kuzmin a las energías de los rayos cósmicos desde largas distancias (unos 160 millones de años luz) que se produce por encima de 10²⁰ eV debido a las interacciones con los fotones remanentes del origen del universo Big Bang. Actualmente, el Observatorio Pierre Auger está experimentando una actualización para mejorar su precisión y encontrar evidencia del origen aún no confirmado de los rayos cósmicos más energéticos.

Los rayos gamma de alta energía (>50 MeV fotones) finalmente se descubrieron en la radiación cósmica primaria mediante un experimento del MIT realizado en el satélite OSO-3 en 1967. Componentes de origen galáctico y extragaláctico se identificaron por separado a intensidades muy inferiores al 1% de las partículas cargadas primarias. Desde entonces, numerosos observatorios satelitales de rayos gamma han cartografiado el cielo de rayos gamma. El más reciente es el Observatorio Fermi, que ha elaborado un mapa que muestra una banda estrecha de intensidad de rayos gamma producida en fuentes discretas y difusas de nuestra galaxia, y numerosas fuentes extragalácticas puntuales distribuidas por la esfera celeste.

Tipos

Los rayos cósmicos se pueden dividir en dos tipos:

Métodos de detección

La gama VERITAS de telescopios de aire Cherenkov.

Efectos

Cambios en la química atmosférica

Investigación y experimentos

Más referencias