Rayos cósmicos

Los rayos cósmicos o radiación cósmica son protones de alta energía y núcleos atómicos que se mueven a través del 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 magnetosfera o la heliosfera desvían la mayor parte hacia el espacio.

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 en su mayoría radiación electromagnética. En el uso científico común, las partículas de alta energía con masa intrínseca se conocen como rayos "cósmicos", 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. -rayos, dependiendo de 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.

Energía

Los rayos cósmicos atraen gran interés en la práctica, debido al daño que infligen a la microelectrónica y a la vida fuera de la protección de una atmósfera y un campo magnético, y científicamente, porque se ha observado que las energías de los rayos cósmicos de ultra alta energía más energéticos se acercan a 3 × 10 eV, alrededor de 40 millones de veces la energía de las partículas aceleradas por el Gran Colisionador de Hadrones. Se puede demostrar que energías tan enormes podrían lograrse por medio del mecanismo centrífugo de aceleración en los núcleos galácticos activos. A 50 J,los rayos cósmicos de energía ultra alta de energía más alta (como la partícula OMG registrada en 1991) tienen energías comparables a la energía cinética de una pelota de béisbol de 90 kilómetros por hora (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 0,3 gigaelectronvoltios (4,8 × 10 J).

Historia

Después del descubrimiento de la radiactividad por Henri Becquerel en 1896, en general 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

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 5.300 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 la radiación haciendo 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.

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

Identificación

Bruno Rossi escribió que:

A finales de la década de 1920 y principios de la de 1930, el físico alemán Erich Regener y su grupo llevaron a un grado de perfección sin precedentes la técnica de los electroscopios autograbadores llevados por globos a las capas más altas de la atmósfera o hundidos a grandes profundidades bajo el agua. A estos científicos les debemos algunas de las mediciones más precisas jamás realizadas de la ionización de rayos cósmicos en función de la altitud y la 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 el agua en la que podemos confiar con seguridad. sobre".

En la década de 1920, el término rayos cósmicos fue acuñado por Robert Millikan, quien realizó mediciones de la ionización debido 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 pruebas,Más tarde se confirmó en muchos experimentos 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 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 de partículas muy extensas, 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 Sergey 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

Las 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 sincronización rápida de lluvias de aire extensas se llevaron a cabo por primera vez 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 10 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 (alrededor de 160 millones de años luz) que se produce por encima de 10 eV debido a las interacciones con los fotones remanentes del origen del universo en el 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 (fotones >50 MeV) fueron finalmente descubiertos en la radiación cósmica primaria por un experimento del MIT llevado a cabo en el satélite OSO-3 en 1967. Los componentes de origen galáctico y extragaláctico fueron identificados por separado a intensidades mucho menores que 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 en nuestra galaxia, y numerosas fuentes extragalácticas puntuales distribuidas por la esfera celeste.

Fuentes

Las primeras especulaciones sobre las fuentes de los rayos cósmicos incluyeron una propuesta de 1934 de Baade y Zwicky que sugería que los rayos cósmicos se originaban a partir de supernovas. Una propuesta de 1948 de Horace W. Babcock sugirió que las estrellas variables magnéticas podrían ser una fuente de rayos cósmicos. Posteriormente, Sekido et al. (1951) identificó la Nebulosa del Cangrejo como una fuente de rayos cósmicos. Desde entonces, comenzó a surgir una amplia variedad de fuentes potenciales de rayos cósmicos, incluidas supernovas, núcleos galácticos activos, cuásares y estallidos de rayos gamma.

Experimentos posteriores han ayudado a identificar las fuentes de los rayos cósmicos con mayor certeza. En 2009, un artículo presentado en la Conferencia Internacional de Rayos Cósmicos por científicos del Observatorio Pierre Auger en Argentina mostró rayos cósmicos de ultra alta energía que se originaban en una ubicación en el cielo muy cercana a la radiogalaxia Centaurus A, aunque los autores afirmaron específicamente que Se requeriría más investigación para confirmar que Centaurus A es una fuente de rayos cósmicos. Sin embargo, no se encontró correlación entre la incidencia de los estallidos de rayos gamma y los rayos cósmicos, lo que provocó que los autores establecieran límites superiores tan bajos como 3,4 × 10 × erg·cm en el flujo de rayos cósmicos de 1 GeV – 1 TeV de rayos gamma. estalla

En 2009, se dijo que las supernovas habían sido "fijadas" como fuente de rayos cósmicos, un descubrimiento realizado por un grupo que utilizó datos del Very Large Telescope. Este análisis, sin embargo, fue cuestionado en 2011 con datos de PAMELA, que revelaron que "las formas espectrales de [núcleos de hidrógeno y helio] son ​​diferentes y no pueden describirse bien con una sola ley de potencia", lo que sugiere un proceso más complejo de formación de rayos cósmicos.. Sin embargo, en febrero de 2013, una investigación que analizó los datos de Fermi reveló a través de una observación de la descomposición de piones neutros que las supernovas eran de hecho una fuente de rayos cósmicos, con cada explosión produciendo aproximadamente 3 × 10 - 3 × 10 J de rayos cósmicos.

Sin embargo, las supernovas no producen todos los rayos cósmicos y la proporción de rayos cósmicos que producen es una pregunta que no puede responderse sin una investigación más profunda. Para explicar el proceso real en las supernovas y los núcleos galácticos activos que aceleran los átomos despojados, los físicos utilizan la aceleración del frente de choque como argumento de plausibilidad (ver imagen a la derecha).

En 2017, la Colaboración Pierre Auger publicó la observación de una anisotropía débil en las direcciones de llegada de los rayos cósmicos de mayor energía. Dado que el Centro Galáctico está en la región deficitaria, esta anisotropía puede interpretarse como evidencia del origen extragaláctico de los rayos cósmicos en las energías más altas. Esto implica que debe haber una transición de energía de fuentes galácticas a extragalácticas, y puede haber diferentes tipos de fuentes de rayos cósmicos que contribuyan a diferentes rangos de energía.

Tipos

Los rayos cósmicos se pueden dividir en dos tipos:

• rayos cósmicos galácticos (RGC) y rayos cósmicos extragalácticos, es decir, partículas de alta energía que se originan fuera del sistema solar, y
• partículas energéticas solares, partículas de alta energía (predominantemente protones) emitidas por el sol, principalmente en erupciones solares.

Sin embargo, el término "rayo cósmico" se usa a menudo para referirse solo al flujo extrasolar.

Los rayos cósmicos se originan como rayos cósmicos primarios, que son los producidos originalmente en varios procesos astrofísicos. Los rayos cósmicos primarios se componen principalmente de protones y partículas alfa (99 %), con una pequeña cantidad de núcleos más pesados ​​(≈1 %) y una proporción extremadamente pequeña de positrones y antiprotones. Los rayos cósmicos secundarios, causados ​​por la descomposición de los rayos cósmicos primarios cuando impactan en la atmósfera, incluyen fotones, leptones y hadrones, como electrones, positrones, muones y piones. Los últimos tres de estos fueron detectados por primera vez en los rayos cósmicos.

Rayos cósmicos primarios

Los rayos cósmicos primarios en su mayoría se originan fuera del Sistema Solar y, a veces, incluso de la Vía Láctea. Cuando interactúan con la atmósfera de la Tierra, se convierten en partículas secundarias. La relación de masa de los núcleos de helio a hidrógeno, 28%, es similar a la relación de abundancia elemental primordial de estos elementos, 24%. La fracción restante está formada por otros núcleos más pesados ​​que son productos finales típicos de la nucleosíntesis, principalmente litio, berilio y boro. Estos núcleos aparecen en los rayos cósmicos en mucha mayor abundancia (≈1%) que en la atmósfera solar, donde son sólo alrededor de 10tan abundante como el helio. Los rayos cósmicos compuestos por núcleos cargados más pesados ​​que el helio se denominan iones HZE. Debido a la alta carga y la naturaleza pesada de los iones HZE, su contribución a la dosis de radiación de un astronauta en el espacio es significativa, aunque son relativamente escasos.

Esta diferencia de abundancia es el resultado de la forma en que se forman los rayos cósmicos secundarios. Los núcleos de carbono y oxígeno chocan con la materia interestelar para formar litio, berilio y boro en un proceso denominado espalación de rayos cósmicos. La espalación también es responsable de la abundancia de iones de escandio, titanio, vanadio y manganeso en los rayos cósmicos producidos por colisiones de núcleos de hierro y níquel con materia interestelar.

A altas energías, la composición cambia y los núcleos más pesados ​​tienen mayores abundancias en algunos rangos de energía. Los experimentos actuales apuntan a mediciones más precisas de la composición a altas energías.

Antimateria primaria de rayos cósmicos

Los experimentos satelitales han encontrado evidencia de positrones y algunos antiprotones en los rayos cósmicos primarios, que representan menos del 1% de las partículas en los rayos cósmicos primarios. Estos no parecen ser productos de grandes cantidades de antimateria del Big Bang, o de hecho, antimateria compleja en el universo. Más bien, parecen consistir en solo estas dos partículas elementales, recién creadas en procesos energéticos.

Los resultados preliminares del espectrómetro magnético alfa (AMS-02) actualmente en funcionamiento a bordo de la Estación Espacial Internacional muestran que los positrones en los rayos cósmicos llegan sin direccionalidad. En septiembre de 2014, se presentaron nuevos resultados con casi el doble de datos en una charla en el CERN y se publicaron en Physical Review Letters. Se informó una nueva medición de la fracción de positrones de hasta 500 GeV, que muestra que la fracción de positrones alcanza un máximo de alrededor del 16 % del total de eventos de electrones+positrones, alrededor de una energía de 275 ± 32 GeV. A energías más altas, hasta 500 GeV, la proporción de positrones a electrones comienza a caer nuevamente. El flujo absoluto de positrones también comienza a caer antes de los 500 GeV, pero alcanza su punto máximo a energías mucho más altas que las energías de los electrones, que alcanzan su punto máximo alrededor de los 10 GeV.Se ha sugerido que estos resultados de interpretación se deben a la producción de positrones en eventos de aniquilación de partículas masivas de materia oscura.

Los antiprotones de rayos cósmicos también tienen una energía promedio mucho más alta que sus contrapartes de materia normal (protones). Llegan a la Tierra con una energía máxima característica de 2 GeV, lo que indica su producción en un proceso fundamentalmente diferente al de los protones de rayos cósmicos, que en promedio tienen solo una sexta parte de la energía.

No hay evidencia de núcleos atómicos complejos de antimateria, como los núcleos de antihelio (es decir, partículas anti-alfa), en los rayos cósmicos. Estos están siendo buscados activamente. Un prototipo del AMS-02, denominado AMS-01, voló al espacio a bordo del transbordador espacial Discovery en STS-91 en junio de 1998. Al no detectar nada de antihelio, el AMS-01 estableció un límite superior de 1,1 × 10 para la relación de flujo de antihelio a helio.

Rayos cósmicos secundarios

Cuando los rayos cósmicos entran en la atmósfera terrestre, chocan con átomos y moléculas, principalmente oxígeno y nitrógeno. La interacción produce una cascada de partículas más ligeras, la llamada lluvia de aire de radiación secundaria que cae, incluyendo rayos X, protones, partículas alfa, piones, muones, electrones, neutrinos y neutrones. Todas las partículas secundarias producidas por la colisión continúan en caminos dentro de aproximadamente un grado del camino original de la partícula primaria.

Las partículas típicas producidas en tales colisiones son los neutrones y los mesones cargados, como los piones y kaones positivos o negativos. Algunos de estos se descomponen posteriormente en muones y neutrinos, que pueden llegar a la superficie de la Tierra. Algunos muones de alta energía incluso penetran a cierta distancia en minas poco profundas, y la mayoría de los neutrinos atraviesan la Tierra sin más interacción. Otros se descomponen en fotones, produciendo posteriormente cascadas electromagnéticas. Por lo tanto, junto a los fotones, los electrones y los positrones suelen dominar en las lluvias de aire. Estas partículas, así como los muones, se pueden detectar fácilmente con muchos tipos de detectores de partículas, como cámaras de niebla, cámaras de burbujas, detectores de agua-Cherenkov o de centelleo.

Los rayos cósmicos que impactan en otros cuerpos planetarios del Sistema Solar se detectan indirectamente mediante la observación de emisiones de rayos gamma de alta energía con un telescopio de rayos gamma. Estos se distinguen de los procesos de desintegración radiactiva por sus energías más altas por encima de unos 10 MeV.

Flujo de rayos cósmicos

El flujo de rayos cósmicos entrantes en la atmósfera superior depende del viento solar, el campo magnético de la Tierra y la energía de los rayos cósmicos. A distancias de ≈94 UA del Sol, el viento solar sufre una transición, llamada choque de terminación, de velocidades supersónicas a subsónicas. La región entre el choque de terminación y la heliopausa actúa como una barrera para los rayos cósmicos, disminuyendo el flujo a energías más bajas (≤ 1 GeV) en aproximadamente un 90 %. Sin embargo, la fuerza del viento solar no es constante y, por lo tanto, se ha observado que el flujo de rayos cósmicos está correlacionado con la actividad solar.

Además, el campo magnético de la Tierra actúa para desviar los rayos cósmicos de su superficie, dando lugar a la observación de que el flujo aparentemente depende de la latitud, la longitud y el ángulo azimutal.

Los efectos combinados de todos los factores mencionados contribuyen al flujo de rayos cósmicos en la superficie de la Tierra. La siguiente tabla de frecuencias de participio llega al planeta y se deducen de la radiación de menor energía que llega al suelo.

En el pasado, se creía que el flujo de rayos cósmicos se mantenía bastante constante a lo largo del tiempo. Sin embargo, investigaciones recientes sugieren cambios de uno y medio a dos veces en la escala de tiempo del milenio en el flujo de rayos cósmicos en los últimos cuarenta mil años.

La magnitud de la energía del flujo de rayos cósmicos en el espacio interestelar es muy comparable a la de otras energías del espacio profundo: la densidad de energía de los rayos cósmicos promedia alrededor de un electrón-voltio por centímetro cúbico de espacio interestelar, o ≈1 eV/cm, que es comparable a la densidad de energía de la luz estelar visible a 0,3 eV/cm, la densidad de energía del campo magnético galáctico (supuesto de 3 microgauss) que es ≈0,25 eV/cm, o la densidad de energía de radiación del fondo cósmico de microondas (CMB) a ≈0,25 eV/cm.

Métodos de detección

Hay dos clases principales de métodos de detección. Primero, la detección directa de los rayos cósmicos primarios en el espacio oa gran altura mediante instrumentos a bordo de globos. En segundo lugar, la detección indirecta de partículas secundarias, es decir, lluvias de aire extensas a energías más altas. Si bien ha habido propuestas y prototipos para la detección de lluvias de aire en el espacio y en globos, los experimentos actualmente en funcionamiento para rayos cósmicos de alta energía se basan en tierra. En general, la detección directa es más precisa que la detección indirecta. Sin embargo, el flujo de rayos cósmicos disminuye con la energía, lo que dificulta la detección directa para el rango de energía por encima de 1 PeV. Tanto la detección directa como la indirecta se realizan mediante varias técnicas.

Detección directa

La detección directa es posible mediante todo tipo de detectores de partículas en la ISS, en satélites o globos de gran altitud. Sin embargo, existen limitaciones de peso y tamaño que limitan las opciones de detectores.

Un ejemplo de la técnica de detección directa es un método basado en huellas nucleares desarrollado por Robert Fleischer, P. Buford Price y Robert M. Walker para su uso en globos de gran altitud.En este método, se apilan láminas de plástico transparente, como policarbonato Lexan de 0,25 mm, y se exponen directamente a los rayos cósmicos en el espacio oa gran altura. La carga nuclear provoca la ruptura del enlace químico o la ionización del plástico. En la parte superior de la pila de plástico, la ionización es menor debido a la alta velocidad de los rayos cósmicos. A medida que la velocidad del rayo cósmico disminuye debido a la desaceleración en la pila, la ionización aumenta a lo largo del camino. Las láminas de plástico resultantes se "graban" o se disuelven lentamente en una solución de hidróxido de sodio cáustico caliente, que elimina el material de la superficie a un ritmo lento y conocido. El hidróxido de sodio cáustico disuelve el plástico a un ritmo más rápido a lo largo del camino del plástico ionizado. El resultado neto es un hoyo de grabado cónico en el plástico. Los hoyos de grabado se miden bajo un microscopio de alta potencia (típicamente 1600× de inmersión en aceite),

Esta técnica produce una curva única para cada núcleo atómico del 1 al 92, lo que permite identificar tanto la carga como la energía del rayo cósmico que atraviesa la pila de plástico. Cuanto más extensa sea la ionización a lo largo del camino, mayor será la carga. Además de sus usos para la detección de rayos cósmicos, la técnica también se utiliza para detectar núcleos creados como productos de la fisión nuclear.

Detección indirecta

Hay varios métodos terrestres para detectar rayos cósmicos actualmente en uso, que se pueden dividir en dos categorías principales: la detección de partículas secundarias que forman lluvias de aire extensas (EAS) por varios tipos de detectores de partículas, y la detección de radiación electromagnética emitida por EAS en la atmósfera.

Los extensos conjuntos de duchas de aire hechos de detectores de partículas miden las partículas cargadas que pasan a través de ellos. Los arreglos EAS pueden observar una amplia área del cielo y pueden estar activos más del 90% del tiempo. Sin embargo, son menos capaces de segregar los efectos de fondo de los rayos cósmicos que los telescopios Cherenkov de aire. La mayoría de las matrices EAS de última generación emplean centelleadores de plástico. También se utiliza agua (líquida o congelada) como medio de detección a través del cual pasan las partículas y produce radiación Cherenkov para hacerlas detectables.Por lo tanto, varias matrices utilizan detectores Cherenkov de agua/hielo como alternativa o además de los centelleadores. Mediante la combinación de varios detectores, algunas matrices EAS tienen la capacidad de distinguir los muones de las partículas secundarias más ligeras (fotones, electrones, positrones). La fracción de muones entre las partículas secundarias es una forma tradicional de estimar la composición de masa de los rayos cósmicos primarios.

Un método histórico de detección de partículas secundarias que todavía se usa con fines de demostración implica el uso de cámaras de niebla para detectar los muones secundarios creados cuando un pión se desintegra. Las cámaras de niebla, en particular, se pueden construir con materiales ampliamente disponibles y se pueden construir incluso en un laboratorio de escuela secundaria. Se puede usar un quinto método, que involucra cámaras de burbujas, para detectar partículas de rayos cósmicos.

Más recientemente, los dispositivos CMOS en las cámaras omnipresentes de los teléfonos inteligentes se han propuesto como una red distribuida práctica para detectar lluvias de aire de rayos cósmicos de energía ultra alta. La primera aplicación que explotó esta propuesta fue el experimento CRAYFIS (Cosmic RAYs Found in Smartphones). En 2017, la colaboración CREDO (Cosmic Ray Extremely Distributed Observatory) lanzó la primera versión de su aplicación de código completamente abierto para dispositivos Android. Desde entonces, la colaboración ha atraído el interés y el apoyo de muchas instituciones científicas, instituciones educativas y miembros del público de todo el mundo. La investigación futura debe mostrar en qué aspectos esta nueva técnica puede competir con las matrices EAS dedicadas.

El primer método de detección de la segunda categoría se denomina telescopio aéreo Cherenkov, diseñado para detectar rayos cósmicos de baja energía (<200 GeV) mediante el análisis de su radiación Cherenkov, que para los rayos cósmicos son rayos gamma emitidos a medida que viajan más rápido que el velocidad de la luz en su medio, la atmósfera. Si bien estos telescopios son extremadamente buenos para distinguir entre la radiación de fondo y la del origen de los rayos cósmicos, solo pueden funcionar bien en noches despejadas sin que brille la Luna, tienen campos de visión muy pequeños y solo están activos durante un pequeño porcentaje del tiempo..

Un segundo método detecta la luz de la fluorescencia del nitrógeno causada por la excitación del nitrógeno en la atmósfera por partículas que se mueven a través de la atmósfera. Este método es el más preciso para los rayos cósmicos a las energías más altas, en particular cuando se combina con matrices EAS de detectores de partículas. Similar a la detección de la luz de Cherenkov, este método está restringido a noches despejadas.

Otro método detecta las ondas de radio emitidas por las duchas de aire. Esta técnica tiene un alto ciclo de trabajo similar al de los detectores de partículas. La precisión de esta técnica se mejoró en los últimos años, como lo demuestran varios experimentos prototipo, y puede convertirse en una alternativa a la detección de la luz atmosférica de Cherenkov y la luz de fluorescencia, al menos a altas energías.

Efectos

Cambios en la química atmosférica

Los rayos cósmicos ionizan las moléculas de nitrógeno y oxígeno en la atmósfera, lo que conduce a una serie de reacciones químicas. Los rayos cósmicos también son responsables de la producción continua de una serie de isótopos inestables, como el carbono-14, en la atmósfera terrestre a través de la reacción:norte + norte → pag + C

Los rayos cósmicos mantuvieron el nivel de carbono-14 en la atmósfera más o menos constante (70 toneladas) durante al menos los últimos 100.000 años, hasta el comienzo de las pruebas de armas nucleares en la superficie a principios de la década de 1950. Este hecho se utiliza en la datación por radiocarbono.Productos de reacción de rayos cósmicos primarios, vida media de radioisótopos y reacción de producción

• Tritio (12,3 años): N(n, H) C (espalación)
• Berilio-7 (53,3 días)
• Berilio-10 (1,39 millones de años): N(n,p α) Be (espalación)
• Carbono-14 (5730 años): N(n, p) C (activación de neutrones)
• Sodio-22 (2,6 años)
• Sodio-24 (15 horas)
• Magnesio-28 (20,9 horas)
• Silicio-31 (2,6 horas)
• Silicio-32 (101 años)
• Fósforo-32 (14,3 días)
• Azufre-35 (87,5 días)
• Azufre-38 (2,84 horas)
• Cloro-34 m (32 minutos)
• Cloro-36 (300.000 años)
• Cloro-38 (37,2 minutos)
• Cloro-39 (56 minutos)
• Argón-39 (269 años)
• Krypton-85 (10,7 años)

Papel en la radiación ambiental

Los rayos cósmicos constituyen una fracción de la exposición anual a la radiación de los seres humanos en la Tierra, con un promedio de 0,39 mSv de un total de 3 mSv por año (13% del fondo total) para la población de la Tierra. Sin embargo, la radiación de fondo de los rayos cósmicos aumenta con la altitud, desde 0,3 mSv por año para las áreas a nivel del mar hasta 1,0 mSv por año para las ciudades de mayor altitud, elevando la exposición a la radiación cósmica a una cuarta parte de la exposición total a la radiación de fondo para las poblaciones de dichas ciudades.. Las tripulaciones de las aerolíneas que vuelan rutas de larga distancia a gran altitud pueden estar expuestas a 2,2 mSv de radiación adicional cada año debido a los rayos cósmicos, casi duplicando su exposición total a la radiación ionizante.

Las cifras corresponden al tiempo anterior al desastre nuclear de Fukushima Daiichi. Los valores hechos por humanos por UNSCEAR son del Instituto Nacional Japonés de Ciencias Radiológicas, que resumió los datos de UNSCEAR.

Efecto en la electrónica

Los rayos cósmicos tienen suficiente energía para alterar los estados de los componentes del circuito en los circuitos integrados electrónicos, lo que provoca que se produzcan errores transitorios (como datos corruptos en dispositivos de memoria electrónica o rendimiento incorrecto de las CPU), a menudo denominados "errores leves". Esto ha sido un problema en la electrónica a altitudes extremadamente altas, como en los satélites, pero con los transistores cada vez más pequeños, esto también se está convirtiendo en una preocupación cada vez mayor en la electrónica a nivel del suelo. Los estudios realizados por IBM en la década de 1990 sugieren que las computadoras normalmente experimentan un error inducido por rayos cósmicos por cada 256 megabytes de RAM por mes.Para paliar este problema, Intel Corporation ha propuesto un detector de rayos cósmicos que podría integrarse en futuros microprocesadores de alta densidad, permitiendo que el procesador repita el último comando después de un evento de rayos cósmicos. La memoria ECC se utiliza para proteger los datos contra la corrupción de datos causada por los rayos cósmicos.

En 2008, la corrupción de datos en un sistema de control de vuelo hizo que un avión de pasajeros Airbus A330 se hundiera dos veces cientos de pies, lo que provocó lesiones a varios pasajeros y miembros de la tripulación. Los rayos cósmicos se investigaron entre otras posibles causas de la corrupción de datos, pero finalmente se descartaron por ser muy poco probables.

En agosto de 2020, los científicos informaron que la radiación ionizante de los materiales radiactivos ambientales y los rayos cósmicos pueden limitar sustancialmente los tiempos de coherencia de los qubits si no están protegidos adecuadamente, lo que puede ser fundamental para la realización de computadoras cuánticas superconductoras tolerantes a fallas en el futuro.

Importancia para los viajes aeroespaciales

Los rayos cósmicos galácticos son una de las barreras más importantes que se interponen en el camino de los planes de viaje interplanetario de naves espaciales tripuladas. Los rayos cósmicos también representan una amenaza para los dispositivos electrónicos colocados a bordo de las sondas salientes. En 2010, un mal funcionamiento a bordo de la sonda espacial Voyager 2 se atribuyó a un solo bit volteado, probablemente causado por un rayo cósmico. Se han considerado estrategias como el blindaje físico o magnético para naves espaciales con el fin de minimizar el daño a la electrónica ya los seres humanos causado por los rayos cósmicos.

El 31 de mayo de 2013, los científicos de la NASA informaron que una posible misión tripulada a Marte puede implicar un mayor riesgo de radiación de lo que se creía anteriormente, según la cantidad de radiación de partículas energéticas detectada por el RAD en el Laboratorio de Ciencias de Marte mientras viajaba de la Tierra a Marte en 2011–2012.

Volando a 12 kilómetros (39 000 pies) de altura, los pasajeros y las tripulaciones de los aviones a reacción están expuestos a por lo menos 10 veces la dosis de rayos cósmicos que reciben las personas al nivel del mar. Las aeronaves que vuelan rutas polares cerca de los polos geomagnéticos corren un riesgo especial.

Papel en un rayo

Los rayos cósmicos se han implicado en el desencadenamiento de averías eléctricas en los rayos. Se ha propuesto que esencialmente todos los relámpagos se desencadenan a través de un proceso relativista, o "ruptura fuera de control", sembrado por rayos cósmicos secundarios. El desarrollo subsiguiente de la descarga del rayo se produce a través de mecanismos de "ruptura convencionales".

Papel postulado en el cambio climático

Edward P. Ney en 1959 y Robert E. Dickinson en 1975 sugirieron un papel para los rayos cósmicos en el clima. Se ha postulado que los rayos cósmicos pueden haber sido responsables de cambios climáticos importantes y extinciones masivas en el pasado. Según Adrian Mellott y Mikhail Medvedev, los ciclos de 62 millones de años en las poblaciones marinas biológicas se correlacionan con el movimiento de la Tierra en relación con el plano galáctico y aumenta la exposición a los rayos cósmicos. Los investigadores sugieren que este y los bombardeos de rayos gamma derivados de supernovas locales podrían haber afectado las tasas de cáncer y mutación, y podrían estar relacionados con alteraciones decisivas en el clima de la Tierra y con las extinciones masivas del Ordovícico.

El físico danés Henrik Svensmark ha argumentado de manera controvertida que debido a que la variación solar modula el flujo de rayos cósmicos en la Tierra, en consecuencia, afectaría la tasa de formación de nubes y, por lo tanto, sería una causa indirecta del calentamiento global. Svensmark es uno de varios científicos que se oponen abiertamente a la evaluación científica convencional del calentamiento global, lo que genera preocupaciones de que la proposición de que los rayos cósmicos están conectados con el calentamiento global podría tener un sesgo ideológico en lugar de una base científica. Otros científicos han criticado enérgicamente a Svensmark por su trabajo descuidado e inconsistente: un ejemplo es el ajuste de los datos de nubes que subestima el error en los datos de nubes bajas, pero no en los datos de nubes altas;otro ejemplo es el "manejo incorrecto de los datos físicos" que da como resultado gráficos que no muestran las correlaciones que dicen mostrar. A pesar de las afirmaciones de Svensmark, los rayos cósmicos galácticos no han mostrado una influencia estadísticamente significativa en los cambios en la cubierta de nubes y se ha demostrado en estudios que no tienen una relación causal con los cambios en la temperatura global.

Posible factor de extinción masiva

Un puñado de estudios concluye que una supernova cercana o una serie de supernovas causaron el evento de extinción de la megafauna marina del Plioceno al aumentar sustancialmente los niveles de radiación a cantidades peligrosas para los grandes animales marinos.

Investigación y experimentos

Hay una serie de iniciativas de investigación de rayos cósmicos, que se enumeran a continuación.

Basado en tierra

• Conjunto de ducha de aire gigante Akeno
• Conjunto de ducha de aire Chicago
• CHICOS
• NUBE
• CRIPTA
• GAMA
• UVAS-3
• HAWC
• HEGRA
• Sistema estereoscópico de alta energía
• Detector de rayos cósmicos de ojo de mosca de alta resolución
• Cubo de hielo
• KASCADA
• MAGIA
• MARIACHI
• Milagro
• NMDB
• Observatorio Pierre Auger
• QuarkNet
• Tierra nave espacial
• Proyecto de conjunto de telescopios
• experimento tunka
• VERITAS
• Matriz de coincidencia de tiempo de área grande de Washington

Satélite

• ACE (Explorador de composición avanzada)
• Espectrómetro magnético alfa
• Cassini–Huygens
• Telescopio espacial de rayos gamma Fermi
• HEAO 1, HEAO 2, HEAO 3
• Explorador de límites interestelares
• Detector de intensidad de rayos cósmicos Langton Ultimate
• pamela
• Observatorio Solar y Heliosférico
• Voyager 1 y Voyager 2

En globo

• Calorímetro de ionización fina avanzada
• bess
• Energética y Masa de Rayos Cósmicos (CREMA)
• HEAT (Telescopio de antimateria de alta energía)
• PERDaix
• TIGRE
• TRAZADOR (detector de rayos cósmicos)