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Rayo cósmico

Flujo cósmico versus energía de partículas en la parte superior de la atmósfera de la Tierra
Imagen de la izquierda: el muón de un rayo cósmico que pasa a través de una cámara de nubes sufre una dispersión en un pequeño ángulo en la placa metálica central y sale de la cámara. Imagen de la derecha: el muón de un rayo cósmico pierde una cantidad considerable de energía después de atravesar la placa, como lo indica la mayor curvatura de la trayectoria en un campo magnético.

Los rayos cósmicos o astropartículas son partículas o grupos de partículas de alta energía (representadas principalmente por protones o núcleos atómicos ) que se mueven a través del espacio a casi la velocidad de la luz . Se originan en el Sol , desde fuera del Sistema Solar en nuestra propia galaxia, [1] y desde galaxias distantes. [2] 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 son desviadas 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. [3]

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 utilizados en física nuclear y de alta energía se utilizan en satélites y sondas espaciales para la investigación de los rayos cósmicos. [4] Los datos del Telescopio Espacial Fermi (2013) [5] se han interpretado como evidencia de que una fracción significativa de los rayos cósmicos primarios se originan en las explosiones de supernovas de estrellas. [6] [ se necesita una mejor fuente ] Según las observaciones de neutrinos y rayos gamma del blazar TXS 0506+056 en 2018, los núcleos galácticos activos también parecen producir rayos cósmicos. [7] [8]

Etimología

El término rayo (como en rayo óptico ) parece haber surgido de una creencia inicial, debido a su poder de penetración, de que los rayos cósmicos eran principalmente radiación electromagnética . [9] Sin embargo, tras un reconocimiento más amplio de los rayos cósmicos como diversas partículas de alta energía con masa intrínseca , el término "rayos" todavía era coherente con las partículas conocidas en ese momento, como los rayos catódicos , los rayos canal , los rayos alfa y los rayos beta . Mientras tanto, los fotones de rayos "cósmicos" , 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 , dependiendo de su energía fotónica .

Composición

De los rayos cósmicos primarios, que se originan fuera de la atmósfera terrestre, aproximadamente el 99% son núcleos desnudos de átomos comunes (despojados de sus capas de electrones), y aproximadamente el 1% son electrones solitarios (es decir, un tipo de partícula beta ). De los núcleos, aproximadamente el 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 . [10] Estas fracciones varían mucho en el rango de energía de los rayos cósmicos. [11] 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 a partir de 2019 [12] no había encontrado evidencia inequívoca.

Al impactar la atmósfera, los rayos cósmicos hacen estallar violentamente los átomos en otros fragmentos de materia, produciendo grandes cantidades de piones y muones (producidos a partir de la desintegración de piones cargados , que tienen una vida media corta), así como neutrinos . [13] La composición de neutrones de la cascada de partículas aumenta a menores elevaciones, alcanzando entre el 40% y el 80% de la radiación a altitudes de aeronaves. [14]

De los rayos cósmicos secundarios, los piones cargados producidos por los rayos cósmicos primarios en la atmósfera se desintegran rápidamente y emiten muones. A diferencia de los piones, estos muones no interactúan fuertemente con la materia y pueden viajar a través de la atmósfera para penetrar incluso por debajo del nivel del suelo. La velocidad a la que llegan los muones a la superficie de la Tierra es tal que aproximadamente uno por segundo atraviesa un volumen del tamaño de la cabeza de una persona. [15] Junto con la radiactividad local natural, estos muones son una causa importante de la ionización atmosférica a nivel del suelo que atrajo la atención de los científicos por primera vez, lo que llevó al descubrimiento final de los rayos cósmicos primarios que llegan desde más allá de nuestra atmósfera.

Energía

Los rayos cósmicos atraen un 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 en el ámbito científico, porque se ha observado que las energías de los rayos cósmicos de ultraalta energía más energéticos se acercan a 3 × 1020 eV [16](Esto es ligeramente mayor que 21 millones de veces la energía de diseño de partículas aceleradas por elGran Colisionador de Hadrones, 14teraelectronvoltios[TeV] (1,4×1013 eV).[17]) Se puede demostrar que tales enormes energías podrían lograrse por medio delmecanismo centrífugo de aceleraciónennúcleos galácticos activos. A 50julios[J] (3,1×1011 GeV),[18]los rayos cósmicos de ultra alta energía de mayor energía (como lapartícula OMGregistrada en 1991) tienen energías comparables a la energía cinética de una pelota de béisbol de 90kilómetros por hora[km/h] (56 mph). Como resultado de estos descubrimientos, ha habido interés en investigar rayos cósmicos de energías aún mayores.[19]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 300megaelectronvoltios[MeV] (4,8×10−11 J).[20]

Historia

Después del descubrimiento de la radiactividad por Henri Becquerel en 1896, se creyó generalmente 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. [21] 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. [22]

Descubrimiento

Pacini realiza 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 utilizó para mostrar niveles más altos de radiación en la parte superior de la Torre Eiffel que en su base. [23] 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 y a 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 de la radiactividad de la Tierra. [24]

En 1912, Victor Hess llevó tres electrómetros Wulf de precisión mejorada [3] a una altitud de 5.300 metros en un vuelo en globo libre . Encontró que la tasa de ionización aumentó aproximadamente cuatro veces con respecto a la tasa a nivel del suelo. [3] Hess descartó al Sol como fuente de radiación al realizar un ascenso en globo durante un eclipse casi total. Como la Luna bloqueaba gran parte de la radiación visible del Sol, Hess todavía midió la radiación ascendente a altitudes crecientes. [3] Concluyó que "los resultados de las observaciones parecen explicarse más probablemente por la suposición de que la radiación de muy alto poder de penetración ingresa desde arriba a nuestra atmósfera". [25] En 1913-1914, Werner Kolhörster confirmó los resultados anteriores de Victor Hess al medir la tasa de entalpía de ionización aumentada a una altitud de 9 km. [26] [27]

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

Hess recibió el Premio Nobel de Física en 1936 por su descubrimiento. [28] [29]

Hess aterriza después de su vuelo en globo en 1912.

Identificación

Bruno Rossi escribió en 1964:

A finales de los años 1920 y principios de los años 1930, el físico alemán Erich Regener y su grupo perfeccionaron hasta un grado sin precedentes la técnica de los electroscopios de autorregistro transportados por globos a las capas más altas de la atmósfera o sumergidos a grandes profundidades bajo el agua . A estos científicos debemos algunas de las mediciones más precisas jamás realizadas de la ionización de los rayos cósmicos en función de la altitud y la profundidad. [30]

Ernest Rutherford afirmó en 1931 que "gracias a los excelentes experimentos del Profesor Millikan y a los experimentos aún más profundos 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". [31]

En la década de 1920, Robert Millikan acuñó el término rayo cósmico , quien realizó mediciones de ionización debida a los rayos cósmicos desde las profundidades del agua hasta grandes altitudes y alrededor del globo. Millikan creía que sus mediciones demostraban que los rayos cósmicos primarios eran rayos gamma; es decir, fotones energéticos. Y propuso una teoría según la cual se producían en el espacio interestelar como subproductos de la fusión de átomos de hidrógeno en elementos más pesados, y que los electrones secundarios se producían en la atmósfera por dispersión Compton de rayos gamma. En 1927, mientras navegaba desde Java a los Países Bajos, Jacob Clay encontró evidencia, [32] confirmada más tarde en muchos experimentos, de que la intensidad de los rayos cósmicos aumenta desde los trópicos hasta las latitudes medias, lo que indicaba 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. [33] Partículas cargadas de tan alta energía no podrían ser producidas por fotones del proceso de fusión interestelar propuesto por Millikan. [ cita requerida ]

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". [34] Tres experimentos independientes [35] [36] [37] encontraron que la intensidad es, de hecho, mayor desde el oeste, lo que demuestra que la mayoría de los rayos cósmicos primarios son positivos. 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 llevadas por globos hasta cerca de la parte superior de la atmósfera mostraron que aproximadamente el 10% de los primarios son núcleos de helio (partículas alfa) y el 1% son núcleos de elementos más pesados ​​como el carbono, el hierro y el plomo. [38] [39]

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 causa coincidencias entre los contadores, incluso colocados a grandes distancias uno del otro". [40] En 1937, Pierre Auger , que desconocía 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 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. [41]

El físico soviético Sergei Vernov fue el primero en utilizar radiosondas para realizar lecturas de rayos cósmicos con un instrumento transportado a gran altitud en 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 anti-coincidencia para evitar el conteo de las lluvias de rayos secundarios. [42] [43]

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, en colaboración con Walter Heitler , publicado en 1937, describió 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 mediante la producción en cascada de rayos gamma y pares de electrones positivos y negativos. [44] [45]

Distribución de energía

En 1954, los miembros del Grupo de Rayos Cósmicos Rossi del Instituto Tecnológico de Massachusetts llevaron a cabo por primera vez mediciones de la energía y las direcciones de llegada de los rayos cósmicos primarios de energía ultraalta mediante las técnicas de muestreo de densidad y cronometraje rápido de extensas lluvias de aire . [46] 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 del Harvard College . 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 20  eV. Un enorme experimento de lluvia de aire llamado Proyecto Auger se está llevando a cabo actualmente en un sitio en las Pampas de Argentina por un consorcio internacional de físicos. El proyecto fue dirigido inicialmente 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 más tarde por científicos de la Colaboración internacional Pierre Auger. Su objetivo es explorar las propiedades y direcciones de llegada de los rayos cósmicos primarios de energía más alta. [47] 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 para las energías de los rayos cósmicos de largas distancias (alrededor de 160 millones de años luz) que ocurre por encima de 10 20  eV debido a las interacciones con los fotones remanentes del origen del universo del 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 de más de 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. [48] Los componentes de origen tanto galáctico como extragaláctico fueron identificados por separado en intensidades mucho menores que el 1% de las partículas cargadas primarias. Desde entonces, numerosos observatorios de rayos gamma por satélite han cartografiado el cielo de rayos gamma. El más reciente es el Observatorio Fermi, que ha producido 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.

Modulación

El ciclo solar provoca variaciones en el campo magnético del viento solar a través del cual se propagan los rayos cósmicos hacia la Tierra. Esto produce una modulación de los flujos que llegan a energías más bajas, tal como lo detecta indirectamente la red de monitorización de neutrones distribuida globalmente .

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. [49] Una propuesta de 1948 de Horace W. Babcock sugirió que las estrellas variables magnéticas podrían ser una fuente de rayos cósmicos. [50] Posteriormente, Sekido et al. (1951) identificaron la Nebulosa del Cangrejo como una fuente de rayos cósmicos. [51] 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 . [52]

Fuentes de radiación ionizante en el espacio interplanetario.

Experimentos posteriores han ayudado a identificar las fuentes de 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 energía ultraalta originados en un lugar en el cielo muy cercano 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. [53] Sin embargo, no se encontró correlación entre la incidencia de estallidos de rayos gamma y rayos cósmicos, lo que llevó a los autores a establecer límites superiores tan bajos como 3,4 × 10 −6 ×  erg ·cm −2 en el flujo de rayos cósmicos de 1 GeV – 1 TeV de estallidos de rayos gamma. [54]

En 2009, se dijo que las supernovas habían sido "identificadas" como una fuente de rayos cósmicos, un descubrimiento hecho por un grupo que utilizó datos del Very Large Telescope . [55] Este análisis, sin embargo, fue disputado en 2011 con datos de PAMELA , que revelaron que "las formas espectrales de [los núcleos de hidrógeno y helio] son ​​diferentes y no pueden describirse bien mediante una sola ley de potencia", lo que sugiere un proceso más complejo de formación de rayos cósmicos. [56] En febrero de 2013, sin embargo, una investigación que analizaba los datos de Fermi reveló a través de una observación de la desintegración de piones neutros que las supernovas eran de hecho una fuente de rayos cósmicos, y que cada explosión producía aproximadamente 3 × 10 42 – 3 × 10 43 J de rayos cósmicos. [5] [6] 

Aceleración del frente de choque (modelo teórico para supernovas y núcleos galácticos activos): el protón incidente se acelera entre dos frentes de choque hasta energías del componente de alta energía de los 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 se puede responder sin una investigación más profunda. [57] Para explicar el proceso real en las supernovas y los núcleos galácticos activos que acelera los átomos despojados, los físicos usan 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. [58] Dado que el centro galáctico se encuentra 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 energía de transición 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:

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

Una partícula cósmica primaria choca con una molécula de la atmósfera, creando una lluvia de aire.

Los rayos cósmicos se originan como rayos cósmicos primarios, que son aquellos producidos originalmente en varios procesos astrofísicos. Los rayos cósmicos primarios están compuestos principalmente de protones y partículas alfa (99%), con una pequeña cantidad de núcleos más pesados ​​(≈1%) y una proporción extremadamente diminuta de positrones y antiprotones. [10] Los rayos cósmicos secundarios, causados ​​por una desintegración de rayos cósmicos primarios cuando impactan una atmósfera, incluyen fotones, hadrones y leptones , como electrones , positrones, muones y piones . Los tres últimos de estos se detectaron por primera vez en rayos cósmicos.

Rayos cósmicos primarios

Los rayos cósmicos primarios se originan principalmente fuera del Sistema Solar y, a veces, incluso fuera 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%. [59] La fracción restante está formada por los 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 mayor abundancia (≈1%) que en la atmósfera solar, donde son solo alrededor de 10 −3 tan abundantes (en número) 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 a pesar de que son relativamente escasos.

Esta diferencia de abundancia es 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 , un ejemplo de espalación de rayos cósmicos . La espalación también es responsable de las abundancias de iones de escandio , titanio , vanadio y manganeso en los rayos cósmicos producidos por colisiones de núcleos de hierro y níquel con materia interestelar . [60]

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 de rayos cósmicos primarios

Los experimentos con satélites han encontrado evidencia de positrones y algunos antiprotones en los rayos cósmicos primarios, que representan menos del 1% de las partículas de los rayos cósmicos primarios. No parecen ser productos de grandes cantidades de antimateria del Big Bang, ni de antimateria compleja del universo. Más bien, parecen estar compuestos únicamente de estas dos partículas elementales, creadas recientemente 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. [61] [62] Se informó de una nueva medición de la fracción de positrones hasta 500 GeV, que muestra que la fracción de positrones alcanza un máximo de aproximadamente el 16% del total de eventos electrón + positrón, alrededor de una energía de 275 ± 32 GeV . A energías más altas, hasta 500 GeV, la relación de positrones a electrones comienza a caer de nuevo. El flujo absoluto de positrones también comienza a caer antes de 500 GeV, pero alcanza un máximo a energías mucho más altas que las energías de los electrones, que alcanzan un máximo de aproximadamente 10 GeV. [63] Se ha sugerido que estos resultados sobre la interpretación se deben a la producción de positrones en eventos de aniquilación de partículas masivas de materia oscura . [64]

Los antiprotones de los rayos cósmicos también tienen una energía media mucho mayor que sus homólogos de materia normal (protones). Llegan a la Tierra con una energía máxima característica de 2 GeV, lo que indica que su producción se produce mediante un proceso fundamentalmente diferente al de los protones de los rayos cósmicos, que en promedio tienen sólo una sexta parte de la energía. [65]

No hay evidencia de núcleos atómicos de antimateria complejos, como núcleos de antihelio (es decir, partículas anti-alfa), en los rayos cósmicos. Estos se están buscando activamente. Un prototipo del AMS-02, designado AMS-01 , fue lanzado al espacio a bordo del transbordador espacial Discovery en la STS-91 en junio de 1998. Al no detectar ningún antihelio en absoluto, el AMS-01 estableció un límite superior de 1,1 × 10 −6 para la relación de flujo de antihelio a helio . [66]

La luna en rayos cósmicos

Rayos cósmicos secundarios

Cuando los rayos cósmicos entran en la atmósfera de la Tierra , chocan con átomos y moléculas , principalmente oxígeno y nitrógeno. La interacción produce una cascada de partículas más ligeras, una llamada lluvia de aire, radiación secundaria que cae, incluyendo rayos X , protones, partículas alfa, piones, muones, electrones, neutrinos y neutrones . [68] Todas las partículas secundarias producidas por la colisión continúan hacia adelante en trayectorias dentro de aproximadamente un grado de la trayectoria original de la partícula primaria.

Las partículas típicas producidas en tales colisiones son neutrones y mesones cargados , como piones positivos o negativos y kaones . Algunos de estos posteriormente se desintegran en muones y neutrinos, que pueden alcanzar la superficie de la Tierra. Algunos muones de alta energía incluso penetran cierta distancia en minas poco profundas, y la mayoría de los neutrinos atraviesan la Tierra sin mayor interacción. Otros se desintegran en fotones, produciendo posteriormente cascadas electromagnéticas. Por lo tanto, junto a los fotones, los electrones y positrones suelen dominar en las lluvias de partículas en el aire. Estas partículas, así como los muones, pueden detectarse fácilmente mediante muchos tipos de detectores de partículas, como cámaras de nubes , cámaras de burbujas , detectores Cherenkov de agua o detectores de centelleo . La observación de una lluvia secundaria de partículas en múltiples detectores al mismo tiempo es una indicación de que todas las partículas provienen de ese evento.

Los rayos cósmicos que impactan en otros cuerpos planetarios del Sistema Solar se detectan indirectamente observando las emisiones de rayos gamma de alta energía con un telescopio de rayos gamma. Se distinguen de los procesos de desintegración radiactiva por sus energías superiores a unos 10 MeV.

Flujo de rayos cósmicos

Una visión general del entorno espacial muestra la relación entre la actividad solar y los rayos cósmicos galácticos. [69]

El flujo de rayos cósmicos entrantes en la atmósfera superior depende del viento solar , del campo magnético de la Tierra y de la energía de los rayos cósmicos. A distancias de ≈94  UA del Sol, el viento solar experimenta 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, lo que da lugar a la observación de que el flujo aparentemente depende de la latitud , la longitud y el ángulo acimutal .

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 participiales que llegan al planeta [70] se infieren de la radiación de menor energía que llega al suelo. [71]

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 en el flujo de rayos cósmicos en una escala de tiempo de milenio y medio a dos veces mayor en los últimos cuarenta mil años. [72]

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 3 , que es comparable a la densidad de energía de la luz estelar visible a 0,3 eV/cm 3 , la densidad de energía del campo magnético galáctico (asumido 3 microgauss) que es ≈0,25 eV/cm 3 , o la densidad de energía de la radiación de fondo cósmico de microondas (CMB) a ≈0,25 eV/cm 3 . [73]

Métodos de detección

El conjunto de telescopios aéreos Cherenkov VERITAS .

Existen dos clases principales de métodos de detección. En primer lugar, la detección directa de los rayos cósmicos primarios en el espacio o a gran altitud mediante instrumentos transportados por globos. En segundo lugar, la detección indirecta de partículas secundarias, es decir, extensas lluvias de partículas en el aire a energías más altas. Si bien ha habido propuestas y prototipos para la detección de lluvias de partículas en el aire desde el espacio o desde globos, los experimentos actuales para rayos cósmicos de alta energía se realizan 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 superior a 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 Estación Espacial Internacional , en satélites o en globos aerostáticos de gran altitud. Sin embargo, existen limitaciones de peso y tamaño que limitan la elección de los detectores.

Un ejemplo de la técnica de detección directa es un método basado en pistas nucleares desarrollado por Robert Fleischer, P. Buford Price y Robert M. Walker para su uso en globos de gran altitud. [74] En este método, se apilan juntas láminas de plástico transparente, como  policarbonato Lexan de 0,25 mm , y se exponen directamente a los rayos cósmicos en el espacio o a gran altitud. La carga nuclear provoca la ruptura del enlace químico o la ionización en el 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 de los rayos cósmicos 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 una velocidad lenta y conocida. El hidróxido de sodio cáustico disuelve el plástico a una velocidad más rápida a lo largo del camino del plástico ionizado. El resultado neto es un hoyo de grabado cónico en el plástico. Las picaduras de grabado se miden con un microscopio de alta potencia (normalmente de inmersión en aceite de 1600×) y la velocidad de grabado se grafica en función de la profundidad en el plástico apilado.

Esta técnica produce una curva única para cada núcleo atómico de 1 a 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

Actualmente se utilizan varios métodos terrestres para detectar rayos cósmicos, que pueden dividirse en dos categorías principales: la detección de partículas secundarias que forman lluvias de aire extensas (EAS) mediante diversos tipos de detectores de partículas, y la detección de la radiación electromagnética emitida por las EAS en la atmósfera.

Los extensos conjuntos de detectores de partículas que emiten lluvia de aire miden las partículas cargadas que pasan a través de ellos. Los conjuntos EAS pueden observar una amplia zona 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 los conjuntos 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 se produce radiación Cherenkov para hacerlas detectables. [75] Por lo tanto, varios conjuntos utilizan detectores Cherenkov de agua/hielo como alternativa o además de los centelleadores. Mediante la combinación de varios detectores, algunos conjuntos 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 utiliza con fines de demostración implica el uso de cámaras de niebla [76] para detectar los muones secundarios creados cuando un pión se desintegra. Las cámaras de niebla en particular se pueden construir a partir de materiales ampliamente disponibles e incluso en un laboratorio de secundaria. Un quinto método, que implica cámaras de burbujas , se puede utilizar para detectar partículas de rayos cósmicos. [77]

Más recientemente, los dispositivos CMOS en las omnipresentes cámaras de los teléfonos inteligentes se han propuesto como una red distribuida práctica para detectar lluvias de aire de rayos cósmicos de energía ultra alta. [78] La primera aplicación para explotar esta propuesta fue el experimento CRAYFIS (Cosmic RAYs Found in Smartphones). [79] [80] En 2017, la Colaboración CREDO ( Cosmic-Ray Extremely Distributed Observatory ) [81] lanzó la primera versión de su aplicación completamente de código 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 en todo el mundo. [82] La investigación futura tiene que mostrar en qué aspectos esta nueva técnica puede competir con las matrices EAS dedicadas.

El primer método de detección de la segunda categoría se llama telescopio Cherenkov aéreo , 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 cuando viajan más rápido que la velocidad de la luz en su medio, la atmósfera. [83] Si bien estos telescopios son extremadamente buenos para distinguir entre la radiación de fondo y la de origen de los rayos cósmicos, solo pueden funcionar bien en noches claras sin el brillo de 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 ella. Este método es el más preciso para los rayos cósmicos a las energías más altas, en particular cuando se combina con conjuntos EAS de detectores de partículas. [84] De manera similar a la detección de la luz Cherenkov, este método está restringido a las noches despejadas.

Otro método consiste en detectar las ondas de radio emitidas por las lluvias de partículas. Esta técnica tiene un ciclo de trabajo elevado, similar al de los detectores de partículas. La precisión de esta técnica se ha mejorado en los últimos años, como lo demuestran varios experimentos con prototipos, y puede convertirse en una alternativa a la detección de la luz Cherenkov atmosférica y la luz fluorescente, 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 da lugar 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:

n+ 14N → p + 14C

Los rayos cósmicos mantuvieron el nivel de carbono-14 [85] en la atmósfera aproximadamente constante (70 toneladas) durante al menos los últimos 100.000 años, [ cita requerida ] hasta el comienzo de las pruebas de armas nucleares sobre 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.

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, de 0,3  mSv por año para las áreas a nivel del mar a 1,0  mSv por año para las ciudades de mayor altitud, lo que eleva 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 gran altitud y largas distancias pueden estar expuestas a 2,2  mSv de radiación adicional cada año debido a los rayos cósmicos, lo que casi duplica su exposición total a la radiación ionizante.

Las cifras corresponden al período anterior al desastre nuclear de Fukushima Daiichi . Los valores de generación humana de UNSCEAR proceden del Instituto Nacional Japonés de Ciencias Radiológicas, que resumió los datos de UNSCEAR.

Efecto sobre la electrónica

Los rayos cósmicos tienen suficiente energía para alterar los estados de los componentes de los circuitos en circuitos electrónicos integrados , 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 suaves ". 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. [92] Los estudios de IBM en la década de 1990 sugieren que las computadoras generalmente experimentan alrededor de un error inducido por rayos cósmicos por cada 256 megabytes de RAM por mes. [93] Para aliviar este problema, Intel Corporation ha propuesto un detector de rayos cósmicos que podría integrarse en futuros microprocesadores de alta densidad , lo que permite que el procesador repita el último comando después de un evento de rayos cósmicos. [94] 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 provocó que un avión Airbus A330 se precipitara dos veces cientos de pies , lo que provocó lesiones a varios pasajeros y miembros de la tripulación. Se investigaron los rayos cósmicos entre otras posibles causas de la corrupción de datos, pero finalmente se descartaron por ser muy improbables. [95]

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. [96] [97] [98]

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 viajes interplanetarios en naves espaciales tripuladas. Los rayos cósmicos también suponen una amenaza para los dispositivos electrónicos colocados a bordo de las sondas espaciales que parten. En 2010, un mal funcionamiento a bordo de la sonda espacial Voyager 2 se atribuyó a un solo bit volcado , probablemente causado por un rayo cósmico. Se han considerado estrategias como el blindaje físico o magnético de las naves espaciales con el fin de minimizar el daño a los dispositivos electrónicos y a los seres humanos causado por los rayos cósmicos. [99] [100]

El 31 de mayo de 2013, los científicos de la NASA informaron que una posible misión tripulada a Marte podría implicar un riesgo de radiación mayor de lo que se creía anteriormente, basándose en la cantidad de radiación de partículas energéticas detectada por el RAD en el Laboratorio Científico de Marte durante el viaje de la Tierra a Marte en 2011-2012. [101] [102] [103]

Comparación de las dosis de radiación, incluida la cantidad detectada en el viaje de la Tierra a Marte por el RAD en el MSL (2011-2013). [101] [102] [103]

Los pasajeros y tripulaciones de aviones de reacción que vuelan a 12 kilómetros de altura están expuestos a una dosis de rayos cósmicos al menos diez veces superior a la que reciben las personas que vuelan a nivel del mar . Los aviones que vuelan por rutas polares cerca de los polos geomagnéticos corren un riesgo particular. [104] [105] [106]

Papel en los rayos

Los rayos cósmicos han sido implicados en el desencadenamiento de la ruptura eléctrica en los rayos . Se ha propuesto que esencialmente todos los rayos se desencadenan a través de un proceso relativista, o " ruptura descontrolada ", iniciado por las secundarias de los rayos cósmicos. El desarrollo posterior de la descarga del rayo se produce entonces a través de mecanismos de "ruptura convencional". [107]

Papel postulado en el cambio climático

En 1959, Edward P. Ney [108] y Robert E. Dickinson [1975] sugirieron que los rayos cósmicos desempeñan un papel en el clima . [109] Se ha postulado que los rayos cósmicos pueden haber sido responsables de importantes cambios climáticos 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 los aumentos en la exposición a los rayos cósmicos. [110] Los investigadores sugieren que esto y los bombardeos de rayos gamma derivados de supernovas locales podrían haber afectado a las tasas de cáncer y mutación , y podrían estar vinculados a alteraciones decisivas en el clima de la Tierra y a las extinciones masivas del Ordovícico . [111] [112]

El físico danés Henrik Svensmark ha argumentado polémicamente que debido a que la variación solar modula el flujo de rayos cósmicos en la Tierra, afectaría consecuentemente la tasa de formación de nubes y, por lo tanto, sería una causa indirecta del calentamiento global . [113] [114] Svensmark es uno de varios científicos que se oponen abiertamente a la evaluación científica convencional del calentamiento global, lo que lleva a preocupaciones de que la proposición de que los rayos cósmicos están conectados al calentamiento global podría estar sesgada ideológicamente en lugar de tener una base científica. [115] Otros científicos han criticado vigorosamente a Svensmark por su trabajo descuidado e inconsistente: un ejemplo es el ajuste de los datos de las nubes que subestima el error en los datos de nubes bajas, pero no en los datos de nubes altas; [116] otro ejemplo es el "manejo incorrecto de los datos físicos" que resulta en gráficos que no muestran las correlaciones que afirman mostrar. [117] A pesar de las afirmaciones de Svensmark, los rayos cósmicos galácticos no han mostrado una influencia estadísticamente significativa en los cambios en la cobertura de nubes, [118] y se ha demostrado en estudios que no tienen una relación causal con los cambios en la temperatura global. [119]

Posible factor de extinción masiva

Un puñado de estudios concluyen 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. [120] [121] [122]

Investigación y experimentos

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

Basado en tierra

Satélite

Transportado en globo

Véase también

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