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Rayo cósmico

Flujo cósmico versus energía de partículas en la parte superior de la atmósfera terrestre
Imagen de la izquierda: el muón de rayos cósmicos que pasa a través de una cámara de niebla sufre una dispersión en un pequeño ángulo en la placa metálica del medio y abandona la cámara. Imagen de la derecha: muón de rayos cósmicos que 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 por el espacio casi a la velocidad de la luz . Se originan en el Sol , fuera del Sistema Solar en nuestra propia galaxia, [1] y en 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 los 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 finales de los años cincuenta. Los detectores de partículas similares a los utilizados en la física nuclear y de altas energías 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 explosiones de supernovas estelares. [6] [ se necesita una mejor fuente ] Según 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 en su mayoría radiación electromagnética . [9] Sin embargo, tras un reconocimiento más amplio de los rayos cósmicos como varias partículas de alta energía con masa intrínseca , el término "rayos" todavía era consistente con partículas entonces conocidas como rayos catódicos , rayos canal , rayos alfa y 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 con 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, alrededor del 99% son núcleos desnudos de átomos comunes (despojados de sus capas electrónicas) 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 los 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 no ha logrado detectarlas. [12]

Al impactar en la atmósfera, los rayos cósmicos hacen estallar violentamente los átomos en otros trozos 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 en elevaciones más bajas, alcanzando entre el 40% y el 80% de la radiación en altitudes de aviones. [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 de llegada de 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 natural local, estos muones son una causa importante de la ionización atmosférica a nivel del suelo que atrajo por primera vez la atención de los científicos, lo que llevó al eventual descubrimiento 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 causan 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 energía ultraalta más energéticos se acercan a 3 × 1020 eV [16](Esto es ligeramente mayor que 21 millones de veces la energía de diseño de las partículas aceleradas por elGran Colisionador de Hadrones, 14teraelectronvoltios[TeV] (1,4×1013 eV).[17]) Se puede demostrar que energías tan enormes podría lograrse mediante elmecanismo centrífugo de aceleraciónen losnúcleos galácticos activos. A 50julios[J] (3,1×1011 GeV),[18]los rayos cósmicos de energía ultraalta de mayor energía (como lapartícula OMGregistrada en 1991) tienen energías comparables a la energía cinética de una estrella de 90kilómetros-por hora[km/h] (56 mph) de béisbol. Como resultado de estos descubrimientos, ha surgido interés en investigar rayos cósmicos de energías aún mayores. [19]La mayoría de los rayos cósmicos, sin embargo, 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 creía en general que la electricidad atmosférica, la ionización del aire , era causada únicamente por la radiación de elementos radiactivos del suelo o de los gases radiactivos o isótopos de radón que producen. [21] Las mediciones de tasas de ionización crecientes a alturas cada vez mayores 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 cima 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 a la radiactividad de la Tierra. [24]

En 1912, Victor Hess llevó tres electrómetros Wulf de mayor precisión [3] a una altitud de 5.300 metros en un vuelo libre en globo . Encontró que la tasa de ionización aumentaba aproximadamente cuatro veces más que la tasa a nivel del suelo. [3] Hess descartó el Sol como fuente de radiación al hacer que un globo ascendiera durante un eclipse casi total. Dado que la luna bloquea gran parte de la radiación visible del Sol, Hess aún midió la radiación creciente a altitudes crecientes. [3] Concluyó que "los resultados de las observaciones parecen explicarse más probablemente por la suposición de que radiación de muy alto poder de penetración entra desde arriba en nuestra atmósfera". [25] 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. [26] [27]

Aumento de la ionización con la altitud medida 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 que:

A finales de los años 20 y principios de los 30, el físico alemán Erich Regener y su grupo llevaron a un grado de perfección sin precedentes la técnica de electroscopios de autorregistro transportados 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 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 aún más amplios experimentos 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". al". [31]

En la década de 1920, el término rayo cósmico 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 mediciones demostraban que los rayos cósmicos primarios eran rayos gamma; es decir, fotones energéticos. Y propuso la teoría de que 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 mediante la dispersión Compton de rayos gamma. En 1927, mientras navegaba de Java a los Países Bajos, Jacob Clay encontró evidencia, [32] posteriormente confirmada 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 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] No es posible que los fotones del proceso de fusión interestelar propuesto por Millikan produzcan partículas cargadas de tan alta energía. [ cita necesaria ]

En 1930, Bruno Rossi predijo una diferencia entre las intensidades de los rayos cósmicos que llegan del este y del 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 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, observaciones con emulsiones nucleares transportadas por globos 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 carbono, hierro y 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 aparato de control es golpeado por una lluvia muy extensa de partículas, lo que provoca coincidencias entre los contadores, incluso colocados a grandes distancias entre sí". [40] En 1937, Pierre Auger , ignorante del informe anterior de Rossi, detectó el mismo fenómeno y lo investigó con cierto detalle. Concluyó que las partículas de rayos cósmicos primarios 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 altura en un globo. El 1 de abril de 1935, tomó medidas en alturas de hasta 13,6 kilómetros utilizando un par de contadores Geiger en un circuito anti-coincidencia para evitar el recuento de lluvias de rayos secundarios. [42] [43]

Homi J. Bhabha derivó una expresión para la probabilidad de dispersión de positrones por electrones, un proceso ahora conocido como dispersión de Bhabha . Su artículo clásico, publicado 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 mediante la producción en cascada de rayos gamma y pares de electrones positivos y negativos. [44] [45]

Distribución de energía

Las mediciones de la energía y las direcciones de llegada de los rayos cósmicos primarios de energía ultraalta mediante técnicas de muestreo de densidad y sincronización rápida de extensas lluvias de aire fueron realizadas por primera vez en 1954 por miembros del Grupo Rossi de Rayos Cósmicos del Instituto Tecnológico de Massachusetts. . [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 de la Universidad de Harvard . A partir de ese trabajo, y de muchos otros experimentos llevados a cabo 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 consorcio internacional de físicos está llevando a cabo actualmente un enorme experimento de ducha de aire llamado Proyecto Auger en un sitio en la Pampa de Argentina. El proyecto fue dirigido primero por James Cronin , 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 mayor energía. [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 a las energías de los rayos cósmicos desde largas distancias (alrededor de 160 millones de años luz) que ocurre por encima de 10 20  eV porque de interacciones con los fotones remanentes del origen del universo del Big Bang . Actualmente, el Observatorio Pierre Auger está siendo modernizado 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 mediante un experimento del MIT realizado en el satélite OSO-3 en 1967. [48] Los componentes de origen galáctico y extragaláctico se identificaron por separado en intensidades mucho menos del 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 estrecha banda 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. [49] Una propuesta de 1948 de Horace W. Babcock sugirió que las estrellas magnéticas variables 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, una amplia variedad de fuentes potenciales de rayos cósmicos comenzaron a emerger a la superficie, incluidas supernovas , núcleos galácticos activos, cuásares y estallidos de rayos gamma . [52]

Fuentes de radiaciones ionizantes en el espacio interplanetario.

Experimentos posteriores han ayudado a identificar con mayor certeza las fuentes de los rayos cósmicos. En 2009, un artículo presentado en la Conferencia Internacional sobre Rayos Cósmicos por científicos del Observatorio Pierre Auger en Argentina mostró rayos cósmicos de energía ultra alta originados en un lugar en el cielo muy cercano a la radiogalaxia Centaurus A , aunque los autores afirmaron específicamente que Se necesitarían más investigaciones para confirmar que Centauro A es una fuente de rayos cósmicos. [53] Sin embargo, no se encontró correlación entre la incidencia de estallidos de rayos gamma y los rayos cósmicos, lo que provocó que los autores establecieran límites superiores tan bajos como 3,4 × 10 −6 ×  erg ·cm −2 en el flujo de 1 GeV – 1 Rayos cósmicos TeV procedentes de estallidos de rayos gamma. [54]

En 2009, se dijo que las supernovas habían sido "identificadas" como fuente de rayos cósmicos, un descubrimiento realizado por un grupo utilizando datos del Very Large Telescope . [55] Este análisis, sin embargo, fue cuestionado 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 potencial", lo que sugiere un proceso más complejo de formación de rayos cósmicos. [56] Sin embargo, en febrero de 2013, una investigación que analizaba 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 puede responderse 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 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. [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 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:

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

La 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 los que se producen originalmente en diversos 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 pequeña de positrones y antiprotones. [10] Los rayos cósmicos secundarios, causados ​​por la desintegración de los rayos cósmicos primarios cuando impactan en la atmósfera, incluyen fotones, hadrones y leptones , como electrones , positrones, muones y piones . Los tres últimos se detectaron por primera vez en rayos cósmicos.

Rayos cósmicos primarios

Los rayos cósmicos primarios se originan en su mayoría fuera del Sistema Solar y, a veces, incluso fuera de la Vía Láctea . Cuando interactúan con la atmósfera terrestre, se convierten en partículas secundarias. La proporción de masa de los núcleos de helio a hidrógeno, 28%, es similar a la proporción de abundancia elemental primordial de estos elementos, 24%. [59] La fracción restante se compone de 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 sólo 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 aunque sean 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 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 . [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. Estos no parecen ser productos de grandes cantidades de antimateria del Big Bang, ni tampoco de antimateria compleja en el universo. Más bien, parecen consistir únicamente en estas dos partículas elementales, recién formadas 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 sobre una nueva medición de la fracción de positrones de 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 proporción entre positrones y electrones comienza a disminuir nuevamente. El flujo absoluto de positrones también comienza a disminuir antes de los 500 GeV, pero alcanza su punto máximo en energías mucho más altas que las energías de los electrones, que alcanzan un máximo de alrededor de 10 GeV. [63] 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 . [64]

Los antiprotones de los rayos cósmicos también tienen una energía promedio mucho mayor que sus contrapartes de materia normal (protones). Llegan a la Tierra con un máximo de energía característico de 2 GeV, lo que indica que se producen en un proceso fundamentalmente diferente al de los protones de los rayos cósmicos, que en promedio sólo tienen una sexta parte de esa energía. [sesenta y cinco]

No hay evidencia de núcleos atómicos complejos de antimateria, como núcleos de antihelio (es decir, partículas anti-alfa), en los rayos cósmicos. Estos se están buscando activamente. Un prototipo del AMS-02 , denominado AMS-01 , fue llevado al espacio a bordo del transbordador espacial Discovery en la misión STS-91 en junio de 1998. Al no detectar ningún antihelio, 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 ingresan a 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, radiación secundaria que cae como lluvia, que incluye 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 y kaones positivos o negativos . Algunos de estos se descomponen posteriormente 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 interacción adicional. Otros se desintegran en fotones, produciendo posteriormente cascadas electromagnéticas. Por lo tanto, junto a los fotones, en las lluvias de aire suelen predominar los electrones y los positrones. Estas partículas, así como los muones, pueden detectarse fácilmente mediante muchos tipos de detectores de partículas, como cámaras de niebla , cámaras de burbujas , detectores de agua-Cherenkov 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 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 aproximadamente 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 , el campo magnético de la Tierra y la energía de los rayos cósmicos. A distancias de ≈94  AU 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 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 de acimut .

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

En el pasado, se creía que el flujo de rayos cósmicos permanecía bastante constante en el tiempo. Sin embargo, investigaciones recientes sugieren cambios en la escala de tiempo de un milenio y medio a dos veces en el flujo de rayos cósmicos 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 tiene un promedio de aproximadamente 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 (se supone 3 microgauss) que es ≈0,25 eV/cm 3 , o la densidad de energía de la radiación del fondo cósmico de microondas (CMB) a ≈0,25 eV / cm3 . [73]

Métodos de detección

El conjunto VERITAS de telescopios aéreos Cherenkov.

Hay dos clases principales de métodos de detección. En primer lugar, la detección directa de los rayos cósmicos primarios en el espacio o a gran altura mediante instrumentos a bordo de globos. En segundo lugar, la detección indirecta de partículas secundarias, es decir, grandes lluvias de aire a energías más altas. Si bien ha habido propuestas y prototipos para la detección de lluvias de aire en el espacio y desde globos, los experimentos actualmente en funcionamiento para rayos cósmicos de alta energía se realizan en tierra. Generalmente 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 en 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 ISS , en satélites o globos a gran altitud. Sin embargo, existen limitaciones de peso y tamaño que limitan la elección de 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 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 de enlaces químicos 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 cáustica tibia de hidróxido de sodio , 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 recorrido del plástico ionizado. El resultado neto es un hoyo cónico en el plástico. Los hoyos de grabado se miden con un microscopio de alta potencia (normalmente inmersión en aceite de 1600×) y la velocidad de grabado se traza en función de la profundidad del plástico apilado.

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 fisión nuclear .

Detección indirecta

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

Amplias duchas de aire compuestas por detectores de partículas miden las partículas cargadas que las atraviesan. Los conjuntos de 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 aéreos Cherenkov . 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 de EAS tienen la capacidad de distinguir muones de 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. En particular, las cámaras de niebla pueden construirse con materiales ampliamente disponibles e incluso pueden construirse en el laboratorio de una escuela secundaria. Se puede utilizar un quinto método, que implica cámaras de burbujas , para detectar partículas de rayos cósmicos. [77]

Más recientemente, los dispositivos CMOS de las omnipresentes cámaras de los teléfonos inteligentes se han propuesto como una red distribuida práctica para detectar lluvias de aire procedentes de rayos cósmicos de energía ultraalta. [78] La primera aplicación que explotó 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 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. [82] La investigación futura debe mostrar en qué aspectos esta nueva técnica puede competir con los conjuntos EAS dedicados.

El primer método de detección de la segunda categoría se llama telescopio aéreo Cherenkov , diseñado para detectar rayos cósmicos de baja energía (<200 GeV) mediante el análisis de su radiación Cherenkov , que en el caso de los rayos cósmicos son rayos gamma que se emiten a medida que 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 rayos cósmicos, solo pueden funcionar bien en noches despejadas sin que la Luna brille, 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 de energías más altas, en particular cuando se combina con conjuntos de detectores de partículas EAS. [84] Similar a la detección de la luz Cherenkov, este método está restringido a noches despejadas.

Otro método detecta las ondas de radio emitidas por las lluvias de aire. Esta técnica tiene un ciclo de trabajo elevado similar al de los detectores de partículas. La precisión de esta técnica ha mejorado 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 fluorescente, al menos a altas energías.

Efectos

Cambios en la química atmosférica.

Los rayos cósmicos ionizan las moléculas de nitrógeno y oxígeno de la atmósfera, lo que provoca 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 mediante la reacción:

norte + 14 norte → p + 14 C

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 necesaria ] 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 los 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 al nivel del mar a 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 aerolíneas que vuelan rutas de larga distancia y 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 a la época anterior al desastre nuclear de Fukushima Daiichi . Los valores creados por humanos por UNSCEAR provienen del Instituto Nacional Japonés de Ciencias Radiológicas, que resumió los datos de UNSCEAR.

Efecto sobre la electrónica

Los rayos cósmicos tienen energía suficiente para alterar los estados de los componentes de los circuitos electrónicos integrados , provocando que se produzcan errores transitorios (como datos corruptos en dispositivos de memoria electrónicos 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 creciente en la electrónica a nivel del suelo. [92] Estudios realizados por IBM en la década de 1990 sugieren que las computadoras típicamente experimentan aproximadamente 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 , permitiendo al procesador repetir 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 cayera dos veces cientos de pies , lo que provocó lesiones a varios pasajeros y miembros de la tripulación. Se investigaron, entre otras posibles causas de la corrupción de datos, los rayos cósmicos, pero finalmente se descartó por ser muy improbable. [95]

En agosto de 2020, los científicos informaron que la radiación ionizante de 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 obstaculizan los planes de viajes interplanetarios de naves espaciales tripuladas. Los rayos cósmicos también representan una amenaza para los componentes 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 de las naves espaciales para minimizar los daños que los rayos cósmicos causan a la electrónica y a los seres humanos. [99] [100]

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

Comparación de 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]

Al volar a 12 kilómetros (39.000 pies) de altura, los pasajeros y tripulaciones de aviones a reacción están expuestos a al menos 10 veces la dosis de rayos cósmicos que reciben las personas al nivel del mar . Los aviones que vuelan rutas polares cerca de los polos geomagnéticos corren un riesgo especial. [104] [105] [106]

Papel en el rayo

Los rayos cósmicos han sido implicados en el desencadenamiento de fallas eléctricas en los rayos . Se ha propuesto que esencialmente todos los rayos se desencadenan mediante un proceso relativista, o " ruptura desbocada ", sembrado por rayos secundarios cósmicos. El desarrollo posterior de la descarga del rayo se produce entonces mediante mecanismos de "ruptura convencionales". [107]

Papel postulado en el cambio climático

Edward P. Ney en 1959 [108] y Robert E. Dickinson en 1975 sugirieron un papel de los rayos cósmicos 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 biológicas marinas se correlacionan con el movimiento de la Tierra en relación con el plano galáctico y el aumento de 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 las tasas de cáncer y de mutación , y podrían estar relacionados con alteraciones decisivas en el clima de la Tierra y con las extinciones masivas del Ordovícico . [111] [112]

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, afectaría en consecuencia 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 genera preocupaciones de que la propuesta de que los rayos cósmicos están conectados con el calentamiento global podría estar sesgada ideológicamente en lugar de tener una base científica. [115] Otros científicos han criticado enérgicamente 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 las nubes más bajas, pero no en los datos de las nubes altas; [116] otro ejemplo es el "manejo incorrecto de los datos físicos" que da como resultado gráficos que no muestran las correlaciones que dicen mostrar. [117] A pesar de las afirmaciones de Svensmark, los rayos cósmicos galácticos no han mostrado una influencia estadísticamente significativa sobre 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 o una serie de supernovas cercanas causaron la 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]

Investigaciones y experimentos.

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

Basado en tierra

Satélite

en globo

Ver también

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