Rayos cósmicos











Los rayos cósmicos son partículas subatómicas extremadamente energéticas que viajan por el espacio exterior a velocidades próximas a la de la luz. Los rayos cósmicos galácticos, originados a muchos años luz de distancia, permiten estudiar el espacio remoto. Esta fotografía, tomada a finales de la década de 1940 con una emulsión fotográfica especial (Kodak NT4), muestra una colisión de una partícula de rayos cósmicos con una partícula de la película. La partícula de rayos cósmicos produjo la traza que empieza en la esquina superior izquierda, colisionó con un núcleo (en el centro) y produjo una lluvia de partículas subatómicas.


Victor F. Hess
El físico austriaco nacionalizado estadounidense Victor F. Hess fue galardonado con el Premio Nobel de Física en 1936 por sus investigaciones sobre los rayos cósmicos.
© The Nobel Foundation

 
Rayos cósmicos, partículas subatómicas procedentes del espacio exterior que tienen una energía elevada debido a su gran velocidad. Fueron descubiertos cuando se comprobó que la conductividad eléctrica de la atmósfera terrestre se debía a la ionización causada por radiaciones de alta energía. El físico estadounidense de origen austriaco Victor Franz Hess demostró en 1911 que la ionización atmosférica aumenta con la altitud, y sacó la conclusión de que la radiación debía proceder del espacio exterior. El descubrimiento de que la intensidad de radiación depende de la latitud, implica que las partículas que forman la radiación están eléctricamente cargadas y son desviadas por el campo magnético terrestre.
PROPIEDADES
Las tres propiedades fundamentales de una partícula de rayos cósmicos son: su carga eléctrica, su masa en reposo y su energía. La energía depende de la masa en reposo y la velocidad. Los distintos métodos de detección de rayos cósmicos proporcionan información sobre una combinación determinada de estas propiedades. Por ejemplo, el trazado que deja un rayo cósmico en una emulsión fotográfica depende de su carga y su velocidad; un espectrógrafo de ionización determina su energía. Los distintos detectores se montan en globos de gran altitud o en vehículos espaciales para efectuar medidas fuera de la atmósfera. Para cada tipo de partícula, con su correspondiente masa y carga, se determina la cantidad de partículas que llegan según las distintas energías.
Alrededor del 87% de los rayos cósmicos son protones (núcleos de hidrógeno), y aproximadamente el 12% son partículas alfa (núcleos de helio) (véase Radiactividad). También hay elementos más pesados, pero en cantidades mucho menores. Por comodidad, los científicos dividen los restantes elementos en ligeros (litio, berilio y boro), medios (carbono, nitrógeno, oxígeno y flúor) y pesados (todos los demás elementos). Los elementos ligeros constituyen aproximadamente el 0,25% de los rayos cósmicos. Teniendo en cuenta que estos elementos sólo representan alrededor de una milmillonésima parte de toda la materia del Universo, se cree que los rayos cósmicos de elementos ligeros se deben en parte a la fragmentación de rayos cósmicos más pesados al colisionar con protones, algo que sucede necesariamente al atravesar el espacio interestelar. La abundancia de elementos ligeros en los rayos cósmicos permite deducir que los rayos atraviesan antes de llegar a la Tierra una cantidad de materia equivalente a una capa de agua de 4 cm de espesor. Los elementos medios están presentes en los rayos cósmicos en una proporción aproximadamente 10 veces mayor a la del resto de la materia del Universo, y en el caso de los elementos pesados el factor es del orden de 100, lo que sugiere que al menos las fases iniciales de aceleración de los rayos cósmicos hasta las energías observadas se producen en regiones ricas en elementos pesados.
Las energías de las partículas de los rayos cósmicos se miden en gigaelectronvoltios (un gigaelectronvoltio, o GeV, equivale a mil millones de electronvoltios) por cada protón o neutrón del núcleo. La distribución de las energías nucleónicas de los rayos cósmicos tiene su máximo en 0,3 GeV, valor que corresponde a una velocidad de dos tercios de la velocidad de la luz; a energías mayores, la proporción de partículas es menor, aunque se han detectado indirectamente partículas de hasta 1011 GeV a través de la lluvia de partículas secundarias que se crea cuando colisionan con núcleos de la atmósfera. En nuestra galaxia, los rayos cósmicos suponen un promedio de 1 electronvoltio de energía por cada centímetro cúbico de espacio.
Basta un campo magnético extremadamente débil para desviar los rayos cósmicos de una trayectoria rectilínea; un campo de 3 × 10-6 gauss, como el que se cree que existe en el espacio interestelar, basta para obligar a un protón de 1 GeV a describir una trayectoria curva con un radio de 10-6 años luz (10 millones de km). Una partícula de 1011 GeV gira con un radio de 105 años luz, aproximadamente el tamaño de la galaxia. Por tanto, el campo magnético interestelar impide que los rayos cósmicos lleguen a la Tierra directamente desde su origen, y las direcciones de llegada tienen una distribución isotrópica (independiente de la dirección) incluso para las energías más altas.
En la década de 1950 se descubrieron ondas de radio procedentes del disco de la Vía Láctea y se interpretaron como radiación de sincrotrón debida a electrones de alta energía que giran en campos magnéticos interestelares. La intensidad del componente electrónico de los rayos cósmicos, aproximadamente el 1% de la intensidad de los protones de la misma energía, coincide con el valor deducido para el espacio interestelar en general a partir de las ondas de radio antes citadas.
ORIGEN
El origen de los rayos cósmicos sigue sin estar claro. El Sol emite rayos cósmicos de baja energía en los periodos en que se producen grandes erupciones solares, pero estos fenómenos son demasiado infrecuentes para explicar la mayor parte de los rayos cósmicos. Tampoco las erupciones de otras estrellas semejantes al Sol pueden explicar estos rayos. Las explosiones de supernovas son responsables al menos de la aceleración inicial de gran parte de los rayos cósmicos, ya que los restos de dichas explosiones son potentes fuentes de radio, que implican la presencia de electrones de alta energía. A partir de estas observaciones y de la frecuencia conocida de las supernovas, podría deducirse que estas fuentes proporcionan suficiente energía para compensar la que nuestra galaxia pierde a través de los rayos cósmicos, aproximadamente 1034 julios cada segundo. Se cree que los núcleos de los elementos pesados se forman precisamente en las supernovas, por lo que es comprensible que los rayos cósmicos sean ricos en estos elementos si proceden de ellas. También se cree que en el espacio interestelar se produce una aceleración adicional como resultado de las ondas de choque procedentes de las supernovas que se propagan hasta allí. No existen pruebas directas de que las supernovas contribuyan de forma significativa a los rayos cósmicos. Sin embargo, la teoría sugiere que las estrellas binarias de rayos X, como Cygnus X-3, pueden ser fuentes de rayos cósmicos. En esos sistemas, una estrella normal cede masa a su compañera, una estrella de neutrones o un agujero negro.
Los estudios radioastronómicos de otras galaxias muestran que también contienen electrones de alta energía. Los centros de algunas galaxias emiten ondas de radio con mucha mayor intensidad que la Vía Láctea, lo que indica que contienen fuentes de partículas de alta energía. No se conoce el mecanismo físico que produce esas partículas.

miércoles, 15 de septiembre de 2010

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