Grandes fechas de la astronomía del siglo XX

Año	ACONTECIMIENTO
1900-1919
1905	Einstein enuncia la teoría de la relatividad restringida.
1908	Hertzsprung clasifica las estrellas según su luminosidad: enanas y gigantes.
1912	H. Leavitt aclara la relación periodo-luminosidad en las cefeidas.
1916	Einstein publica la teoría de la relatividad general, que predice la expansión del Universo.
1917	Se pone en funcionamiento el espejo (de 2,5 m de diámetro) del telescopio del Observatorio Monte Wilson (EEUU).
1920-1939
1923	Hubble determina que las nebulosas espirales son galaxias externas a la Vía Láctea.
1929	Hubble sugiere que el Universo está en expansión.
1930	Tombaugh descubre Plutón.
1931	Jansky observa por primera vez ondas de radio en el espacio.
1937	Con un radiotelescopio, Reber observa la radiación de radio de la Vía Láctea.
1938	Hans Bethe enuncia la teoría de la energía nuclear como fuente de la radiación estelar.
1940-1949
1943	Reber descubre la radioemisión del Sol.
1946	Hey, Phillips y Parsons identifican la fuente de ondas de radio más potente del cielo (Cygnus A).
1948	Puesta en funcionamiento del telescopio (de 5 m de diámetro) del Observatorio Monte Palomar (EEUU). Bondi y Gold presentan la teoría cosmológica del Universo estacionario. Alpher y Gamow desarrollan la teoría del Big Bang y del origen de los elementos.
1950-1959
1952	Baade duplica la escala de distancia de las galaxias.
1957	Lanzamiento del primer Sputnik. Se abre la era de la conquista espacial.
1959	La sonda soviética Luna 3 toma las primeras imágenes de la cara oculta de la Luna.
1960-1969
1961	Gagarin se convierte en el primer ser humano que realiza un vuelo espacial.
1962	Primera misión espacial planetaria con éxito: la sonda estadounidense Mariner 2 sobrevuela Venus.
1963	Schmidt descubre el primer quasar desde el Observatorio Monte Palomar.
1965	Penzias y Wilson descubren la radiación de fondo cósmica de 3 K.
1967	Bell y Burnell descubren los púlsares desde Cambridge (Reino Unido). V. Komarov (URSS) se convierte en la primera víctima humana de un vuelo espacial.
1969	La misión Apolo 11 (tripulada por Armstrong y Aldrin) efectúa el primer desembarco humano en la Luna (el primer alunizaje, logrado por la sonda soviética Luna 9, data de 1966).
1970-1974
1971-1972	La sonda estadounidense Mariner 9, en órbita alrededor de Marte, recoge las primeras imágenes del planeta (cartografía de la superficie).
1973	La sonda Pioneer 10 es la primera en sobrevolar Júpiter. Se pone en funcionamiento un telescopio de 4 m de diámetro en Kitt Peak (EEUU).
1974	La sonda Mariner 10 graba las primeras imágenes cercanas de Mercurio y de la atmósfera de Venus.
1975-1979
1975	Las sondas soviéticas Venera 9 y 10 toman las primeras fotografías del suelo de Venus. Acoplamiento espacial estadounidense-soviético entre las naves Apolo y Soyuz.
1976	Las sondas estadounidenses Viking 1 y 2 se posan sobre Marte (primeras medidas de la atmósfera y el suelo realizadas sobre el terreno).
1977	Kowal descubre el asteroide Quirón, en los confines del Sistema Solar. Descubrimiento de los anillos de Urano.
1978	Christy descubre Caronte, el satélite de Plutón.
1979	Lanzamiento de las dos sondas estadounidenses Voyager 1 y 2, que sobrevuelan Júpiter. La sonda Pioneer 11 sobrevuela Saturno por primera vez.
1980-1984
1980	Empieza a funcionar el radiotelescopio VLA de Nuevo México (EEUU).
1980-1981	Primer estudio detallado de Saturno y su sistema de anillos por las sondas estadounidenses Voyager 1 y 2.
1981	Primer vuelo de la lanzadera espacial estadounidense. La sonda Voyager 2 sobrevuela Saturno por segunda vez.
1983	Finaliza el primer barrido del cielo en infrarrojos, efectuado por el satélite astronómico IRAS.
1984	Primera reparación en el espacio de un satélite artificial.
1985-1989
1985-1986	Diferentes sondas soviéticas y europeas, y una japonesa, observan el cometa Halley.
1986	La sonda Voyager 2 sobrevuela Urano. La lanzadera espacial estadounidense Challenger explota poco después del lanzamiento.
1987	Aparece la supernova 1987A en la Gran Nube de Magallanes.
1988	Récord de permanencia humana en el espacio: los soviéticos V. Titov y M. Manarov regresan a la Tierra después de un vuelo espacial de un año.
1989	La sonda Voyager 2 sobrevuela Neptuno. Geller y Uchra descubren 'paredes' y espacios vacíos en la distribución espacial de las galaxias. Se lanzan dos sondas estadounidenses: la Magallanes hacia Venus y la Galileo hacia Júpiter.
1990-2000
1990	Lanzamiento del telescopio espacial Hubble, tras lo cual se descubre su 'miopía'. La sonda Magallanes efectúa la primera cartografía por radar de Venus.
1992	El satélite COBE registra señales casi tan antiguas como el propio Universo. Se pone en funcionamiento el telescopio Keck (10 m de diámetro) del Observatorio Mauna Kea (Hawai).
1993	Reparación en el espacio del telescopio espacial Hubble.
1994	Los fragmentos del cometa periódico Shoemaker-Levy colisionan con Júpiter.
1995	La lanzadera espacial Atlantis atraca en la estación espacial soviética Mir. La sonda Galileo entra en órbita de Júpiter.
1996	La NASA inicia una serie de expediciones a Marte con el lanzamiento de las naves espaciales Mars Global Surveyor y Mars Pathfinder.
1997	Se instalan dos nuevos y potentes instrumentos de observación en el telescopio espacial Hubble. La nave Mars Pathfinder se posa en Marte. Lanzamiento de la nave Cassini hacia Saturno.
1998	Se ponen en órbita los dos primeros módulos de la Estación Espacial Internacional (ISS).
1999	La nave Mars Global Surveyor proporciona el primer mapa de alta resolución de la superficie marciana. Lanzamiento de dos telescopios de rayos X de tecnología avanzada: el telescopio Chandra, de la NASA, y el Newton XMM, de la Agencia Espacial Europea.
2000	La sonda Near Shoemaker entra en órbita del asteroide Eros. Llega a la ISS su primera tripulación permanente.

miércoles, 15 de septiembre de 2010

Divinidades mayas y aztecas

MAYAS	FUNCIÓN	AZTECAS	FUNCIÓN
Hunab Ku	Dios creador	Ometecuhtli	Dios supremo, ser de la dualidad
Itzamná	Hijo de Hunab y dios supremo	Tezcatlipoca	Dios del cielo oscuro, la luna y las estrellas
Chac	Dios de la lluvia	Tláloc	Dios de la lluvia
Ah Puch	Dios de los infiernos	Mictlantecuhtli	Dios de los infiernos
Ixchel	Diosa de la Luna y protectora de las parturientas, esposa de Itzamná	Coatlicue	Diosa de la tierra, una de las esposas de la Serpiente emplumada
Kukulcán	Dios del viento y de la respiración	Quetzalcóatl	Serpiente emplumada, dios del viento y del aliento de la respiración
Ixtab	Diosa del suicidio	Tlazolteotl	Diosa de las suciedad y de la purificación
Mitlán	Los infiernos	Mictlán	Los infiernos

Origen del Universo

Radiación cósmica

Incluso cuando todas las demás fuentes de ondas de radio son eliminadas, algunos ruidos parásitos aparecen en las radios más sofisticadas. Parte de esta radiación proviene de la energía que quedó después del Big Bang, la explosión que dio origen al Universo. Como muestra este mapa obtenido por el satélite Explorador de Fondo Cósmico, la radiación de fondo cósmica no es del todo uniforme.

M. Tegmark, A. de Oliveria-Costa, M. Devlin, B. Netterfield, L. Page & E. Wollack, Astrophysical Journal, 474, L77

Origen del Universo, aparición en un momento definido del pasado de toda la materia y energía existentes en la actualidad; se trata de un acontecimiento postulado por la teoría cosmológica generalmente aceptada. Los astrónomos están convencidos en su gran mayoría de que el Universo surgió en un instante definido, entre 13.500 y 15.500 millones de años antes del momento actual. Los primeros indicios de este hecho provinieron del descubrimiento por parte del astrónomo estadounidense Edwin Hubble, en la década de 1920, de que el Universo se está expandiendo y los cúmulos de galaxias se alejan entre sí. La teoría de la relatividad general propuesta por Albert Einstein también predice esta expansión. Si los componentes del Universo se están separando, esto significa que en el pasado estaban más cerca, y retrocediendo lo suficiente en el tiempo se llega a la conclusión de que todo salió de un único punto matemático (lo que se denomina una singularidad), en una bola de fuego conocida como Gran Explosión o Big Bang. El descubrimiento en la década de 1960 de la radiación de fondo cósmica, interpretada como un “eco” del Big Bang, fue considerado una confirmación de esta idea y una prueba de que el Universo tuvo un origen.

No hay que imaginarse el Big Bang como la explosión de un trozo de materia situado en el vacío. En el Big Bang no sólo estaban concentradas la materia y la energía, sino también el espacio y el tiempo, por lo que no había ningún lugar “fuera” de la bola de fuego primigenia, ni ningún momento “antes” del Big Bang. Es el propio espacio lo que se expande a medida que el Universo envejece, alejando los objetos materiales unos de otros.

INFLACIÓN

Nacimiento de las fuerzas fundamentales

Un segundo después del Big Bang ya habían surgido cuatro fuerzas que aún gobiernan el Universo. Estas fuerzas son la gravitación, el electromagnetismo y las interacciones nucleares débil y fuerte. El Universo empezó en un estado de densidad y temperatura inconcebiblemente elevadas, y es muy probable que entonces existiera una única fuerza. A medida que el Universo se expandía y enfriaba, esa fuerza dio lugar a la gravedad, que afecta a todas las partículas, y a una ‘gran fuerza unificada’. Después de la era inflacionaria, en la que el Universo multiplicó repetidamente su tamaño a un ritmo fabuloso, la gran fuerza unificada originó la interacción nuclear fuerte que conocemos actualmente, y que es la responsable de mantener unidos los núcleos atómicos, y la fuerza electrodébil, una combinación de electromagnetismo e interacción nuclear débil. Cuando el Universo tenía aproximadamente 10-8 s (una cienmillonésima de segundo) de antigüedad, la fuerza electrodébil se dividió en la interacción nuclear débil, que rige la radiactividad, y el electromagnetismo.

La teoría inflacionaria, teoría estándar del origen del Universo, implica un proceso denominado inflación, y se basa en una combinación de las ideas cosmológicas con la teoría cuántica y la física de las partículas elementales. Si tomamos como tiempo cero el momento en que todo surgió a partir de una singularidad, la inflación explica cómo una “semilla” extremadamente densa y caliente que contenía toda la masa y energía del Universo, pero de un tamaño mucho menor que un protón, salió despedida hacia afuera en una expansión que ha continuado en los miles de millones de años transcurridos desde entonces. Según la teoría inflacionaria, este empuje inicial fue debido a procesos en los que una sola fuerza unificada de la naturaleza se dividió en las cuatro fuerzas fundamentales que existen hoy: la gravitación, el electromagnetismo y las interacciones nucleares fuerte y débil. Esta breve descarga de antigravedad surgió como una predicción natural de los intentos de crear una teoría que combinara las cuatro fuerzas (véase Teoría de la gran unificación).

La fuerza inflacionaria sólo actuó durante una minúscula fracción de segundo, pero en ese tiempo duplicó el tamaño del Universo 100 veces o más, haciendo que una bola de energía unas 10²⁰ veces más pequeña que un protón se convirtiera en una zona de 10 cm de extensión (aproximadamente como una naranja grande) en sólo 15 × 10^-33 segundos. El empuje hacia afuera fue tan violento que, aunque la gravedad está frenando las galaxias desde entonces, la expansión del Universo continúa en la actualidad.

Aunque siguen debatiéndose los detalles del funcionamiento de la inflación, los cosmólogos creen entender todo lo que ha ocurrido con posterioridad, desde que el Universo tenía una diezmilésima de segundo de antigüedad, cuando la temperatura era de un billón de grados y la densidad era en todas partes la que existe actualmente en el núcleo de un átomo. En esas condiciones, las partículas materiales como electrones o protones eran intercambiables con energía en forma de fotones (radiación). Los fotones perdían energía, o desaparecían por completo, y la energía perdida se convertía en partículas. Al contrario, las partículas desaparecían y su energía reaparecía como fotones, según la ecuación de Einstein E = mc². Aunque estas condiciones son extremas en comparación con nuestra experiencia cotidiana, corresponden a energías y densidades estudiadas rutinariamente en los actuales aceleradores de partículas: por eso los teóricos están convencidos de entender lo que ocurría cuando todo el Universo se hallaba en ese estado.

A medida que el Universo se iba enfriando, los fotones y las partículas materiales ya no tenían suficiente energía para ser intercambiables, y el Universo, aunque seguía expandiéndose y enfriándose, empezó a estabilizarse en un estado en el que el número de partículas permanecía constante (materia estable bañada en el calor de la radiación). Una centésima de segundo después del “principio”, la temperatura había caído hasta los 100.000 millones de grados, y los protones y neutrones se habían estabilizado. Al principio había el mismo número de protones que de neutrones, pero durante un tiempo las interacciones entre estas partículas y los electrones de alta energía convirtieron más neutrones en protones que protones en neutrones. Una décima de segundo después del principio, ya sólo había 38 neutrones por cada 62 protones, y la temperatura había bajado a 30.000 millones de grados. Algo más de un segundo después del nacimiento del Universo sólo había 24 neutrones por cada 76 protones, la temperatura había descendido hasta 10.000 millones de grados, y la densidad de todo el Universo “sólo” era 380.000 veces superior a la del agua.

Para entonces, el ritmo de los cambios estaba decelerando. Fueron necesarios casi 14 segundos desde el principio para que el Universo se enfriara hasta los 3.000 millones de grados, momento en que las condiciones fueron lo suficientemente suaves para permitir los procesos de fusión que se producen en una bomba de hidrógeno (véase Armas nucleares) o en el corazón del Sol. En esa fase, los protones y neutrones individuales empezaron a permanecer unidos al colisionar, formando un núcleo de deuterio (hidrógeno pesado) antes de separarse por efecto de nuevas colisiones. Algo más de tres minutos después del principio, el Universo era unas 70 veces más caliente que el centro del Sol en la actualidad. Se había enfriado hasta sólo 1.000 millones de grados. Para entonces únicamente había 14 neutrones por cada 86 protones, pero llegados a ese punto los núcleos de deuterio no sólo podían formarse sino también sobrevivir como núcleos estables a pesar de las colisiones. Esto hizo posible que algunos neutrones de la bola de fuego del Big Bang sobrevivieran hasta el momento actual.

FORMACIÓN DE NÚCLEOS Y ÁTOMOS

Desde ese momento hasta aproximadamente cuatro minutos después del principio tuvieron lugar una serie de reacciones nucleares que convirtieron algunos de los protones (núcleos de hidrógeno) y núcleos de deuterio en núcleos de helio (cada uno con dos protones y dos neutrones), junto con trazas de otros núcleos ligeros, en un proceso conocido como nucleosíntesis. Sólo algo menos del 25% del material nuclear terminó en forma de helio, y el resto (salvo una fracción de un 1%) en forma de hidrógeno. No obstante, la temperatura aún era demasiado alta para que estos núcleos pudieran capturar electrones y formar átomos estables.

Algo más de 30 minutos después del principio, la temperatura del Universo era de 300 millones de grados, y la densidad había disminuido espectacularmente hasta ser sólo un 10% de la del agua. Los núcleos de hidrógeno y helio, con carga positiva, coexistían con electrones libres (de carga negativa); debido a su carga eléctrica, tanto los núcleos como los electrones seguían interaccionando con los fotones. La materia se encontraba en un estado denominado plasma, similar al estado de la materia que existe en la actualidad en el interior del Sol.

Esta actividad prosiguió durante unos 300.000 años, hasta que el Universo en expansión se enfrió hasta la temperatura que existe hoy en la superficie del Sol, unos 6.000 ºC. Esa temperatura era suficientemente fría para que los núcleos empezaran a capturar electrones y formar átomos. Durante los 500.000 años siguientes, todos los electrones y núcleos se unieron de este modo para formar átomos de hidrógeno y helio. Como los átomos son en su conjunto eléctricamente neutros, dejaron de interaccionar con la radiación. El Universo se hizo transparente por primera vez, al poder pasar los fotones de radiación electromagnética junto a los átomos de materia sin ser perturbados. Es esta radiación, enfriada ya hasta unos -270 ºC (3 K), la que detectan los radiotelescopios como microondas de la radiación de fondo. Esta radiación no ha interaccionado con la materia desde unos cientos de miles de años después del principio, y todavía lleva la huella (en forma de ligeras diferencias en la temperatura de radiación, según las distintas direcciones del cielo) de la distribución de la materia en aquel tiempo. Las estrellas y galaxias no pudieron empezar a formarse hasta aproximadamente un millón de años después del principio, una vez que la materia y la radiación se “desacoplaran” según se ha descrito.

MATERIA OSCURA

Hay otro componente del Universo, además de la materia nuclear y la radiación, que surgió del Big Bang y desempeñó un importante papel en la formación de galaxias. Al igual que las teorías de la gran unificación predicen la inflación, que es lo que los cosmólogos necesitan para que el Universo “arranque”, estas teorías también predicen la existencia de otras formas de materia, que resultan ser precisamente lo que necesitan los cosmólogos para explicar la existencia de estructura en el Universo. Los astrónomos saben desde hace décadas que hay mucha más materia en el Universo de la que podemos ver. La existencia de esta materia se manifiesta a través de la atracción gravitatoria que ejerce sobre las galaxias y cúmulos de galaxias visibles, lo que afecta a la forma en que se mueven. Al menos hay 10 veces más materia oscura en el Universo que materia luminosa, y puede que haya hasta 100 veces más. No es posible que toda esta materia se halle en la forma de la materia que conocemos (a veces llamada materia bariónica), porque en ese caso no funcionaría el modelo del Big Bang resumido aquí. En particular, la cantidad de helio producida en el Big Bang no coincidiría con la cantidad observada en las estrellas más antiguas, que se formaron poco después.

Las teorías de la gran unificación predicen que en la primera fracción de segundo de la existencia del Universo también debería haberse producido a partir de la energía una gran cantidad de materia de otro tipo (llamada materia oscura). Esta materia tendría la forma de partículas que no participan en interacciones electromagnéticas ni en ninguna de las dos interacciones nucleares, y sólo se ven afectadas por la cuarta fuerza fundamental, la gravedad. Estas partículas se conocen como WIMP, acrónimo inglés de ‘partículas masivas de interacción débil’.

La única forma en que las WIMP afectan al tipo de materia de la que estamos formados (materia bariónica) es a través de la gravedad. La consecuencia más importante de ello es que, cuando el Universo surgió del Big Bang y la materia ordinaria y la radiación se desacoplaron, las irregularidades en la distribución de las WIMP en el espacio crearon enormes “baches” gravitatorios que frenaron el movimiento de las partículas de materia bariónica. Esto habría posibilitado la formación de estrellas, galaxias y cúmulos de galaxias, y explicaría la distribución actual de los cúmulos de galaxias en el Universo, en una estructura esponjosa formada por hojas y filamentos arrollados alrededor de “burbujas” oscuras carentes de galaxias.

LA CONVERGENCIA DE LA FÍSICA Y LA COSMOLOGÍA

Aunque quedan por averiguar muchos detalles —en particular, la forma exacta en que se forman las galaxias—, este modelo estándar de las primeras etapas evolutivas del Universo descansa sobre bases sólidas. Las teorías de la gran unificación predicen tanto la inflación como la presencia de materia oscura, sin las cuales la cosmología tendría graves problemas. Sin embargo, estas teorías fueron desarrolladas de forma aislada de la cosmología, sin pensar que sus resultados podían aplicarse al Universo en su conjunto. Las medidas de la actual radiación de fondo revelan la temperatura que existía en el Universo en la fase de nucleosíntesis, y llevan a la predicción de que el 25% de la materia de las estrellas antiguas debería encontrarse en forma de helio, lo que coincide con las observaciones. Además, la estructura detallada de ondulaciones en la radiación de fondo, detectada por el satélite COBE, revela la influencia de materia oscura que actuó gravitatoriamente sobre la materia luminosa algunos cientos de miles de años después del principio y formó el tipo de estructuras a gran escala que corresponde a la distribución actual a gran escala de las galaxias. La coincidencia entre los hallazgos de la física de partículas (el mundo de lo extremadamente pequeño) obtenidos en experimentos terrestres y la estructura del Universo en expansión (el mundo de lo extremadamente grande) deducida de las observaciones astronómicas es lo que convence a los cosmólogos de que, si bien quedan detalles por resolver, la idea general del origen del Universo es esencialmente correcta.

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.