Intentando dominar los rayos cósmicos
XX. A principios del siglo XX los científicos anunciaron que había una radiación más fuerte de lo que hasta entonces se había detectado. Los físicos, en general, dieron por concluida la nueva radiación producida por sustancias radiactivas de la superficie terrestre. Con el objetivo de no estar totalmente de acuerdo con Victor Franz Hess y conocer el origen de la radiación, en 1910 se metió su aparato en un globo y se elevó a lo largo de la atmósfera hasta los 6.000 m, observándose que a medida que ascendía más arriba la intensidad de la nueva radiación aumentaba. Tras varios intentos concluyó que la radiación no era el origen de la superficie terrestre y sugirió que la Tierra provenía del espacio exterior.
V.F. durante los próximos años Los resultados de Hess se confirmaron, demostrando que se trataba de una radiación proveniente del universo no terrestre. Por todo ello, Robert A. En 1925 Millikan denominó a esta radiación cósmica desconocida como rayo o radiación cósmica.
Posteriormente se planteó conocer la naturaleza de los rayos cósmicos. Pero en esta tarea los físicos se encontraron con dos problemas, entre otros. Por un lado, cuando los rayos cósmicos llegan al suelo chocan contra los núcleos y moléculas de la atmósfera y se forman más partículas. Algunas de ellas, a medida que descienden hacia la superficie de la Tierra, se desintegran y otras, por el contrario, sufren más choques provocando más tipos de partículas.
Por tanto, en la superficie terrestre se detectarían colisiones y productos de desintegración (radiación secundaria) y no radiación cósmica original (radiación primaria). Por lo tanto, si se quiere realizar una observación directa, se deberían enviar globos, cohetes o satélites artificiales a la alta atmósfera o instalar laboratorios en las cumbres de los montes. Para ello, la verdad es que en 1910 Victor Hess no contaba con la tecnología adecuada y pasaron varios años hasta que los físicos, mediante la tecnología adecuada, pudieron determinar la naturaleza de la radiación cósmica.
Por otro lado, los físicos se enfrentaron a otro problema: la baja intensidad de la radiación cósmica y la necesidad de buenos detectores para obtener información. Recordemos que los detectores utilizados en la actualidad, como veremos a continuación, se dispersan por un círculo de varios metros de superficie terrestre.
Por tanto, los científicos aprovecharon métodos indirectos. En la superficie de la Tierra y en las cumbres de las montañas se instalaron herramientas para detectar productos secundarios y analizar su naturaleza (energía, masa, velocidad, cantidad, ...), pudiendo conocer de los resultados obtenidos las características de la radiación primaria. De los meteoritos también obtuvieron mucha información.
Cuando los meteoritos se desplazan por el espacio sufren la influencia de los rayos cósmicos. Algunas partículas producen efectos radiactivos y otras producen procesos de ionización. Mediante métodos químicos se analizan estos efectos y se obtiene información sobre los rayos cósmicos.
Así, se publicaron dos teorías. Robert A. Para Millikan la radiación cósmica estaba formada por fotones de mayor energía que todos los fotones que se habían detectado hasta entonces. Pero no pudo demostrarlo. Por su parte, Holly A. El físico americano Compton considera que los rayos cósmicos eran partículas cargadas y comprobó que la intensidad aumentaba en función de la latitud a partir de los ensayos realizados en los distintos lados de la Tierra, es decir, que en el ecuador era más débil que en los polos, como se podía esperar que las partículas cargadas.
En 1935 Bruno Rossi, basándose en las desviaciones sufridas por los rayos cósmicos bajo la influencia del campo magnético terrestre, demostró que los rayos cósmicos estaban constituidos por partículas cargadas positivamente. En cualquier caso, los físicos querían saber qué tipo de radiación cósmica formaban las partículas y, como se ha dicho, a finales de los años 30, cuando se consiguió el aparato adecuado, llegaron a los 21 km de altura, dejando atrás el 97% de la atmósfera. Estas investigaciones permitieron conocer la composición de los rayos cósmicos: el 77% de la radiación primaria estaba formada por protones y el resto estaba formada por los núcleos de los elementos del helio al uranio (cuanto más pesados son los núcleos), los electrones, los rayos gamma y los neutrinos. Se movían a la velocidad de la luz y tenían una energía enorme, entre 10 5 y 10 10 eV.
Posteriormente, se estudió la creación y desarrollo de radiación secundaria a través de la atmósfera. Cuando un núcleo de radiación cósmica primaria choca contra un núcleo de oxígeno y nitrógeno atmosférico a una altura de 20 km, se produce un número de partículas llamadas piones, rayos gamma y fragmentos nucleares. El número de piones generados y el de partes del núcleo dependen de la energía de la radiación primaria, es decir, a mayor energía de los rayos cósmicos primarios, mayor número de piones y mayor número de partes del núcleo. Estos trozos de núcleo y piones (radiación secundaria) sufren más choques contra los núcleos atmosféricos, provocando más núcleos y más piones (radiación terciaria).
Estos sufrirán más colisiones y así se producirá un salto de partículas como consecuencia de este proceso multiplicador. Si la energía de los rayos cósmicos es alta, este salto de partículas tendrá muchas partículas y su anchura será de varios kilómetros. Tres tipos de piones: + , - y 0 El más inestable es el pion neutro y se desintegra rápidamente formando fotones de gran energía. Debido a su enorme energía producen pares de electrones positrones. Por el contrario, los piones positivos y los negativos adoptan un comportamiento diferente en función de la energía que contienen.
Si son de energía moderada, tras recorrer varios metros se desintegran formando muones y neutrinos. Por el contrario, los de gran energía interaccionan con algún núcleo después de haber recorrido tanto o menos por este otro, generando más piones y humillando el núcleo. Por lo tanto, no esperamos que en la superficie de la Tierra se detecte alguno de los piones generados durante el salto de partículas.
Los muones no interaccionan con la materia y aunque son inestables no se desintegran debido a su enorme velocidad y alcanzan el nivel del mar. Es más, los macizos más energéticos se han detectado en minas profundas. Por lo tanto, la radiación cósmica sobre la superficie terrestre está formada por productos de desintegración, como muones, electrones, neutrinos y rayos gamma.
Pero, ¿de dónde vienen los rayos cósmicos y cómo consiguen tanta energía? Alrededor de 1935 se impactó con los rayos cósmicos y varios investigadores se involucraron en esta tarea.
En 1938, el físico francés Pierre Auger y sus investigadores analizaron la naturaleza de la radiación secundaria que llegó a la superficie terrestre mediante unos detectores Geiger y detectaron rayos cósmicos de 10 15 eV de energía. Incluso sugirieron que algunas partículas que forman parte de los rayos cósmicos tendrían mayor energía. Robert W del Instituto Tecnológico de Massachusetts en 1948. Williams dio un gran paso en la investigación de los rayos cósmicos utilizando mejores detectores y reveló que encontró 10 16 eV de energía.
Junto al tema de la energía de los rayos cósmicos, comenzaron a trabajar en torno a las fuentes. R.D. 1949 Richtmeyer y Edwa-rd Teller propusieron que procedían del sol y que la energía media era de 3.10 4 eV, aunque en función de la intensidad y la fuerza de la erupción podría alcanzar los 10 9 eV. Sin embargo, cuando se detectaron 10 16 eV la teoría de Richtmeyer y Teller se tambaleó. Por lo tanto, se concluyó que algunas estrellas eran más abundantes que el sol en cuanto a la producción de partículas de rayos cósmicos. Por ejemplo, novas y supernovas.
Según la teoría de las novas y supernovas, algunas estrellas masivas explotan y lanzan la mayor parte de su masa al espacio con una velocidad y energía increíbles. Sin embargo, esto no resuelve el problema energético de los rayos cósmicos. Si el Sol es capaz de producir partículas de energía de 10 9 eV, no es de extrañar que una supernova o una novela sean capaces de producir partículas de mayor energía, pero no de 10 16 eV.
Enrico Fermi en 1951 tiene otra idea, en 1933 H. Parecida a lo que hizo Swarma, propuso. Según él, todas las partículas no tenían ninguna energía tan grande en su formación y nada más producirse aceleraba los campos magnéticos de la Galaxia, aumentando así su energía inicial. Según sus cálculos, si en el caso de nuestra galaxia existieran 10 17 eV de energía, tendrían energía suficiente para abandonar la zona.
Mientras tanto, cuando en 1957 Pietro Bassi y Bruno Rossi detectaron 5.10 18 eV, se pensó que sería otra fuente que producía una radiación cósmica más energética en el universo. En otras palabras, si nuestra galaxia fuera la única fuente de rayos cósmicos, no se podría esperar una energía superior a 10 17 eV. Sin embargo, en algunos casos se han detectado energías superiores, con un mínimo de 10 hasta 19 eV. La única hipótesis que se puede hacer es que estas partículas con una energía enorme se producen en aquellas que tienen un campo magnético mayor que el de nuestra galaxia. Estas galaxias explotan, colapsan o, normalmente, sufren cambios mucho más catastróficos que las supernovas convencionales, que liberan cantidades ingentes de energía y olas de verdaderos rayos cósmicos en una región de miles de millones de eV.
Estas partículas superenergéticas, tras ser lanzadas desde su madre galaxia, atraviesan el espacio interestelar sin chocar con algún trozo de materi, atraviesan casualmente nuestra galaxia y atacan nuestro planeta.
En la década de los 60 se descubrió el productor de rayos cósmicos de gran energía cuando se descubrieron las pulsredes. Las pulsares son estrellas de neutrones que giran muy rápido y tienen una gran energía de giro, por lo que su campo magnético es muy potente, es decir, 10 12 gauss. D. Kulsrud, F. Gunn y W. Según los cálculos realizados por Ostriker, las partículas cósmicas situadas alrededor de la red de pulsos pueden ser aceleradas hasta 10 19 eV de energía.
En 1962 se ha detectado 10 20 eV y actualmente se considera que puede ser de mayor energía. Según los expertos, la radiación cósmica inferior a 10 16 eV ha sido producida por fuentes situadas en nuestra galaxia (novas, supernovas y pulsares), mientras que las de mayor energía provienen de radiografías, cuasares o estrellas magnéticas, en las que se producen fenómenos más violentos.
Los investigadores no han cedido y en la actualidad están diseñando un montón de intentos para combatir el problema de las partículas cósmicas. Según investigadores de las Universidades de Utah, Michigan y Chicago que trabajan en el centro militar de Dugway en Estados Unidos, el mejor observatorio de rayos cósmicos del mundo es local, ya que sus herramientas permiten detectar rayos cósmicos energéticos de 10 20 eV. Cada detector tendrá 67 espejos y 880 fotobidentes y podrá detectar el rayo cósmico que pueda provenir de cualquier dirección.
Cada espejo recogerá y convertirá en pulso eléctrico la débil luz resultante de los choques entre los núcleos atmosféricos y las partículas cósmicas. Dependiendo de la intensidad de los pulsos eléctricos, un ordenador formará un salto de partículas, pudiendo conocer la dirección de entrada a la atmósfera de los rayos cósmicos primarios. En total emplearán 36 detectores distribuidos en un círculo de 100 m de diámetro.
Por otro lado, los investigadores de la Universidad de Michigan colocarán en el subsuelo otro paquete de detectores para detectar los muones energéticos. Según Jim Cronin, director de este proyecto, desde la década de los 60 no se ha producido una gran atracción en la investigación de los rayos cósmicos, a excepción de algunas sesiones individuales, y es el momento de realizar una adecuada investigación seriada. Según Jim Croni, de los resultados obtenidos en el observatorio de Dugway se obtendrán sólidos fundamentos científicos sobre los rayos cósmicos. Así sea.
Zu idazle
Zientzia aldizkaria
