Radiación cósmica

Simulación del impacto de una partícula de 1 TeV (10¹² eV) proveniente del espacio exterior, y de la radiación cósmica consecuente, sobre Chicago.

Representación de los distintos detectores de rayos cósmicos.

Los rayos cósmicos, también llamados radiación cósmica, son partículas subatómicas procedentes del espacio exterior cuya energía es muy elevada debido a su gran velocidad. Se descubrieron cuando se comprobó que la conductividad eléctrica de la atmósfera terrestre se debe a la ionización causada por radiaciones de alta energía.

En 1911, Victor Franz Hess, físico austríaco, demostró que la ionización atmosférica aumenta proporcionalmente a la altitud. Concluyó que la radiación debía proceder del espacio exterior.

El descubrimiento de que la intensidad de radiación depende de la altitud indica que las partículas integrantes de la radiación están eléctricamente cargadas y que las desvía el campo magnético terrestre.

Ernest Rutherford y sus colaboradores, contraria y anteriormente a las experiencias de Hess, supusieron que la ionización observada por el espectroscopio se debía a la radiactividad terrestre, ya que, medidas realizadas en 1910 en la base y la cúspide de la Torre Eiffel, así lo detectaban.

Robert Andrews Millikan acuñó la expresión rayos cósmicos tras sus propias mediciones que concluyeron en que, efectivamente, eran de origen muy lejano, incluso exterior al sistema solar.

Historia

Tras el descubrimiento de la radiactividad por Henri Becquerel en 1896, se aceptaba que la electricidad atmosférica —ionización del aire— era provocada exclusivamente por la radiación generada a su vez por elementos radiactivos en el suelo y por los gases radiactivos o isótopos de radón que aquellos producen. La posterior medición, durante la década de 1900 a 1910, de la tasa de ionización (ritmo de ionización del aire) respecto a la altitud demostró un descenso que podía explicarse por la absorción de la radiación ionizante por el aire interpuesto.

Descubrimiento

En 1909, Theodor Wulf desarrolló el primer electrómetro. Este era un instrumento diseñado para medir la tasa de producción de iones dentro de un contenedor sellado herméticamente. Wulf usó este instrumento para demostrar que los niveles de radiación ionizante en la cúspide de la Torre Eiffel eran mayores que en su base. Sin embargo, su artículo, publicado en Physikalische Zeitschrift, no encontró amplia aceptación. 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 bajo la superficie. Del descenso observado bajo el agua, Pacini concluyó que una parte de la ionización se debe a fuentes distintas de la radiactividad terrestre.​

Pacini realizando una medición en 1910.

Más tarde, en 1912, Victor Hess elevó tres electrómetros Wulf de precisión mejorada​ a una altitud de 5300 metros usando un globo aerostático y encontró que la tasa de ionización se multiplicaba aproximadamente por cuatro en comparación con la que podía medirse a nivel del suelo.​ Hess también descartó al Sol como la fuente de radiación responsable mediante un nuevo ascenso en globo durante un eclipse de sol casi total. Cuando la Luna estaba bloqueando la mayor parte de la radiación solar visible, Hess todavía pudo medir una tasa de ionización en aumento con la altura,​ y concluyó: "La mejor explicación al resultado de mis observaciones viene dada por la suposición de que una radiación de un enorme poder de penetración entra en nuestra atmósfera desde arriba". En 1913-1914, Werner Kolhörster confirmó las primeras observaciones de Hess al medir el incremento de la tasa de ionización a 9 km de altitud.

Incremento de la tasa de ionización con la altitud medida por Victor Hess en 1912 (izquierda) y por Kolhörster (derecha).

Hess recibió el Premio Nobel de física en 1936, por su descubrimiento.​​

El vuelo del globo de Hess tuvo lugar el 7 de agosto de 1912. Exactamente 100 años después, el 7 de agosto de 2012, el vehículo Mars Science Laboratory midió los niveles de radiación ionizante por vez primera en otro planeta por medio de su RAD (Detector de evaluación de radiación, por las siglas en inglés de Radiation Assessment Detector).

Hess aterriza tras su vuelo en globo de 1912.

Origen

Aún no está claro el origen de los rayos cósmicos. Se sabe que, en los períodos en que se emiten grandes erupciones solares, el Sol emite rayos cósmicos de baja energía, pero estos fenómenos estelares no son frecuentes. Por lo tanto, no son motivo de explicación del origen de esta radiación. Tampoco lo son las erupciones de otras estrellas semejantes al Sol. Las grandes explosiones de supernovas son, al menos, responsables 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 presencia de electrones de alta energía.

En 2007, un grupo de científicos argentinos del Observatorio Pierre Auger realizó un espectacular descubrimiento que inauguró una nueva rama de la astronomía. Este grupo encontró evidencias de que la mayor parte de las partículas de rayos cósmicos proviene de una constelación cercana: Centaurus.​ Esta constelación contiene una galaxia de núcleo activo, cuyo núcleo se debe a existencia de un agujero negro (probablemente supermasivo), al caer la materia a la ergosfera del agujero negro y rotar velozmente.

A enormes velocidades, centrífugamente, se fuga parte de esa materia, constituida por protones y neutrones. Al alcanzar la Tierra (u otros planetas con atmósferas suficientemente densas) sólo llegan los protones, los cuales, tras chocar contra las capas superiores atmosféricas, caen en cascadas de rayos cósmicos. El descubrimiento observado en Centaurus parece ser extrapolable a todas las galaxias de núcleos activados por agujeros negros.

También se cree que, como resultado de las ondas de choque procedentes de las supernovas que se propagan hasta el espacio interestelar, en este se genera aceleración adicional. No existen pruebas directas de que las supernovas contribuyan de manera significativa a los rayos cósmicos. Sin embargo, se sugiere que las estrellas binarias de rayos X pueden ser fuentes de rayos cósmicos. En esos sistemas, una estrella normal cede masa a su complementaria, a una estrella de neutrones o bien a un agujero negro.

Los estudios radioastronómicos de otras galaxias muestran que éstas también contienen electrones de alta energía. Los centros de algunas galaxias emiten ondas de radio de mucha mayor intensidad que la Vía Láctea. Esto indica que contienen fuentes de partículas de alta energía.

Componentes a nivel del mar

Los rayos cósmicos que alcanzan la atmósfera en su capa superior son principalmente (98%) protones y partículas alfa de alta energía. El resto está constituido por electrones y partículas pesadas ionizadas. A éstas se les denomina partículas primarias.

Estas partículas cargadas interaccionan con la atmósfera y el campo magnético terrestre, se convierten en partículas secundarias (son producto de la interacción de las partículas primarias con la atmósfera) y se distribuyen de tal modo que, debido al campo magnético, la mayor intensidad de las partículas que alcanzan el suelo ocurre en los polos.

Por tanto, la componente de partículas que alcanzan el suelo varía según la altitud (a mayor altura, menos atmósfera con la cual interaccionar) y por la latitud (a mayor latitud, mayor cantidad de partículas desviadas por el campo magnético), y propician cierta variación con el ciclo solar (de 11 años).

A nivel del mar y a una latitud de unos 45º N, los componentes importantes de estas partículas son:

• muones: 72%
• fotones: 15%
• neutrones: 9%

Las dosis recibidas debido a los rayos cósmicos varían entre 300 μSv (microsieverts) y 2 000 μSv al año. Promediada por la población, datos de ocupación y otros factores, se encuentra un valor promedio de 380 μSv/año.

Dosis típicas

• La dosis normal debida a la radiactividad ambiente en la Tierra es de media 2.4 mSv por año, con diferencias apreciables entre países. A nivel del mar la contribución de los rayos cósmicos es de aproximadamente 0.3 mSv.
• Las dosis de radiación recibidas durante una radiografía médica van desde 0.1 a varias decenas de mSv, dependiendo del tipo de radiografía. Son niveles altos, por ello se usa protección.
• La dosis típica recibida durante un vuelo transatlántico (Europa – América del Norte) debida a rayos cósmicos galácticos es de 0.05 mSv. Puede aumentarse significativamente en el caso de eventos de partículas energéticas (se han contabilizado aumentos de hasta un factor de 10 en el caso de eventos solares muy fuerte, pero estos eventos son muy poco frecuentes y tienen una duración muy corta como para influir en la dosis anual). A lo largo de los años, viajeros frecuentes o tripulaciones de cabina de vuelo pueden llegar a acumular dosis de unos pocos mSv. El personal de la compañías aéreas (pilotos y azafatas) en los últimos años han llevado la petición de realizar controles rutinarios de la radiación recibida durante los vuelos. Obviamente los rayos cósmicos van perdiendo intensidad a medida que se acercan a la superficie terrestre (se van desintegrando en partículas más débiles), pero a grandes alturas, son peligrosos.

Cascadas de rayos cósmicos

Las lluvias o cascadas de partículas subatómicas se originan por acción de rayos cósmicos primarios, cuya energía puede ser superior a 10²⁰ eV (electronvoltios): cien millones de veces superior a la que se puede impartir a una partícula subatómica en los más potentes aceleradores de partículas.

Cuando un rayo cósmico de alta energía llega a la atmósfera terrestre interactúa con átomos de ésta, choca contra los gases y libera electrones. Este proceso excita los átomos y genera nuevas partículas. Éstas, a su vez, colisionan contra otras y provocan una serie de reacciones nucleares, que originan nuevas partículas que repiten el proceso en cascada. Así, puede formarse una cascada de más de 10¹¹ nuevas partículas. Los corpúsculos integrantes de las cascadas se pueden medir con distintos tipos de detectores de partículas, generalmente basados en la ionización de la materia o en el efecto Cherenkov.

Véase también

• cascada atmosférica extensa
• experimento HEGRA
• Observatorio Pierre Auger
• Límite Greisen-Zatsepin-Kuzmin

Enlaces externos

• Experimento Pierre Auger (en inglés)
• Agasa (en inglés)
• Hires (en inglés)
• Alta (en inglés)
• Desert Cosmic Ray (en inglés)
• Salta (en inglés)
• Tibet AS gamma experiment (en inglés)
• Haz tu propio detector de rayos cósmicos
• Información sobre las dosis típicas

Predecesor: Rayos gamma

Radiación cósmica Energía: ± 1020 eV

Sucesor: -

• Datos: Q11547
• Multimedia: Cosmic rays / Q11547