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Flujo cósmico versus energía de partículas

Los rayos cósmicos son protones de alta energía y 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]

Los rayos cósmicos fueron descubiertos por Victor Hess en 1912 en experimentos con globos. La medición directa de los rayos cósmicos, especialmente a energías más bajas, se ha hecho posible desde el lanzamiento de los primeros satélites a finales de la década de 1950. Los detectores de partículas similares a los utilizados en física nuclear y de alta energía se utilizan en satélites y sondas espaciales para la investigación de los rayos cósmicos. [3] Al impactar con la atmósfera terrestre , los rayos cósmicos pueden producir lluvias de partículas secundarias que a veces llegan a la superficie .

Los datos del Telescopio Espacial Fermi (2013) [4] se han interpretado como evidencia de que una fracción significativa de los rayos cósmicos primarios se originan en las explosiones de supernovas de estrellas. [5] Los núcleos galácticos activos también parecen producir rayos cósmicos, según las observaciones de neutrinos y rayos gamma de blazar TXS 0506 + 056 en 2018. [6] [7]

Etimología [ editar ]

El término rayo es un nombre poco apropiado debido a un accidente histórico, ya que al principio se pensó, y erróneamente, que los rayos cósmicos eran principalmente radiación electromagnética . En el uso científico común, [8] las partículas de alta energía con masa intrínseca se conocen como rayos "cósmicos", mientras que los fotones , que son cuantos de radiación electromagnética (y, por lo tanto, no tienen masa intrínseca), se conocen por sus nombres comunes, como gamma. rayos o rayos X , dependiendo de su energía fotónica .

Composición [ editar ]

De los rayos cósmicos primarios, que se originan fuera de la atmósfera de la Tierra, aproximadamente el 99% son núcleos de átomos conocidos (despojados de sus capas de electrones) y aproximadamente el 1% son electrones solitarios (es decir, un tipo de partícula beta ). De los núcleos, aproximadamente el 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 . [9] Estas fracciones varían mucho en el rango de energía de los rayos cósmicos. [10] 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 de la Tierra en busca de partículas anti-alfa no ha podido detectarlas. [11]

Energía [ editar ]

Los rayos cósmicos atraen un gran interés en la práctica, por el daño que infligen a la microelectrónica y la vida fuera de la protección de una atmósfera y un campo magnético, y científicamente, porque se han observado las energías de los rayos cósmicos de ultra alta energía (UHECR) más energéticos. para acercarse a 3 × 10 20 eV , [12] aproximadamente 40 millones de veces la energía de las partículas aceleradas por el Gran Colisionador de Hadrones . [13] Se puede demostrar que energías tan enormes podrían lograrse mediante el mecanismo centrífugo de aceleración en núcleos galácticos activos . A 50  J, [14]los rayos cósmicos de energía ultra alta de energía más alta (como la partícula Oh-My-God registrada en 1991) tienen energías comparables a la energía cinética de una pelota de béisbol de 90 kilómetros por hora (56 mph). Como resultado de estos descubrimientos, ha habido interés en investigar rayos cósmicos de energías aún mayores. [15] La mayoría de los rayos cósmicos, sin embargo, no tienen energías tan extremas; la distribución de energía de los rayos cósmicos alcanza su punto máximo en 0,3 gigaelectronvoltios (4,8 × 10 −11  J). [dieciséis]

Historia [ editar ]

Después del descubrimiento de la radiactividad por Henri Becquerel en 1896, en general se creía que la electricidad atmosférica, la ionización del aire , era causada solo por la radiación de elementos radiactivos en el suelo o los gases radiactivos o isótopos de radón que producen. [17] Las mediciones de tasas de ionización crecientes a alturas crecientes sobre el suelo durante la década de 1900 a 1910 podrían explicarse como debidas a la absorción de la radiación ionizante por el aire que interviene. [18]

Descubrimiento [ editar ]

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 usó para mostrar niveles más altos de radiación en la parte superior de la Torre Eiffel que en su base. 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 de la superficie. Pacini concluyó a partir de la disminución de la radiactividad bajo el agua que cierta parte de la ionización debe deberse a fuentes distintas de la radiactividad de la Tierra. [19]

Pacini hace una medición en 1910.

En 1912, Victor Hess llevó tres electrómetros Wulf de precisión mejorada [20] a una altitud de 5.300 metros en un vuelo libre en globo . Encontró que la tasa de ionización aumentó aproximadamente cuatro veces con respecto a la tasa a nivel del suelo. [20] Hess descartó que el Sol sea la fuente de radiación al hacer un ascenso en globo durante un eclipse casi total. Con la luna bloqueando gran parte de la radiación visible del Sol, Hess aún midió la radiación ascendente a altitudes ascendentes. [20] Concluyó que "los resultados de las observaciones parecen explicarse más probablemente por la suposición de que la radiación de muy alto poder de penetración entra desde arriba en nuestra atmósfera". [21] 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.

Aumento de la ionización con la altitud según lo medido por Hess en 1912 (izquierda) y por Kolhörster (derecha)

Hess recibió el Premio Nobel de Física en 1936 por su descubrimiento. [22] [23]

El 31 de mayo de 2013, los científicos de la NASA informaron que una posible misión tripulada a Marte puede implicar un riesgo de radiación mayor de lo que se creía anteriormente, según la cantidad de radiación de partículas energéticas detectada por el RAD en el Laboratorio Científico de Marte mientras viajaba de la Tierra a Marte en 2011-2012. [24] [25] [26]

Hess aterriza después de su vuelo en globo en 1912.

Identificación [ editar ]

Bruno Rossi escribió que:

A finales de la década de 1920 y principios de la de 1930, el físico alemán Erich Regener y su grupo llevaron la técnica de los electroscopios autograbadores llevados por globos a las capas más altas de la atmósfera o hundidos a grandes profundidades bajo el agua a un grado de perfección sin precedentes . A estos científicos les debemos algunas de las mediciones más precisas jamás realizadas de la ionización de rayos cósmicos en función de la altitud y la profundidad. [27]

Ernest Rutherford declaró en 1931 que "gracias a los excelentes experimentos del profesor Millikan y los experimentos de mayor alcance 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 sobre". [28]

En la década de 1920, el término rayos cósmicos 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 los elementos más pesados, y que los electrones secundarios se producían en la atmósfera mediante la dispersión de rayos gamma de Compton . Pero luego, navegando desde Java a los Países Bajos en 1927, Jacob Clay encontró pruebas, [29]Posteriormente se confirmó en muchos experimentos, que la intensidad de los rayos cósmicos aumenta desde los trópicos hasta las latitudes medias, lo que indicó que los rayos cósmicos primarios son desviados por el campo geomagnético y por lo 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. [30] Las partículas cargadas de tan alta energía no podrían ser producidas por fotones del proceso de fusión interestelar propuesto por Millikan. [ cita requerida ]

En 1930, Bruno Rossi predijo una diferencia entre las intensidades de los rayos cósmicos que llegan desde el este y el oeste que depende de la carga de las partículas primarias, el llamado "efecto este-oeste". [31] Tres experimentos independientes [32] [33] [34] 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 son principalmente electrones, fotones y muones.. En 1948, las observaciones con emulsiones nucleares transportadas por globos hasta 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 más pesados ​​de elementos como carbono, hierro y plomo. [35] [36]

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 equipo de grabación es golpeado por lluvias muy extensas de partículas, lo que provoca coincidencias entre los contadores, incluso colocados a grandes distancias entre sí". [37] En 1937 Pierre Auger, inconsciente 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 los 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. [38]

El físico soviético Sergey Vernov fue el primero en utilizar radiosondas para realizar lecturas de rayos cósmicos con un instrumento llevado a gran altura por 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 contar lluvias de rayos secundarios. [39] [40]

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, junto con Walter Heitler , publicado en 1937 describió 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. [41] [ cita requerida ] [42]

Distribución de energía [ editar ]

Las mediciones de la energía y las direcciones de llegada de los rayos cósmicos primarios de energía ultra alta mediante las técnicas de muestreo de densidad y sincronización rápida de lluvias de aire extensas se llevaron a cabo por primera vez en 1954 por miembros del Grupo Rossi de Rayos Cósmicos en el Instituto de Tecnología de Massachusetts. . [43] 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 enorme experimento de ducha de aire llamado Proyecto Auger está siendo operado actualmente en un sitio en las pampas de Argentina por un consorcio internacional de físicos. El proyecto fue dirigido primero por James Cronin , ganador del Premio Nobel de Física de 1980 de la Universidad de Chicago , y Alan Watson de la Universidad de Leeds , y más tarde por otros científicos de la Colaboración internacional Pierre Auger. Su objetivo es explorar las propiedades y direcciones de llegada de los rayos cósmicos primarios de muy alta energía. [44] Se espera que los resultados tengan implicaciones importantes para la física de partículas y la cosmología, debido a una teoríaLímite 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 debido a interacciones con los fotones remanentes del origen del Big Bang del universo. Actualmente, el Observatorio Pierre Auger está siendo actualizado 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 por un experimento del MIT realizado en el satélite OSO-3 en 1967. [45] 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 de rayos gamma por satélite han cartografiado el cielo de rayos gamma. El más reciente es el Observatorio Fermi, que ha producido un mapa que muestra una banda estrecha de intensidad de rayos gamma producida en fuentes discretas y difusas en nuestra galaxia, y numerosas fuentes extragalácticas puntuales distribuidas sobre la esfera celeste.

Fuentes [ editar ]

Las primeras especulaciones sobre las fuentes de los rayos cósmicos incluyeron una propuesta de 1934 de Baade y Zwicky que sugiere que los rayos cósmicos se originaron a partir de supernovas. [46] Una propuesta de 1948 de Horace W. Babcock sugirió que las estrellas magnéticas variables podrían ser una fuente de rayos cósmicos. [47] Posteriormente, Sekido et al. (1951) identificó la Nebulosa del Cangrejo como una fuente de rayos cósmicos. [48] Desde entonces, una amplia variedad de fuentes potenciales de rayos cósmicos comenzaron a emerger, incluyendo supernovas , núcleos galácticos activos , cuásares y estallidos de rayos gamma . [49]

Fuentes de radiación ionizante en el espacio interplanetario.

Experimentos posteriores han ayudado a identificar las fuentes de los rayos cósmicos con mayor certeza. En 2009, un documento presentado en la Conferencia Internacional de Rayos Cósmicos (CICR) por científicos del Observatorio Pierre Auger en Argentina mostró rayos cósmicos de energía ultra alta (UHECR) que se originaban en un lugar en el cielo muy cerca de la radiogalaxia Centaurus A , aunque los autores declararon específicamente que se requeriría más investigación para confirmar que Centaurus A es una fuente de rayos cósmicos. [50] Sin embargo, no se encontró correlación entre la incidencia de estallidos de rayos gamma y rayos cósmicos, lo que hizo que los autores establecieran límites superiores tan bajos como 3.4 × 10 −6 ×  erg.· Cm −2 en el flujo de rayos cósmicos de 1 GeV - 1 TeV de estallidos de rayos gamma. [51]

En 2009, se dijo que las supernovas habían sido "identificadas" como una fuente de rayos cósmicos, un descubrimiento realizado por un grupo utilizando datos del Very Large Telescope . [52] Este análisis, sin embargo, fue cuestionado en 2011 con datos de PAMELA , que revelaron que "las formas espectrales de [núcleos de hidrógeno y helio] son ​​diferentes y no pueden describirse bien por una sola ley de potencia", lo que sugiere un proceso más complejo de formación de rayos cósmicos. [53] En febrero de 2013, sin embargo, la investigación que analiza los datos de Fermi reveló a través de una observación de la desintegración de piones neutrales que las supernovas eran de hecho una fuente de rayos cósmicos, y cada explosión producía aproximadamente 3 × 10 42 - 3 × 10 43 J de rayos cósmicos. [4] [5]

Aceleración del frente de choque (modelo teórico para supernovas y núcleos galácticos activos): el protón incidente se acelera entre dos frentes de choque hasta las 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 cuestión que no puede responderse sin una investigación más profunda. [54] Para explicar el proceso real en supernovas y núcleos galácticos activos que acelera los átomos despojados, los físicos usan la aceleración del frente de choque como un 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. [55] Dado que el Centro Galáctico está en la región de déficit, 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 [ editar ]

Los rayos cósmicos se pueden dividir en dos tipos:

  • rayos cósmicos galácticos ( GCR ) y rayos cósmicos extragalácticos , es decir, partículas de alta energía que se originan fuera del sistema solar, y
  • partículas energéticas solares , partículas de alta energía (predominantemente protones) emitidas por el sol, principalmente en erupciones solares .

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 atmósfera, creando una lluvia de aire .

Los rayos cósmicos se originan como rayos cósmicos primarios, que son los originalmente producidos en varios 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 . [9] Los rayos cósmicos secundarios, causados ​​por la desintegración de los rayos cósmicos primarios cuando impactan en una atmósfera, incluyen fotones , leptones y hadrones , como electrones , positrones , muones y piones . Los últimos tres de estos se detectaron por primera vez en rayos cósmicos.

Rayos cósmicos primarios [ editar ]

Los rayos cósmicos primarios se originan principalmente fuera del Sistema Solar y, a veces, incluso en la Vía Láctea . Cuando interactúan con la atmósfera de la Tierra, se convierten en partículas secundarias. La proporción de masa de núcleos de helio a hidrógeno, 28%, es similar a la proporción de abundancia elemental primordial de estos elementos, 24%. [56] La fracción restante está formada por 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 mucha mayor abundancia (≈1%) que en la atmósfera solar, donde son solo alrededor de 10-11 tan abundantes como el helio.. Los rayos cósmicos formados 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 son relativamente escasos.

Esta diferencia de abundancia es el 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 las colisiones de los núcleos de hierro y níquel con la materia interestelar . [57]

A altas energías, la composición cambia y los núcleos más pesados ​​tienen mayor abundancia en algunos rangos de energía. Los experimentos actuales apuntan a mediciones más precisas de la composición a altas energías.

Antimateria de rayos cósmicos primarios [ editar ]

Los experimentos de satélites han encontrado evidencia de positrones y algunos antiprotones en los rayos cósmicos primarios, que ascienden a menos del 1% de las partículas en los rayos cósmicos primarios. Estos no parecen ser el producto de grandes cantidades de antimateria del Big Bang, ni de antimateria compleja en el universo. Más bien, parecen estar formadas únicamente por estas dos partículas elementales, recién creadas 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. [58] [59] Se informó 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% de los eventos totales de electrones + positrones, alrededor de una energía de 275 ± 32 GeV. A energías más altas, hasta 500 GeV, la relación de positrones a electrones comienza a caer nuevamente. El flujo absoluto de positrones también comienza a descender antes de los 500 GeV, pero alcanza un máximo a energías mucho más altas que las energías de los electrones, que alcanzan un máximo de unos 10 GeV. [60] Se ha sugerido que estos resultados en la interpretación se deben a la producción de positrones en eventos de aniquilación de partículas masivas de materia oscura . [61]

Los antiprotones de rayos cósmicos también tienen una energía promedio mucho más alta que sus contrapartes de materia normal (protones). Llegan a la Tierra con una energía característica máxima de 2 GeV, lo que indica su producción en un proceso fundamentalmente diferente al de los protones de rayos cósmicos, que en promedio tienen solo una sexta parte de la energía. [62]

No hay evidencia de núcleos atómicos de antimateria complejos, como núcleos de antihelio (es decir, partículas anti-alfa), en los rayos cósmicos. Estos se están buscando activamente. Un prototipo del AMS-02 designado AMS-01 , fue volado al espacio a bordo del Transbordador Espacial Discovery en 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 . [63]

La luna en rayos cósmicos
La Luna vista por el Observatorio de Rayos Gamma de Compton , en rayos gamma con energías superiores a 20 MeV. Estos son producidos por el bombardeo de rayos cósmicos en su superficie. [64]

Rayos cósmicos secundarios [ editar ]

Cuando los rayos cósmicos entran en la atmósfera de la Tierra, chocan con átomos y moléculas , principalmente oxígeno y nitrógeno. La interacción produce una cascada de partículas más ligeras, una llamada radiación secundaria de lluvia de aire que llueve, incluidos rayos X , protones , partículas alfa , piones , muones , electrones , neutrinos y neutrones . [65] 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 a cierta distancia en minas poco profundas, y la mayoría de los neutrinos atraviesan la Tierra sin interacción adicional. Otros se descomponen en fotones , produciendo posteriormente cascadas electromagnéticas. Por lo tanto, junto a los fotones, los electrones y los positrones.generalmente dominan en las duchas de aire. Estas partículas, así como los muones, pueden detectarse fácilmente mediante muchos tipos de detectores de partículas, como cámaras de nubes , cámaras de burbujas , detectores de agua-Cherenkov o 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 superiores a unos 10 MeV.

Flujo de rayos cósmicos [ editar ]

Una descripción general del entorno espacial muestra la relación entre la actividad solar y los rayos cósmicos galácticos. [66]

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 experimenta 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 a 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 lo 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 azimutal .

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 [67] y se infieren de la radiación de menor energía que llega al suelo. [68]

En el pasado, se creía que el flujo de rayos cósmicos permanecía bastante constante a lo largo del 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. [69]

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 promedia alrededor de 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 (asumido 3 microgauss) que es ≈0.25 eV / cm 3 , o la densidad de energía de radiación del fondo cósmico de microondas (CMB) a ≈0.25 eV / cm 3 . [70]

Métodos de detección [ editar ]

La gama 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 transportados por globos. En segundo lugar, la detección indirecta de partículas secundarias, es decir, lluvias de aire extensas a energías más altas. Si bien ha habido propuestas y prototipos para la detección espacial y en globos de chubascos de aire, los experimentos actualmente en funcionamiento para rayos cósmicos de alta energía se basan 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 para el rango de energía por encima de 1 PeV. Tanto la detección directa como la indirecta se realizan mediante varias técnicas.

Detección directa [ editar ]

La detección directa es posible mediante todo tipo de detectores de partículas en la ISS , en satélites o globos de gran altitud. Sin embargo, existen restricciones de peso y tamaño que limitan las opciones de detectores.

Un ejemplo de la técnica de detección directa es un método desarrollado por Robert Fleischer, P. Buford Price y Robert M. Walker para su uso en globos de gran altitud. [71] En este método, las láminas de plástico transparente, como el policarbonato Lexan de 0,25  mm , se apilan y se exponen directamente a los rayos cósmicos en el espacio o en grandes altitudes. La carga nuclear provoca la ruptura o ionización de los enlaces químicos 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 cáustico caliente.solución de hidróxido de sodio , que elimina el material de la superficie a una velocidad lenta y conocida. El hidróxido de sodio cáustico disuelve el plástico a un ritmo más rápido a lo largo de la trayectoria del plástico ionizado. El resultado neto es un foso de grabado cónico en el plástico. Las picaduras de grabado se miden con un microscopio de alta potencia (típicamente inmersión en aceite de 1600 ×) y la tasa de grabado se representa en función de la profundidad en el plástico apilado.

Esta técnica produce una curva única para cada núcleo atómico de 1 a 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 la fisión nuclear .

Detección indirecta [ editar ]

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

Los extensos sistemas de ducha de aire hechos de detectores de partículas miden las partículas cargadas que pasan a través de ellos. Las matrices EAS pueden observar un área amplia del cielo y pueden estar activas más del 90% del tiempo. Sin embargo, son menos capaces de segregar los efectos de fondo de los rayos cósmicos que los telescopios de aire Cherenkov. La mayoría de las matrices 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 producen radiación de Cherenkov para hacerlas detectables. [72]Por lo tanto, varias matrices utilizan detectores Cherenkov de agua / hielo como alternativa o además de los centelleadores. Mediante la combinación de varios detectores, algunas matrices 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 nubes [73] para detectar los muones secundarios creados cuando un pión se desintegra. Las cámaras de nubes en particular se pueden construir a partir de materiales ampliamente disponibles y se pueden construir incluso en el laboratorio de una escuela secundaria. Se puede utilizar un quinto método, que involucra cámaras de burbujas , para detectar partículas de rayos cósmicos. [74]

Más recientemente, los dispositivos CMOS en las cámaras de teléfonos inteligentes omnipresentes se han propuesto como una red distribuida práctica para detectar lluvias de aire de rayos cósmicos de energía ultra alta (UHECR). [75] La primera aplicación que aprovechó esta propuesta fue el experimento CRAYFIS (Cosmic RAYs Found in Smartphones). [76] [77] Luego, en 2017, la Colaboración CREDO (Observatorio Extremadamente Distribuido de Rayos Cósmicos) [78] 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. [79] La investigación futura debe mostrar en qué aspectos esta nueva técnica puede competir con las matrices EAS dedicadas.

El primer método de detección de la segunda categoría se denomina telescopio de aire Cherenkov, diseñado para detectar rayos cósmicos de baja energía (<200 GeV) mediante el análisis de su radiación de Cherenkov , que para los rayos cósmicos son rayos gamma emitidos a medida que viajan más rápido que el velocidad de la luz en su medio, la atmósfera. [80] 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 la lluvia de partículas que se mueven a través de la atmósfera. Este método es el más preciso para los rayos cósmicos a las energías más altas, en particular cuando se combina con las matrices EAS de detectores de partículas. [81] Como detección de luz de Cherenkov, este método está restringido a noches despejadas.

Otro método detecta las ondas de radio emitidas por duchas de aire. Esta técnica tiene un ciclo de trabajo alto similar al de los detectores de partículas. La precisión de esta técnica mejoró en los últimos años, como lo demuestran varios experimentos de prototipos, y puede convertirse en una alternativa a la detección de luz de Cherenkov atmosférica y luz de fluorescencia, al menos a altas energías.

Efectos [ editar ]

Cambios en la química atmosférica [ editar ]

Los rayos cósmicos ionizan las moléculas de nitrógeno y oxígeno en la atmósfera, lo que conduce a 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 de la Tierra a través de la reacción:

n + 14 N → p + 14 C

Los rayos cósmicos mantuvieron el nivel de carbono-14 [82] en la atmósfera aproximadamente constante (70 toneladas) durante al menos los últimos 100.000 años, [ cita requerida ] 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 . [ cita requerida ]

Productos de reacción de los rayos cósmicos primarios, vida media de los radioisótopos y reacción de producción [83]
  • Tritio (12,3 años): 14 N (n, 3 H) 12 C ( espalación )
  • Berilio-7 (53,3 días)
  • Berilio-10 (1,39 millones de años): 14 N (n, p α) 10 Be (espalación)
  • Carbono-14 (5730 años): 14 N (n, p) 14 C ( activación de neutrones )
  • Sodio-22 (2,6 años)
  • Sodio-24 (15 horas)
  • Magnesio-28 (20,9 horas)
  • Silicio-31 (2,6 horas)
  • Silicon-32 (101 años)
  • Fósforo-32 (14,3 días)
  • Azufre-35 (87,5 días)
  • Azufre-38 (2,84 horas)
  • Cloro-34 m (32 minutos)
  • Cloro-36 (300.000 años)
  • Cloro-38 (37,2 minutos)
  • Cloro-39 (56 minutos)
  • Argon-39 (269 años)
  • Krypton-85 (10,7 años)

Papel en la radiación ambiental [ editar ]

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 áreas al nivel del mar a 1.0  mSv por año para 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 las aerolíneas que vuelan rutas de larga distancia a 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 al período anterior al desastre nuclear de Fukushima Daiichi . Los valores creados por el hombre por UNSCEAR provienen del Instituto Nacional Japonés de Ciencias Radiológicas, que resumió los datos de UNSCEAR.

Efecto en la electrónica [ editar ]

Los rayos cósmicos tienen suficiente energía para alterar los estados de los componentes del circuito en los circuitos integrados electrónicos , provocando que se produzcan errores transitorios (como datos corruptos en dispositivos de memoria electrónicos o rendimiento incorrecto de las CPU ) a menudo denominados " errores blandos ". Esto ha sido un problema en la electrónica a alturas 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. [89] Estudios de IBMen la década de 1990 sugieren que las computadoras típicamente experimentan alrededor de un error inducido por rayos cósmicos por cada 256 megabytes de RAM por mes. [90] Para aliviar este problema, Intel Corporation ha propuesto un detector de rayos cósmicos que podría integrarse en futuros microprocesadores de alta densidad , permitiendo que el procesador repita el último comando después de un evento de rayos cósmicos. [91] 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 hizo que un avión Airbus A330 se hundiera dos veces cientos de pies , lo que provocó lesiones a varios pasajeros y miembros de la tripulación. Los rayos cósmicos se investigaron entre otras posibles causas de la corrupción de datos, pero finalmente se descartaron por ser muy poco probables. [92]

Un retiro de alto perfil en 2009-2010 que involucró vehículos Toyota con aceleradores que se atascaron en la posición abierta puede haber sido causado por rayos cósmicos. [93] La conexión se discutió en el episodio "Bit Flip" del programa de radio Radiolab . [94]

En agosto de 2020, los científicos informaron que la radiación ionizante de los 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 crítico para realizar computadoras cuánticas superconductoras tolerantes a fallas en el futuro. [95] [96] [97]

Importancia para los viajes aeroespaciales [ editar ]

Los rayos cósmicos galácticos son una de las barreras más importantes que se interponen en el camino de los planes de viajes interplanetarios de naves espaciales tripuladas. Los rayos cósmicos también representan una amenaza para la electrónica colocada 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 con el fin de minimizar el daño a la electrónica y a los seres humanos causado por los rayos cósmicos. [98] [99]

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). [24] [25] [26]

Volando a 12 kilómetros (39,000 pies) de altura, los pasajeros y las tripulaciones de los aviones de pasajeros están expuestos a al menos 10 veces la dosis de rayos cósmicos que reciben las personas a nivel del mar . Las aeronaves que vuelan por rutas polares cerca de los polos geomagnéticos corren un riesgo particular. [100] [101] [102]

Papel en el rayo [ editar ]

Los rayos cósmicos se han implicado en el desencadenamiento de averías eléctricas en los relámpagos . Se ha propuesto que esencialmente todos los relámpagos se desencadenan a través de un proceso relativista, o " ruptura descontrolada ", sembrada por secundarios de rayos cósmicos. El desarrollo posterior de la descarga del rayo se produce a través de mecanismos de "avería convencional". [103]

Papel postulado en el cambio climático [ editar ]

Edward P. Ney sugirió un papel para los rayos cósmicos en el clima en 1959 [104] y por Robert E. Dickinson en 1975. [105] 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 aumentan la exposición a los rayos cósmicos. [106] Los investigadores sugieren que este y los bombardeos de rayos gamma derivados de supernovas locales podrían haber afectado las tasas de cáncer y mutación., y podría estar relacionado con alteraciones decisivas en el clima de la Tierra, y con las extinciones masivas del Ordovícico . [107] [108]

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, en consecuencia afectaría la tasa de formación de nubes y, por lo tanto, sería una causa indirecta del calentamiento global . [109] [110] 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 proposición de que los rayos cósmicos están conectados con el calentamiento global podría tener un sesgo ideológico en lugar de una base científica. [111]Otros científicos han criticado enérgicamente a Svensmark por su trabajo descuidado e inconsistente: un ejemplo es el ajuste de los datos de la nube que subestima el error en los datos de la nube más baja, pero no en los datos de la nube alta; [112] Otro ejemplo es el "manejo incorrecto de los datos físicos" que da como resultado gráficos que no muestran las correlaciones que dicen mostrar. [113] A pesar de las afirmaciones de Svensmark, los rayos cósmicos galácticos no han mostrado una influencia estadísticamente significativa en los cambios en la cobertura de nubes, [114] y se ha demostrado en estudios que no tienen una relación causal con los cambios en la temperatura global. [115]

Posible factor de extinción masiva [ editar ]

Un puñado de estudios concluye que una supernova cercana o una serie de supernovas causaron el evento de extinción de la megafauna marina del Plioceno al aumentar sustancialmente los niveles de radiación a cantidades peligrosas para los grandes animales marinos. [116] [117] [118]

Investigación y experimentos [ editar ]

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

Basado en tierra [ editar ]

  • Matriz de ducha de aire gigante Akeno
  • Matriz de ducha de aire Chicago
  • CHICOS
  • NUBE
  • GAMA
  • UVAS-3
  • HAWC
  • Sistema estereoscópico de alta energía
  • Detector de rayos cósmicos Fly's Eye de alta resolución
  • HEGRA
  • Cubo de hielo
  • KASCADE
  • MAGIA
  • MARIACHI
  • Milagro
  • CRIPT
  • NMDB
  • Observatorio Pierre Auger
  • QuarkNet
  • Tierra nave espacial
  • Proyecto Telescope Array
  • Experimento Tunka
  • VERITAS
  • Matriz de coincidencia de tiempo de área grande de Washington

Satélite [ editar ]

  • PAMELA
  • Espectrómetro magnético alfa
  • ACE (Explorador de composición avanzado)
  • Voyager 1 y Voyager 2
  • Cassini – Huygens
  • HEAO 1 , HEAO 2 , HEAO 3
  • Telescopio espacial de rayos gamma Fermi
  • Observatorio solar y heliosférico
  • Explorador de límites interestelares
  • Detector de intensidad de rayos cósmicos definitivo de Langton

En globo [ editar ]

  • BESS
  • Calorímetro avanzado de ionización fina
  • TRACER (detector de rayos cósmicos)
  • TIGRE
  • Energética y Masa de Rayos Cósmicos (CREMA)
  • PERDaix
  • HEAT (Telescopio de antimateria de alta energía)

Ver también [ editar ]

  • Efectos sobre el sistema nervioso central de la exposición a la radiación durante el vuelo espacial
  • Fenómenos visuales de rayos cósmicos
  • Radiactividad ambiental
  • Rayo cósmico extragaláctico
  • Disminución de arbustos
  • Gilbert Jerome Perlow
  • Amenaza para la salud de los rayos cósmicos
  • Partícula Oh-My-God  : un rayo cósmico inesperadamente de ultra alta energía
  • Partículas energéticas solares
  • Seguimiento del experimento Cherenkov de imágenes
  • Rayo cósmico de energía ultra alta  (UHECR): una partícula de rayos cósmicos con una energía cinética superior a 10 18  eV

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