Intentant dominar els raigs còsmics

1990/09/01 Legorreta Izkara, Jose Antonio Iturria: Elhuyar aldizkaria

• Astrofisika

XX. A principis del segle XX els científics van anunciar que hi havia una radiació més forta del que fins llavors s'havia detectat. Els físics, en general, van donar per conclosa la nova radiació produïda per substàncies radioactives de la superfície terrestre. Amb l'objectiu de no estar totalment d'acord amb Victor Franz Hess i conèixer l'origen de la radiació, en 1910 es va ficar el seu aparell en un globus i es va elevar al llarg de l'atmosfera fins als 6.000 m, observant-se que a mesura que ascendia més amunt la intensitat de la nova radiació augmentava. Després de diversos intents va concloure que la radiació no era l'origen de la superfície terrestre i va suggerir que la Terra provenia de l'espai exterior.

V.F. durant els pròxims anys Els resultats d'Hess es van confirmar, demostrant que es tractava d'una radiació provinent de l'univers no terrestre. Per tot això, Robert A. En 1925 Millikan va denominar a aquesta radiació còsmica desconeguda com a raig o radiació còsmica.

Posteriorment es va plantejar conèixer la naturalesa dels raigs còsmics. Però en aquesta tasca els físics es van trobar amb dos problemes, entre altres. D'una banda, quan els raigs còsmics arriben al sòl xoquen contra els nuclis i molècules de l'atmosfera i es formen més partícules. Algunes d'elles, a mesura que descendeixen cap a la superfície de la Terra, es desintegren i unes altres, per contra, sofreixen més xocs provocant més tipus de partícules.

Per tant, en la superfície terrestre es detectarien col·lisions i productes de desintegració (radiació secundària) i no radiació còsmica original (radiació primària). Per tant, si es vol realitzar una observació directa, s'haurien d'enviar globus, coets o satèl·lits artificials a l'alta atmosfera o instal·lar laboratoris en els cims de les muntanyes. Per a això, la veritat és que en 1910 Victor Hess no comptava amb la tecnologia adequada i van passar diversos anys fins que els físics, mitjançant la tecnologia adequada, van poder determinar la naturalesa de la radiació còsmica.

D'altra banda, els físics es van enfrontar a un altre problema: la baixa intensitat de la radiació còsmica i la necessitat de bons detectors per a obtenir informació. Recordem que els detectors utilitzats en l'actualitat, com veurem a continuació, es dispersen per un cercle de diversos metres de superfície terrestre.

Per tant, els científics van aprofitar mètodes indirectes. En la superfície de la Terra i en els cims de les muntanyes es van instal·lar eines per a detectar productes secundaris i analitzar la seva naturalesa (energia, massa, velocitat, quantitat, ...), podent conèixer dels resultats obtinguts les característiques de la radiació primària. Dels meteorits també van obtenir molta informació.

Quan els meteorits es desplacen per l'espai sofreixen la influència dels raigs còsmics. Algunes partícules produeixen efectes radioactius i unes altres produeixen processos de ionització. Mitjançant mètodes químics s'analitzen aquests efectes i s'obté informació sobre els raigs còsmics.

Així, es van publicar dues teories. Robert A. Per a Millikan la radiació còsmica estava formada per fotons de major energia que tots els fotons que s'havien detectat fins llavors. Però no va poder demostrar-ho. Per part seva, Holly A. El físic americà Compton considera que els raigs còsmics eren partícules carregades i va comprovar que la intensitat augmentava en funció de la latitud a partir dels assajos realitzats en els diferents costats de la Terra, és a dir, que en l'equador era més feble que en els pols, com es podia esperar que les partícules carregades.

En 1935 Bruno Rossi, basant-se en les desviacions sofertes pels raigs còsmics sota la influència del camp magnètic terrestre, va demostrar que els raigs còsmics estaven constituïts per partícules carregades positivament. En qualsevol cas, els físics volien saber quin tipus de radiació còsmica formaven les partícules i, com s'ha dit, a la fi dels anys 30, quan es va aconseguir l'aparell adequat, van arribar als 21 km d'altura, deixant enrere el 97% de l'atmosfera. Aquestes recerques van permetre conèixer la composició dels raigs còsmics: el 77% de la radiació primària estava formada per protons i la resta estava formada pels nuclis dels elements de l'heli a l'urani (com més pesats són els nuclis), els electrons, els raigs gamma i els neutrins. Es movien a la velocitat de la llum i tenien una energia enorme, entre 10 5 i 10 10 eV.

Posteriorment, es va estudiar la creació i desenvolupament de radiació secundària a través de l'atmosfera. Quan un nucli de radiació còsmica primària xoca contra un nucli d'oxigen i nitrogen atmosfèric a una altura de 20 km, es produeix un nombre de partícules anomenades pions, raigs gamma i fragments nuclears. El nombre de pions generats i el de parts del nucli depenen de l'energia de la radiació primària, és a dir, a major energia dels raigs còsmics primaris, major nombre de pions i major nombre de parts del nucli. Aquests trossos de nucli i pions (radiació secundària) sofreixen més xocs contra els nuclis atmosfèrics, provocant més nuclis i més pions (radiació terciària).

Aquests sofriran més col·lisions i així es produirà un salt de partícules com a conseqüència d'aquest procés multiplicador. Si l'energia dels raigs còsmics és alta, aquest salt de partícules tindrà moltes partícules i la seva amplària serà de diversos quilòmetres. Tres tipus de pions: + , - i 0 El més inestable és el pion neutre i es desintegra ràpidament formant fotons de gran energia. A causa de la seva enorme energia produeixen parells d'electrons positrons. Per contra, els pions positius i els negatius adopten un comportament diferent en funció de l'energia que contenen.

Si són d'energia moderada, després de recórrer diversos metres es desintegren formant muones i neutrins. Per contra, els de gran energia interaccionen amb algun nucli després d'haver recorregut tant o menys per aquest altre, generant més pions i humiliant el nucli. Per tant, no esperem que en la superfície de la Terra es detecti algun dels pions generats durant el salt de partícules.

Els muones no interaccionen amb la matèria i encara que són inestables no es desintegren a causa de la seva enorme velocitat i aconsegueixen el nivell de la mar. És més, els massissos més energètics s'han detectat en mines profundes. Per tant, la radiació còsmica sobre la superfície terrestre està formada per productes de desintegració, com muones, electrons, neutrins i raigs gamma.

Però, d'on vénen els raigs còsmics i com aconsegueixen tanta energia? Al voltant de 1935 es va impactar amb els raigs còsmics i diversos investigadors es van involucrar en aquesta tasca.

En 1938, el físic francès Pierre Auger i els seus investigadors van analitzar la naturalesa de la radiació secundària que va arribar a la superfície terrestre mitjançant uns detectors Geiger i van detectar raigs còsmics de 10 15 eV d'energia. Fins i tot van suggerir que algunes partícules que formen part dels raigs còsmics tindrien major energia. Robert W de l'Institut Tecnològic de Massachusetts en 1948. Williams va fer un gran pas en la recerca dels raigs còsmics utilitzant millors detectors i va revelar que va trobar 10 16 eV d'energia.

Al costat del tema de l'energia dels raigs còsmics, van començar a treballar entorn de les fonts. RD 1949 Richtmeyer i Edwa-rd Teller van proposar que procedien del sol i que l'energia mitjana era de 3.10 4 eV, encara que en funció de la intensitat i la força de l'erupció podria aconseguir els 10 9 eV. No obstant això, quan es van detectar 10 16 eV la teoria de Richtmeyer i Teller es va trontollar. Per tant, es va concloure que algunes estrelles eren més abundants que el sol quant a la producció de partícules de raigs còsmics. Per exemple, noves i supernoves.

Segons la teoria de les noves i supernoves, algunes estrelles massives exploten i llancen la major part de la seva massa a l'espai amb una velocitat i energia increïbles. Tanmateix, això no resol el problema energètic dels raigs còsmics. Si el Sol és capaç de produir partícules d'energia de 10 9 eV, no és d'estranyar que una supernova o una novel·la siguin capaces de produir partícules de major energia, però no de 10 16 eV.

Enrico Fermi en 1951 té una altra idea, en 1933 H. Semblant al que va fer Swarma, va proposar. Segons ell, totes les partícules no tenien cap energia tan gran en la seva formació i res més produir-se accelerava els camps magnètics de la Galàxia, augmentant així la seva energia inicial. Segons els seus càlculs, si en el cas de la nostra galàxia existissin 10 17 eV d'energia, tindrien energia suficient per a abandonar la zona.

Mentrestant, quan en 1957 Pietro Bassi i Bruno Rossi van detectar 5.10 18 eV, es va pensar que seria una altra font que produïa una radiació còsmica més energètica en l'univers. En altres paraules, si la nostra galàxia fos l'única font de raigs còsmics, no es podria esperar una energia superior a 10 17 eV. No obstant això, en alguns casos s'han detectat energies superiors, amb un mínim de 10 fins a 19 eV. L'única hipòtesi que es pot fer és que aquestes partícules amb una energia enorme es produeixen en aquelles que tenen un camp magnètic major que el de la nostra galàxia. Aquestes galàxies exploten, col·lapsen o, normalment, sofreixen canvis molt més catastròfics que les supernoves convencionals, que alliberen quantitats ingents d'energia i ones de veritables raigs còsmics en una regió de milers de milions d'eV.

Aquestes partícules superenergéticas, després de ser llançades des de la seva mare galàxia, travessen l'espai interestel·lar sense xocar amb algun tros de materi, travessen casualment la nostra galàxia i ataquen el nostre planeta.

En la dècada dels 60 es va descobrir el productor de raigs còsmics de gran energia quan es van descobrir les pulsredes. Les premessis són estrelles de neutrons que giren molt ràpid i tenen una gran energia de gir, per la qual cosa el seu camp magnètic és molt potent, és a dir, 10 12 gauss. D. Kulsrud, F. Gunn i W. Segons els càlculs realitzats per Ostriker, les partícules còsmiques situades al voltant de la xarxa de polsos poden ser accelerades fins a 10 19 eV d'energia.

En 1962 s'ha detectat 10 20 eV i actualment es considera que pot ser de major energia. Segons els experts, la radiació còsmica inferior a 10 16 eV ha estat produïda per fonts situades en la nostra galàxia (noves, supernoves i premessis), mentre que les de major energia provenen de radiografies, cuasares o estrelles magnètiques, en les quals es produeixen fenòmens més violents.

Els investigadors no han cedit i en l'actualitat estan dissenyant un munt d'intents per a combatre el problema de les partícules còsmiques. Segons investigadors de les Universitats d'Utah, Michigan i Chicago que treballen en el centre militar de Dugway als Estats Units, el millor observatori de raigs còsmics del món és local, ja que les seves eines permeten detectar raigs còsmics energètics de 10 20 eV. Cada detector tindrà 67 miralls i 880 fotobidentes i podrà detectar el raig còsmic que pugui provenir de qualsevol direcció.

Cada mirall recollirà i convertirà en pols elèctric la feble llum resultant dels xocs entre els nuclis atmosfèrics i les partícules còsmiques. Depenent de la intensitat dels polsos elèctrics, un ordinador formarà un salt de partícules, podent conèixer la direcció d'entrada a l'atmosfera dels raigs còsmics primaris. En total empraran 36 detectors distribuïts en un cercle de 100 m de diàmetre.

D'altra banda, els investigadors de la Universitat de Michigan col·locaran en el subsòl altre paquet de detectors per a detectar els muones energètics. Segons Jim Cronin, director d'aquest projecte, des de la dècada dels 60 no s'ha produït una gran atracció en la recerca dels raigs còsmics, a excepció d'algunes sessions individuals, i és el moment de realitzar una adequada recerca seriada. Segons Jim Croni, dels resultats obtinguts en l'observatori de Dugway s'obtindran sòlids fonaments científics sobre els raigs còsmics. Així sigui.