Tentando dominar os raios cósmicos

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

• Astrofisika

XX. A principios do século XX os científicos anunciaron que había una radiación máis forte do que até entón se detectou. Os físicos, en xeral, deron por concluída a nova radiación producida por sustancias radioactivas da superficie terrestre. Co obxectivo de non estar totalmente de acordo con Victor Franz Hess e coñecer a orixe da radiación, en 1910 meteuse o seu aparello nun globo e elevouse ao longo da atmosfera até os 6.000 m, observándose que a medida que ascendía máis arriba a intensidade da nova radiación aumentaba. Tras varios intentos concluíu que a radiación non era a orixe da superficie terrestre e suxeriu que a Terra proviña do espazo exterior.

V.F. durante os próximos anos Os resultados de Hess confirmáronse, demostrando que se trataba dunha radiación proveniente do universo non terrestre. Por todo iso, Robert A. En 1925 Millikan denominou a esta radiación cósmica descoñecida como raio ou radiación cósmica.

Posteriormente expúxose coñecer a natureza dos raios cósmicos. Pero nesta tarefa os físicos atopáronse con dous problemas, entre outros. Por unha banda, cando os raios cósmicos chegan ao chan chocan contra os núcleos e moléculas da atmosfera e fórmanse máis partículas. Algunhas delas, a medida que descenden cara á superficie da Terra, se desintegran e outras, pola contra, sofren máis choques provocando máis tipos de partículas.

Por tanto, na superficie terrestre detectaríanse colisións e produtos de desintegración (radiación secundaria) e non radiación cósmica orixinal (radiación primaria). Por tanto, se se quere realizar una observación directa, deberíanse enviar globos, foguetes ou satélites artificiais á alta atmosfera ou instalar laboratorios nos cumes dos montes. Paira iso, a verdade é que en 1910 Victor Hess non contaba coa tecnoloxía adecuada e pasaron varios anos ata que os físicos, mediante a tecnoloxía adecuada, puideron determinar a natureza da radiación cósmica.

Doutra banda, os físicos enfrontáronse a outro problema: a baixa intensidade da radiación cósmica e a necesidade de bos detectores paira obter información. Lembremos que os detectores utilizados na actualidade, como veremos a continuación, dispérsanse por un círculo de varios metros de superficie terrestre.

Por tanto, os científicos aproveitaron métodos indirectos. Na superficie da Terra e nos cumes das montañas instaláronse ferramentas paira detectar produtos secundarios e analizar a súa natureza (enerxía, masa, velocidade, cantidade, ...), podendo coñecer dos resultados obtidos as características da radiación primaria. Dos meteoritos tamén obtiveron moita información.

Cando os meteoritos desprázanse polo espazo sofren a influencia dos raios cósmicos. Algunhas partículas producen efectos radioactivos e outras producen procesos de ionización. Mediante métodos químicos analízanse estes efectos e obtense información sobre os raios cósmicos.

Así, publicáronse dúas teorías. Robert A. Paira Millikan a radiación cósmica estaba formada por fotóns de maior enerxía que todos os fotóns que se detectaron até entón. Pero non puido demostralo. Pola súa banda, Holly A. O físico americano Compton considera que os raios cósmicos eran partículas cargadas e comprobou que a intensidade aumentaba en función da latitude a partir dos ensaios realizados nos distintos lados da Terra, é dicir, que no ecuador era máis débil que nos polos, como se podía esperar que as partículas cargadas.

En 1935 Bruno Rossi, baseándose nas desviacións sufridas polos raios cósmicos baixo a influencia do campo magnético terrestre, demostrou que os raios cósmicos estaban constituídos por partículas cargadas positivamente. En calquera caso, os físicos querían saber que tipo de radiación cósmica formaban as partículas e, como se dixo, a finais dos anos 30, cando se conseguiu o aparello adecuado, chegaron aos 21 km de altura, deixando atrás o 97% da atmosfera. Estas investigacións permitiron coñecer a composición dos raios cósmicos: o 77% da radiación primaria estaba formada por protones e o resto estaba formada polos núcleos dos elementos do helio ao uranio (canto máis pesados son os núcleos), os electróns, os raios gamma e os neutrinos. Movíanse á velocidade da luz e tiñan una enerxía enorme, entre 10 5 e 10 10 eV.

Posteriormente, estudouse a creación e desenvolvemento de radiación secundaria a través da atmosfera. Cando un núcleo de radiación cósmica primaria choca contra un núcleo de osíxeno e nitróxeno atmosférico a unha altura de 20 km, prodúcese un número de partículas chamadas piones, raios gamma e fragmentos nucleares. O número de piones xerados e o de partes do núcleo dependen da enerxía da radiación primaria, é dicir, a maior enerxía dos raios cósmicos primarios, maior número de piones e maior número de partes do núcleo. Estes anacos de núcleo e piones (radiación secundaria) sofren máis choques contra os núcleos atmosféricos, provocando máis núcleos e máis piones (radiación terciaria).

Estes sufrirán máis colisións e así se producirá un salto de partículas como consecuencia deste proceso multiplicador. Se a enerxía dos raios cósmicos é alta, este salto de partículas terá moitas partículas e a súa anchura será de varios quilómetros. Tres tipos de piones: + , - e 0 O máis inestable é o pion neutro e se desintegra rapidamente formando fotóns de gran enerxía. Debido á súa enorme enerxía producen pares de electróns positrones. Pola contra, os piones positivos e os negativos adoptan un comportamento diferente en función da enerxía que conteñen.

Si son de enerxía moderada, tras percorrer varios metros se desintegran formando muones e neutrinos. Pola contra, os de gran enerxía interaccionan con algún núcleo despois de percorrer tanto ou menos por este outro, xerando máis piones e humillando o núcleo. Por tanto, non esperamos que na superficie da Terra detéctese algún dos piones xerados durante o salto de partículas.

Os muones non interaccionan coa materia e aínda que son inestables non se desintegran debido á súa enorme velocidade e alcanzan o nivel do mar. É máis, os macizos máis enerxéticos detectáronse en minas profundas. Por tanto, a radiación cósmica sobre a superficie terrestre está formada por produtos de desintegración, como muones, electróns, neutrinos e raios gamma.

Pero, de onde veñen os raios cósmicos e como conseguen tanta enerxía? Ao redor de 1935 impactouse cos raios cósmicos e varios investigadores involucráronse nesta tarefa.

En 1938, o físico francés Pierre Auger e os seus investigadores analizaron a natureza da radiación secundaria que chegou á superficie terrestre mediante uns detectores Geiger e detectaron raios cósmicos de 10 15 eV de enerxía. Mesmo suxeriron que algunhas partículas que forman parte dos raios cósmicos terían maior enerxía. Robert W do Instituto Tecnolóxico de Massachusetts en 1948. Williams deu un gran paso na investigación dos raios cósmicos utilizando mellores detectores e revelou que atopou 10 16 eV de enerxía.

Xunto ao tema da enerxía dos raios cósmicos, comezaron a traballar ao redor das fontes. R.D. 1949 Richtmeyer e Edwa-rd Teller propuxeron que procedían do sol e que a enerxía media era de 3.10 4 eV, aínda que en función da intensidade e a forza da erupción podería alcanzar os 10 9 eV. Con todo, cando se detectaron 10 16 eV a teoría de Richtmeyer e Teller cambaleouse. Por tanto, concluíuse que algunhas estrelas eran máis abundantes que o sol en canto á produción de partículas de raios cósmicos. Por exemplo, novas e supernovas.

Segundo a teoría das novas e supernovas, algunhas estrelas masivas explotan e lanzan a maior parte da súa masa ao espazo cunha velocidade e enerxía incribles. Con todo, isto non resolve o problema enerxético dos raios cósmicos. Se o Sol é capaz de producir partículas de enerxía de 10 9 eV, non é de estrañar que una supernova ou una novela sexan capaces de producir partículas de maior enerxía, pero non de 10 16 eV.

Enrico Fermi en 1951 ten outra idea, en 1933 H. Parecida ao que fixo Swarma, propuxo. Segundo el, todas as partículas non tiñan ningunha enerxía tan grande na súa formación e nada máis producirse aceleraba os campos magnéticos da Galaxia, aumentando así a súa enerxía inicial. Segundo os seus cálculos, si no caso da nosa galaxia existisen 10 17 eV de enerxía, terían enerxía suficiente paira abandonar a zona.

Mentres tanto, cando en 1957 Pietro Bassi e Bruno Rossi detectaron 5.10 18 eV, pensouse que sería outra fonte que producía una radiación cósmica máis enerxética no universo. Noutras palabras, se a nosa galaxia fose a única fonte de raios cósmicos, non se podería esperar una enerxía superior a 10 17 eV. Con todo, nalgúns casos detectáronse enerxías superiores, cun mínimo de 10 até 19 eV. A única hipótese que se pode facer é que estas partículas cunha enerxía enorme prodúcense naquelas que teñen un campo magnético maior que o da nosa galaxia. Estas galaxias explotan, colapsan ou, normalmente, sofren cambios moito máis catastróficos que as supernovas convencionais, que liberan cantidades inxentes de enerxía e ondas de verdadeiros raios cósmicos nunha rexión de miles de millóns de eV.

Estas partículas superenergéticas, tras ser lanzadas desde a súa nai galaxia, atravesan o espazo interestelar sen chocar con algún anaco de materi, atravesan casualmente a nosa galaxia e atacan o noso planeta.

Na década dos 60 descubriuse o produtor de raios cósmicos de gran enerxía cando se descubriron as pulsredes. Pulsárelas son estrelas de neutróns que viran moi rápido e teñen una gran enerxía de xiro, polo que o seu campo magnético é moi potente, é dicir, 10 12 gauss. D. Kulsrud, F. Gunn e W. Segundo os cálculos realizados por Ostriker, as partículas cósmicas situadas ao redor da rede de pulsos poden ser aceleradas até 10 19 eV de enerxía.

En 1962 detectouse 10 20 eV e actualmente considérase que pode ser de maior enerxía. Segundo os expertos, a radiación cósmica inferior a 10 16 eV foi producida por fontes situadas na nosa galaxia (novas, supernovas e pulsares), mentres que as de maior enerxía proveñen de radiografías, cuasares ou estrelas magnéticas, nas que se producen fenómenos máis violentos.

Os investigadores non cederon e na actualidade están a deseñar unha chea de intentos paira combater o problema das partículas cósmicas. Segundo investigadores das Universidades de Utah, Michigan e Chicago que traballan no centro militar de Dugway en Estados Unidos, o mellor observatorio de raios cósmicos do mundo é local, xa que as súas ferramentas permiten detectar raios cósmicos enerxéticos de 10 20 eV. Cada detector terá 67 espellos e 880 fotobidentes e poderá detectar o raio cósmico que poida provir de calquera dirección.

Cada espello recollerá e converterá en pulso eléctrico a débil luz resultante dos choques entre os núcleos atmosféricos e as partículas cósmicas. Dependendo da intensidade dos pulsos eléctricos, un computador formará un salto de partículas, podendo coñecer a dirección de entrada á atmosfera dos raios cósmicos primarios. En total empregarán 36 detectores distribuídos nun círculo de 100 m de diámetro.

Doutra banda, os investigadores da Universidade de Michigan colocarán no subsolo outro paquete de detectores paira detectar os muones enerxéticos. Segundo Jim Cronin, director deste proxecto, desde a década dos 60 non se produciu una gran atracción na investigación dos raios cósmicos, fóra dalgunhas sesións individuais, e é o momento de realizar una adecuada investigación seriada. Segundo Jim Croni, dos resultados obtidos no observatorio de Dugway obteranse sólidos fundamentos científicos sobre os raios cósmicos. Así sexa.