astronomía

Conceptos astronómicos

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

En el año 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.- ............................................:http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Especial:Libro&bookcmd=download&collection_id=ef4dd2e8c9fe5ee707ec5fcdc7ef4f518f1bf63c&writer=rdf2latex&return_to=Radiaci%C3%B3n+c%C3%B3smica

Todos los objetos visibles del Cosmos, desde los planetas hasta los supercúmulos de galaxias, emiten algún tipo de radiación. Esta radiación es energía que viaja por el espacio. La luz que vemos es una pequeña parte de esa radicación, la que nuestros ojos pueden percibir.

Existen (es decir, conocemos) dos tipos de radiación cósmica: la radiación electromagnética y los rayos cósmicos.

La radiación electromagnética

Es la energía que emiten los cuerpos celestes y viaja por el espacio en forma de ondas. Se desplaza a la velocidad de la luz. La radiación electromagnética es, junto con la materia, el otro gran componente del Cosmos. Comprende las ondas de radio, las microondas, las ondas infrarrojas (calor), la luz visible, los rayos ultravioletas, los rayos X y los rayos gamma.

Nuestra atmósfera nos protege de la radiación electromagnética de más alta energía: los rayos gamma, los rayos X y parte de los rayos ultravioleta. De no ser así, la vida en la Tierra no sería posible.

Los rayos cósmicos

Los rayos cósmicos o radiación corpuscular no son ondas, sino partículas cargadas de energía, como los neutrinos. Las estrellas emiten lluvias de partículas que atraviesan el espacio a gran velocidad. Los rayos cósmicos trasportan la carga de energía más alta que se conoce en el Universo.

Nuestro Sol emite rayos cósmicos que llegan hasta la Tierra. El campo magnético de la Tierra desvía la mayoría. Pero son tan potentes que una pequeña parte consigue entrar en la atmósfera y atravesarla. A veces, las partículas cargadas pasan a las capas altas de la atmósfera por los Polos, y forman las auroras.

RADIACIÓN CÓSMICA PRIMARIA

La década de los cuarenta sirvió para entender la naturaleza y propiedades de las diferentes partículas encontradas en la radiación cósmica local. Pero no fue sino hasta finales de la misma cuando por fin se encontró una respuesta a la pregunta primordial de Hess: ¿qué es la radiación cósmica primaria que proviene del espacio exterior y que llega continuamente al tope de nuestra atmósfera?

Como ya hemos visto, durante los treinta se habían llevado a cabo varios intentos al tratar de dilucidar el problema. Rossi, por ejemplo, basado en argumentos análogos a los utilizados por Störmer para explicar el fenómeno de las luces del norte o auroras, en 1930 había predicho que el predominio de un signo de carga (+ o -) sobre el otro daría lugar a una asimetría este-oeste en la intensidad de la radiación cósmica. Sin embargo, sus mediciones en Florencia, Italia, no pudieron demostrar la existencia de tal efecto. Al año siguiente, T. H. Johnson y J. C. Street, mientras trabajaban en Mount Washington (EUA) notaron una mayor intensidad que provenía del oeste. Esta observación fue sorprendente para muchos, ya que en esa época la mayoría de quienes apoyaban la hipótesis corpuscular creían, consciente o inconscientemente, que los rayos cósmicos primarios eran electrones, y que para ellos, como ya hemos visto, el acceso sería mucho más fácil desde el este. Esto dio lugar a un gran número de investigaciones que se llevaron a cabo principalmente en regiones cercanas al ecuador, donde el efecto, de acuerdo con la teoría, debía ser mucho más pronunciado. Fue así como T. H. Johnson, junto con L. Álvarez y A. Compton, en la ciudad de México, confirmaron en 1933 que la mayor intensidad provenía del oeste, lo que indicaba que la mayor parte de los rayos cósmicos eran partículas cargadas positivamente.

Como a menudo ocurre en la ciencia, por una diferencia de algunos meses, la precedencia de este importante descubrimiento se le otorgó a Johnson por haber sido el primero en publicar sus resultados. Además, se dijo que la predicción del efecto este-oeste correspondía a G. Lemaitre y M. Sandoval Vallarta, siendo que el trabajo de éstos había sido publicado casi tres años después que el de Rossi.

Ahora bien, si la comprobación del efecto este-oeste hubiese ocurrido un año antes, la identificación de los rayos cósmicos primarios como protones hubiese sido inmediata. Sin embargo, tan solo un año antes, Anderson había descubierto el positrón; es así que en 1933 había dos candidatos al título. La pregunta era, entonces: ¿los rayos cósmicos primarios son protones o los recién descubiertos positrones? La evidencia experimental recabada hasta ese entonces no permitía discernir a una partícula de la otra.

Bajo esas condiciones, a principios de los cuarenta, un grupo de investigadores de la Universidad de Chicago, encabezado por M. Schein, inician una serie de experimentos en globo a grandes alturas (alrededor de los 20 km o una profundidad atmosférica de aproximadamente 560 kg/ m², donde la presión atmosférica es de alrededor de un treintavo de atmósfera). Sus resultados mostraban que las partículas encontradas a esas alturas pasaban a través de varios centímetros de plomo sin producir chubascos tan abundantes como se esperaría en caso de que fuesen electrones. Más aún, dichas partículas tampoco eran absorbidas por el plomo de manera tan rápida como los electrones. Basados en esos resultados, Schein y colaboradores llegaron a la conclusión casi correcta de que todos los rayos cósmicos primarios eran protones.

En 1947, F. L. Hereford realizó en Swarthmore varios vuelos en globo, en los cuales llevó a bordo complejos arreglos experimentales diseñados para responder de manera efectiva a la carga de las partículas que lo atravesaran; encontró que núcleos con número atómicoZ ³ 2 estaban presentes en la radiación cósmica primaria.²³  Un año más tarde, experimentos realizados por P. Freier, E. J. Lofgren, E. P. Ney, H. L. Bradt, F. Oppenheimer y B. Peters, con emulsiones nucleares y cámaras de niebla en globos a gran altura, demostraron que elementos de la tabla periódica, al menos hasta la vecindad del hierro, se encontraban también presentes en la familia de los rayos cósmicos primarios.

Hoy en día sabemos que elementos con carga tan grande como Z 90 han sido encontrados en la radiación cósmica primaria, y que, contrario a la opinión que se tenía tan solo hace unos 30 años, se encuentran electrones incluso en la radiación cósmica primaria, aunque en cantidades menores que el 3%.

COMPOSICIÓN

El cuadro 1 muestra las abundancias relativas de los elementos encontrados en la radiación cósmica primaria. Los núcleos de todos estos elementos se encuentran completamente desprovistos de sus electrones, ya que partículas cargadas con tan altas energías llegan a perderlos por un proceso de ionización inversa al atravesar pequeñas cantidades de materia. Los diferentes grupos se identifican de acuerdo con el número atómico (Z); la nomenclatura usada sigue el siguiente esquema: hidrógeno (Z = 1); helio (Z = 2); elementos ligeros (Z = 3-5), L; elementos medianos (Z = 6-9), M; y los pesados(Z ³ 10), H. Subgrupos del último son el de los elementos muy pesados (Z = 20-30), VH; y los recién detectados VVH (Z = 31-92); elementos más pesados que los del grupo de hierro y que llegan hasta los elementos transuránicos, han sido denominadossuperpesados (Z 100), SH.

En algunas ocasiones, a todos aquellos núcleos con carga múltiple se les denomina núcleos pesados, para distinguirlos de los protones, ya que están cargados por una razón masa a carga A/Z 2, mientras que para los protones A/Z = 1.²⁴ 

En el cuadro también hemos incluido las abundancias generales de los elementos en el Universo, de acuerdo con estimaciones basadas en diversas observaciones astronómicas tales como: espectros estelares, composiciones meteóricas, etc. La comparación de las abundancias de los elementos en los rayos cósmicos con las existentes en el Universo tiene, como veremos más adelante, importantes implicaciones con respecto a la historia de la vida de los rayos cósmicos.