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Radiacin csmica
Simulacin del impacto de una partcula de 1 TeV (1012
eV)proveniente del espacio exterior, y de la radiacin csmica
con-secuente, sobre Chicago.
Representacin de los distintos detectores de rayos csmicos.
Los rayos csmicos son partculas subatmicas proce-dentes del
espacio exterior cuya energa, debido a sugran velocidad, es muy
elevada: cercana a la velocidadde la luz. Se descubrieron cuando se
comprob que laconductividad elctrica de la atmsfera terrestre se
debea ionizacin causada por radiaciones de alta energa.En el ao
1911, Victor Franz Hess, fsico austraco, de-mostr que la ionizacin
atmosfrica aumenta proporcio-nalmente a la altitud. Concluy que la
radiacin debaproceder del espacio exterior.El descubrimiento de que
la intensidad de radiacin de-pende de la altitud indica que las
partculas integrantesde la radiacin estn elctricamente cargadas y
que lasdesva el campo magntico terrestre.
Rutherford y sus colaboradores, contraria y anteriormen-te a las
experiencias de Hess, supusieron que la ionizacinobservada por el
espectroscopio se deba a la radiactivi-dad terrestre, ya que,
medidas realizadas en 1910 en labase y la cspide de la torre Eiel,
as lo detectaban.Millikan acu la expresin rayos csmicos tras
suspropias mediciones que concluyeron en que, efectiva-mente, eran
de origen muy lejano, incluso exterior alSistema Solar.
1 HistoriaTras el descubrimiento de la radiactividad por Henri
Bec-querel en 1896 era generalmente aceptado que la electri-cidad
atmosfrica - ionizacin del aire - era provocadaexclusivamente por
la radiacin producida por elemen-tos radiactivos en el suelo y por
los gases radiactivos oistopos de Radn que aquellos producen. La
posteriormedicin durante la dcada de 1900 a 1910 de la tasa
deionizacin (ritmo de ionizacin del aire) respecto a la al-titud
demostr un descenso que poda explicarse por laabsorcin de la
radiacin ionizante por el aire interpues-to.
2 DescubrimientoEn 1909 TheodorWulf desarroll el primer
electrmetro.ste era un instrumento diseado para medir la tasa
deproduccin de iones dentro de un contenedor sellado
her-mticamente. Wulf us este instrumento para demostrarque los
niveles de radiacin ionizante en la cspide de laTorre Eiel eran
mayores que en su base. Sin embargo suartculo publicado en
Physikalische Zeitschrift no encon-tr amplia aceptacin. En
1911Domenico Pacini observovariaciones simultneas de la tasa de
ionizacin sobre unlago, sobre el mar, y a una profundidad de 3
metros bajola supercie. Del descenso observado bajo el agua
Paciniconcluy que una parte de la ionizacin se debe a
fuentesdistintas de la radiactividad terrestre.[1]
Ms tarde en 1912 Victor Hess elev tres electrmetrosWulf de
precisin mejorada[2] a una altitud de 5300 me-tros usando un globo
aerosttico y encontrando que latasa de ionizacin se multiplicaba
aproximadamente porcuatro en comparacin con la medida a nivel del
suelo.[2]Hess tambin descart al sol como la fuente de
radiacinresponsable mediante un nuevo ascenso en globo durante
1
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2 3 ORIGEN
Pacini realizando una medicin en 1910.
un eclipse de sol casi total. Con la luna bloqueando la ma-yor
parte de la radiacin solar visible Hess todava pudomedir una tasa
de ionizacin en aumento con la altura[2]concluyendo La mejor
explicacin al resultado de misobservaciones viene dada por la
suposicin de que unaradiacin de un enorme poder de penetracin entra
ennuestra atmsfera desde arriba. En 1913-1914 WernerKolhrster conrm
las primeras observaciones de Hessal medir el incremento de la tasa
de ionizacin a 9 km dealtitud.
Incremento de la tasa de ionizacin con la altitud medida
porVictor Hess en 1912 (izquierda) y por Kolhrster (derecha)
Hess recibi el Premio Nobel de fsica en 1936 por
sudescubrimiento.[3][4]
El vuelo del globo de Hess tuvo lugar el 7 de agosto de1912. Por
pura coincidencia exactamente 100 aos des-pus, el 7 de agosto de
2012, el vehculo Mars ScienceLaboratory midi los niveles de
radiacin ionizante porvez primera en otro planeta por medio de su
Detector deMedida de Radiacin (RAD por las siglas en ingls
deRadiation Assessment Detector)
Hess aterriza tras su vuelo en globo de 1912.
3 OrigenAn no est claro el origen de los rayos csmicos. Se
sabeque, en los perodos en que se emiten grandes erupcionessolares,
el Sol emite rayos csmicos de baja energa, peroestos fenmenos
estelares no son frecuentes. Por lo tantono son motivo de
explicacin del origen de esta radiacin.Tampoco lo son las
erupciones de otras estrellas seme-jantes al Sol. Las grandes
explosiones de supernovas son,al menos, responsables de la
aceleracin inicial de granparte de los rayos csmicos, ya que los
restos de dichasexplosiones son potentes fuentes de radio, que
implicanpresencia de electrones de alta energa.En 2007, un grupo de
cientcos argentinos delObservatorio Pierre Auger realiz un
espectacular des-cubrimiento que inaugur una nueva rama de la
astro-noma. Este grupo encontr evidencias de que la ma-yor parte de
las partculas de rayos csmicos provienede una constelacin cercana:
Centaurus.[5] Esta constela-cin contiene una galaxia de ncleo
activo, cuyo ncleose debe a existencia de un agujero negro
(probablementesupermasivo), al caer la materia a la ergosfera del
agujeronegro y rotar velozmente.A enormes velocidades,
centrfugamente, se fuga partede tal materia, constituida por
protones y neutrones. Alalcanzar la Tierra (u otros planetas con
atmsferas su-cientemente densas) slo llegan los protones, los
cuales,tras chocar contra las capas superiores atmosfricas, caenen
cascadas de rayos csmicos. El descubrimiento obser-vado en
Centaurus parece ser extrapolable a todas las ga-laxias de ncleos
activados por agujeros negros.Tambin se cree que, como resultado de
las ondas de cho-que procedentes de las supernovas que se propagan
hasta
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3el espacio interestelar, en ste se genera aceleracin
adi-cional. No existen pruebas directas de que las
supernovascontribuyan de manera signicativa a los rayos csmicos.Sin
embargo se sugiere que las estrellas binarias de rayosX pueden ser
fuentes de rayos csmicos. En esos siste-mas, una estrella normal
cede masa a: 1) su complemen-taria, o a: 2) una estrella de
neutrones, o a: 3) un agujeronegro.Los estudios radioastronmicos de
otras galaxias mues-tran que stas tambin contienen electrones de
alta ener-ga. Los centros de algunas galaxias emiten ondas de
ra-dio de mucha mayor intensidad que la Va Lctea. Estoindica que
contienen fuentes de partculas de alta energa.
4 Componentes a nivel del marLos rayos csmicos que alcanzan la
atmsfera en su capasuperior son principalmente (98%) protones y
partculasalfa de alta energa. El resto est constituido por
electro-nes y partculas pesadas ionizadas. A stas se les denomi-na
partculas primarias.Tales partculas cargadas interaccionan con la
atmsferay el campo magntico terrestre, se convierten en part-culas
secundarias (son producto de la interaccin de laspartculas
primarias con la atmsfera) y se distribuyen detal modo que, debido
al campo magntico, la mayor in-tensidad de las partculas que
alcanzan el suelo ocurre enlos polos.Por tanto, la componente de
partculas que alcanzan elsuelo vara segn la altitud (a mayor altura
menos atms-fera con la cual interaccionar) y por la latitud (a
mayor la-titudmayor cantidad de partculas desviadas por el
campomagntico), y propician cierta variacin con el ciclo solar(de
11 aos).A nivel del mar y a una latitud de unos 45 N, los
com-ponentes importantes de tales partculas son:
Muones: 72% Fotones: 15% Neutrones: 9%
Las dosis recibidas debido a los rayos csmicos varan en-tre 300
Sv (microsieverts) y 2 000 Sv al ao. Promedia-da por la poblacin,
datos de ocupacin y otros factores,se encuentra un valor promedio
de 380 Sv/ao.
5 Cascadas de rayos csmicosLas lluvias o cascadas de partculas
subatmicas se origi-nan por accin de rayos csmicos primarios, cuya
energapuede ser superior a 1020 eV (electronvoltios): cien
mi-llones de veces superior a la que se puede impartir a una
partcula subatmica en los ms potentes aceleradores
departculas.Cuando un rayo csmico de alta energa llega a la
atms-fera terrestre interacta con tomos de sta, choca contralos
gases y libera electrones. Este proceso excita los to-mos y genera
nuevas partculas. stas, a su vez, colisionancontra otras y provocan
una serie de reacciones nucleares,que originan nuevas partculas que
repiten el proceso encascada. As puede formarse una cascada de ms
de 1011nuevas partculas. Los corpsculos integrantes de las
cas-cadas se pueden medir con distintos tipos de detectoresde
partculas, generalmente basados en la ionizacin dela materia o en
el efecto Cherenkov.
6 Vase tambin Observatorio Pierre Auger Experimento HEGRA
Cascada atmosfrica extensa
7 Referencias[1] D. Pacini (1912). La radiazione penetrante alla
supercie
ed in seno alle acque. Il Nuovo Cimento, Series VI 3: 93100.
doi:10.1007/BF02957440.
Traduccin al ingls con comentarios in A.de Angelis (2010).
Penetrating Radiation atthe Surface of and in Water.
.
[2] Nobel Prize in Physics 1936 Presentation
Speech.Nobelprize.org. 10 de diciembre de 1936. Consultado el27 de
febrero de 2013.
[3] V.F. Hess (1936). The Nobel Prize in Physics 1936.The Nobel
Foundation. Consultado el 11 de febrero de2010.
[4] V.F. Hess (1936). Unsolved Problems in Physics: Tasksfor the
Immediate Future in Cosmic Ray Studies. No-bel Lectures. The Nobel
Foundation. Consultado el 11 defebrero de 2010.
[5] Diario La Nacin, 09/11/2007: Develan uno de los miste-rios
del cosmos
8 Enlaces externos Experimento Pierre Auger (en ingls) Agasa (en
ingls) Hires (en ingls) Alta (en ingls)
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4 8 ENLACES EXTERNOS
Desert Cosmic Ray (en ingls) Salta (en ingls) Tibet AS gamma
experiment (en ingls) Haz tu propio detector de rayos csmicos En
esta pgina hay un interesante grco con lasenergas de los rayos
csmicos
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59 Texto e imgenes de origen, colaboradores y licencias9.1
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