GUSTAVO E. ROMERO Y JORGE A. COMBI
Instituto Argentino de Radioastronomía (IAR)

La Tierra está siendo bombardeada: cada segundo, aproximadamente diez mil partículas con velocidades cercanas a la de la luz golpean cada metro cuadrado de las capas superiores de la atmósfera. Estas partículas son los rayos cósmicos, cuyo origen ha intrigado a los científicos desde comienzos de siglo. ¿ Qué son estos rayos que llegan desde el cosmos? ¿ Cómo son acelerados? ¿Dónde se originan? La utilización combinada de radiotelescopios y satélites con detectores de rayos gamma está produciendo evidencia directa de que las partículas son aceleradas en las gigantescas ondas de choque que causan las estrellas al explotar. Estas explosiones, conocidas como supernovas, son los eventos más violentos que ocurren en la galaxia.

RESEÑA HISTÓRICA

Los primeros indicios sobre la existencia de los rayos cósmicos surgieron con el siglo. Durante la década previa a la Primera Guerra Mundial, varios científicos -entre los cuales se encontraba E. Rutherford, quien por esos años trabajaba en Montreal- estaban interesados en el fenómeno de la ionización. Un átomo se ioniza cuando, al perder un electrón, adquiere carga positiva. La ionización, o proceso por el cual el átomo se ioniza, puede estudiarse por medio de un instrumento llamado electroscopio. Este aparato consta de dos láminas metálicas móviles que se separan debido a la fuerza de repulsión electrostática generada por los iones depositados sobre ellas. Estudios con electroscopios mostraron que la ionización ocurre aun en recipientes cerrados, o incluso aislados por medio de láminas de plomo. Rutherford y sus colaboradores observaron que, asimismo, cuando se coloca el electroscopio dentro de una caja de 5 toneladas de plomo, se producen unos 6 iones por segundo por cada centímetro cúbico. Algo llega desde fuera y arranca los electrones de sus átomos. El efecto fue atribuido a una radiación extremadamente penetrante que fue llamada "radiación ionizante", cuyo origen se supuso inicialmente vinculado a la radiactividad terrestre.

Si la Tierra era la responsable por las ionizaciones observadas, entonces los experimentos realizados a cierta altura sobre su superficie deberían mostrar una disminución del número de ionizaciones por unidad de volumen. En 1910, se realizaron medidas en la torre Eiffel (altura: 330m) que mostraban una clara caída en la ionización de 6 a 3,5 eventos por centímetro cúbico por segundo. La cuestión parecía resuelta, al menos en lo que respecta al origen de la radiación. Sin embargo, en 1912, Víctor Hess, que entonces se desempeñaba como físico en Viena, realizó una serie de mediciones durante ascensiones en globo que mostraron que, después de una disminución inicial, la radiación ionizante aumentaba espectacularmente su intensidad con la distancia a la superficie de la Tierra. A una altura de 9km, se producen más de 80 iones por centímetro cúbico por segundo. La conclusión parecía ser clara: la radiación ionizante proviene del cielo y no de la Tierra. En 1936, Victor Hess recibió el Premio Nobel de Física por el descubrimiento de los rayos cósmicos. La expresión "rayos cósmicos" la introdujo por R. Millikan a mediados de la década de 1920, para denotar la componente de radiación ionizante originada fuera de la Tierra. Millikan y sus colaboradores realizaron gran cantidad de experimentos muy precisos en lagos situados a diferentes alturas sobre el nivel del mar y concluyeron que los rayos cósmicos no provienen de ninguna dirección particular del cielo; arriban de todas partes. Esta circunstancia sugiere que el origen del fenómeno no es local (o sea, propio del sistema solar), sino que está relacionado, probablemente, con escalas de distancia mucho mayores, tal vez tan grandes como toda la galaxia.

Durante las décadas de 1930 y 1940, nuevas tecnologías posibilitaron notables avances en el conocimiento experimental de los rayos cósmicos. El uso de cámaras de niebla, que permiten determinar trayectorias aproximadas y distinguir entre diferentes tipos de partículas, posibilitó estudiar la composición de los rayos cósmicos. Se estableció que las partículas detectadas en la superficie de la Tierra son, en realidad, productos de la interacción de rayos cósmicos primarios, de origen extraterrestre, con átomos de las capas superiores de la atmósfera. Para detectar la radiación original, es necesario colocar los detectores a grandes alturas, por encima de los 17km. Esto se logra por medio de globos estratosféricos no tripulados. Estudios con instrumentos a bordo de estos globos revelaron que la mayoría de los rayos cósmicos son núcleos de hidrógeno (llamados también protones) y núcleos de helio (usualmente denominados partículas alfa). Los electrones forman apenas un 1% del flujo total de rayos cósmicos que llegan a la Tierra. Partículas más pesadas que el helio son, también, escasas. Los rayos no son entonces una forma particularmente energética de radiación electromagnética, como sucede por ejemplo con los rayos gamma, sino que están constituidos por partículas materiales. Esta afirmación es probablemente cierta, hasta energías de 10¹⁵eV (electrónVolt, una unidad de energía que equivale a una masa de 2x10^-33 gramos). Más allá, la naturaleza de los rayos cósmicos aún hoy no está claramente establecida.

FUENTES Y MECANISMOS DE ACELERACIÓN

¿Cuál es el origen de la gran mayoría de los rayos cósmicos que llegan hasta nosotros? Sabemos que el Sol acelera partículas y que su actividad magnética reduce la cantidad de radiación cósmica que penetra en el sistema solar. Estos efectos, sin embargo, sólo tienen importancia a bajas energías y son despreciables por arriba de 1GeV (GigaelectrónVolt: mil millones de electrónVolt). La fuente de los rayos cósmicos debe estar, por lo tanto, más allá de los dominios del Sol. Unas consideraciones muy sencillas, basadas sólo en las cantidades de energía involucradas, pueden darnos una pista para seguir. Invitamos al lector a que, con una calculadora, nos siga en la siguiente especulación.

La densidad de energía (cantidad de energía por unidad de volumen) de los rayos cósmicos en la proximidad de la Tierra, determinada por sondas espaciales, es de 2eV por centímetro cúbico, o sea aproximadamente 3x10¹²erg/cm³ (un ergio es la energía necesaria para dar vuelta esta página); llamemos a esta cantidad E. Supongamos ahora que estos rayos cósmicos llenen nuestra galaxia, tal como lo sugiere el hecho de no observarse ninguna dirección privilegiada de arribo de estos. El volumen de la galaxia es, aproximadamente, de unos 2,5x10⁶⁷cm³. Como las partículas pierden energía al moverse en el campo magnético de la galaxia, podemos estimar su vida media (o sea, el tiempo durante el cual tendrán energía suficiente como para que las consideremos rayos cósmicos), que resulta ser de unos 20 millones de años (llamemos a este lapso t). La potencia necesaria entonces para generar todos estos rayos cósmicos es P = e x V/ t = 1,2 x l0⁴¹erg/s. Esta enorme cantidad de energía liberada por segundo en la galaxia sólo puede producirse en la explosión de estrellas masivas, a través de eventos conocidos como Supernova Tipo II.

Estas gigantescas explosiones liberan unos 10⁵¹erg cada una y, como se estima que en promedio explota una de estas estrellas cada 50 años, la potencia media liberada es de unos 6,3xl0⁴¹erg/s. Por tanto, si el 20% de la energía liberada por las supernovas fuese transformada en rayos cósmicos, estas explosiones podrían causar la existencia de la radiación cósmica. Estas consideraciones, si bien nos sugieren dónde, no nos dicen cómo las partículas pueden ser aceleradas. La respuesta a esta última pregunta parece estar relacionada con un mecanismo físico propuesto por Enrico Fermi (destacado físico nuclear italiano) a finales de la década de 1940. Para entenderlo, pensemos en una analogía muy sencilla. Supongamos que tenemos una pequeña pelota perfectamente elástica y que la arrojamos contra una pared rígida. Si los efectos del rozamiento son despreciables, la pelota simplemente invertirá su velocidad en el choque y volverá hacia nosotros con el mismo impulso con que la arrojamos. Ahora, imaginemos que la pared se acerca a nuestra posición. Si volvemos a arrojar la pelota, esta ganará velocidad en el choque y volverá a nosotros con una energía mayor que aquella con la cual la arrojamos. Este exceso de energía le es transferido por la pared. Si a nuestras espaldas hay otra pared que también avanza hacia nosotros, la pelota pasará sobre nuestras cabezas, rebotará en esta segunda pared, ganará nuevamente energía, y saldrá una vez más hacia la primera pared. El proceso se repetirá y la pelota irá ganando cada vez más energía, hasta que las paredes se detengan o la pelota se vuelva tan energética que atraviese alguna de las paredes y escape (en el lenguaje de los astrofísicos, la pared se termina volviendo "transparente" para la pelota).

Algo similar a lo que acabamos de describir con esta analogía puede estar sucediendo en las explosiones de las supernovas. Cuando la estrella explota, se forma una onda de choque que avanza por el medio interestelar. Esta onda barre el material que hay en el espacio circundante (mayoritariamente hidrógeno neutro), formando una cáscara de materia y amplificando el campo magnético detrás de ella. Las partículas liberadas por la explosión, así como otras que pueden ser inyectadas después por otras estrellas, son desviadas por las turbulencias del campo magnético, en forma similar a como lo hacían las paredes rígidas con la pelota. El campo magnético turbulento en las regiones anterior y posterior al frente de la onda, cumplen el papel de las paredes de nuestro ejemplo. El proceso, sin embargo, es más efectivo debido a que las partículas ganan energía extra, cada vez que cruzan el frente de choque de la explosión (la energía de toda partícula que cruza el frente se incrementa debido a la discontinuidad que este introduce en las variables que caracterizan al medio en que se propaga). Cuando las partículas se hacen suficientemente energéticas, escapan de la región donde se encuentran los restos de la supernova (llamados "remanentes de supernova" por los astrónomos) y se difunden por el espacio convertidas en rayos cósmicos. Cálculos precisos muestran que este proceso permite acelerar protones hasta energías de unos 10¹⁵eV y que el espectro resultante tiene forma de ley de potencia, exactamente como se lo observa.