Los Rayos Cósmicos Galácticos

por , para Ciencia Hoy el . Publicado en Número 48.

Desde todas direcciones, llegan cada segundo a la Tierra unas diez mil partículas por metro cuadrado a las que se llamó rayos cósmicos. La información registrada en modernos telescopios y satélites con detectores de rayos gamma está permitiendo entender dónde y cómo se originan y, sobre todo, qué son.

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

La distribución de los rayos cósmicos primarios con la energía (aquello que los astrónomos denominan el "espectro de la radiación") puede describirse utilizando una expresión matemática llamada ley de potencia, que tiene la forma N(E)=KE-p. Esto significa que el número de partículas N con energía E es igual a una cierta constante (K) multiplicada por el valor de esa misma energía elevada a una dada potencia negativa -p (o, lo que es equivalente, dividida por la energía elevada a una potencia positiva p) Las observaciones indican que el valor de p es aproximadamente igual a 2,6, por lo cual el número de partículas disminuye muy rápidamente al aumentar la energía. A energías mayores que 1015eV, el espectro se hace aún más "empinado". Este cambio puede estar indicando una diferenciación en el origen de las partículas: las más energéticas, que son muy escasas, parecen tener un origen diferente (y tal vez, hasta una composición también distinta) del grueso de los rayos cósmicos que llegan a la Tierra. La detección y origen de estos rayos cósmicos ultraenergéticos han sido discutidos recientemente en CIENCIA HOY 35 (véase "El Proyecto Pierre Auger").

¿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.

Fig 1. Remanente de supernova en la región del cielo conocida como "Ara", recientemente detectado con el radiotelescopio del Instituto Argentino de Radioastronomía (IAR). Los diferentes colores representan las distintas intensidades de la radioemisión. El rojo denota la mayor intensidad. Fig 2. Remanente de supernova conocido como Cassiopea A, observado con el Very Large Array (VLA), un sistema de radiotelescopios ubicado en Nuevo México, EE.UU. Las zonas rojas representan las regiones de emisión más intensa. Fig 3. Desarrollo del remanente de la supernova SN 1993J durante un período de un año, desde septiembre de 1993 hasta septiembre de 1994. Estas imagenes fueron tomadas en la banda de radio; las primeras Cuatro en 3,6cm de longitud de onda y la última en 6cm. Las zonas más intensas se representan en amarillo.

Fig 1. Remanente de supernova en la región del cielo conocida como "Ara", recientemente detectado con el radiotelescopio del Instituto Argentino de Radioastronomía (IAR). Los diferentes colores representan las distintas intensidades de la radioemisión. El rojo denota la mayor intensidad.
Fig 2. Remanente de supernova conocido como Cassiopea A, observado con el Very Large Array (VLA), un sistema de radiotelescopios ubicado en Nuevo México, EE.UU. Las zonas rojas representan las regiones de emisión más intensa.
Fig 3. Desarrollo del remanente de la supernova SN 1993J durante un período de un año, desde septiembre de 1993 hasta septiembre de 1994. Estas imagenes fueron tomadas en la banda de radio; las primeras Cuatro en 3,6cm de longitud de onda y la última en 6cm. Las zonas más intensas se representan en amarillo.

La identificación definitiva de los remanentes de supernova con las fuentes de los rayos cósmicos galácticos, requiere de evidencia directa que apoye los modelos teóricos de aceleración de partículas en estos objetos. Esa evidencia puede encontrarse en la radiación electromagnética que los rayos cósmicos producen en el propio remanente. Cuando partículas cargadas, muy energéticas (llamadas relativistas) se mueven en un campo magnético, emiten un tipo de radiación conocido como radiación sincrotrón. La principal característica de esta emisión es que su intensidad disminuye al aumentar la frecuencia a la que es radiada. Es diferente de lo que sucede con la radiación producida por cuerpos calientes como las estrellas, donde la intensidad se incrementa con la frecuencia. Otra particularidad de la radiación sincrotrón es que es altamente polarizada (ver C.HOY 42: "¿Un universo Retorcido?" ). A frecuencias de radio, la emisión sincrotrón producida por electrones es particularmente intensa y puede ser detectada por medio de instrumentos llamados "radiotelescopios" (ver "Radioastronomía en la Argentina"). Imágenes obtenidas con estos instrumentos muestran que los remanentes de supernovas son poderosas fuentes de radiación sincrotrón (figuras 1, 2, 3); lo cual prueba que en estos objetos hay una densidad particularmente alta de electrones relativistas.

Más aún, la emisión de radio aparece concentrada sobre una cáscara, como se esperaría si las partículas fuesen aceleradas en el frente de choque. Esto presta un sólido apoyo a la hipótesis de que los rayos cósmicos son originados en los remanentes. Los remanentes también pueden ser detectados en otras frecuencias, como por ejemplo, rayos X (Fig 4), si las observaciones son realizadas fuera de la atmósfera terrestre. Como el frente de choque se expande a partir del punto de la explosión, el remanente se comporta como una onda de agua producida al arrojar una piedra: se expande en forma de un anillo (Fig 3). La simetría puede romperse, sin embargo, si el medio interestelar no tiene una densidad uniforme. Puede haber entonces, remanentes con forma oval (Fig 5) o incluso más irregulares (Fig 4).

Fig 4. Imagen del remanente de supernova VRO 42.05.01 en la longitud de onda de los rayos X obtenida por el satélite ROSAT. La imagen del Continuo de radio que se muestra en el borde superior izquierdo, se superpuso sobre la imagen de rayos X con líneas de contorno en blanco. Fig 5. Imágenes ópticas tomadas desde Monte Palomar (izquierda) y desde el telescopio espacial Hubble (a la derecha) de la Nebulosa del Cangrejo.  Se trata de los restos de una supernova que explotó en la Constelación de Tauro en el año 1054 de nuestra era. Fig 4. Imagen del remanente de supernova VRO 42.05.01 en la longitud de onda de los rayos X obtenida por el satélite ROSAT. La imagen del Continuo de radio que se muestra en el borde superior izquierdo, se superpuso sobre la imagen de rayos X con líneas de contorno en blanco. Fig 5. Imágenes ópticas tomadas desde Monte Palomar (izquierda) y desde el telescopio espacial Hubble (a la derecha) de la Nebulosa del Cangrejo. Se trata de los restos de una supernova que explotó en la Constelación de Tauro en el año 1054 de nuestra era.

DETECCIÓN DE SITIOS DE ACELERACIÓN DE PROTONES EN LA GALAXIA

A diferencia de lo que sucede con los electrones, el campo magnético galáctico afecta escasamente a los protones, debido a que su masa es dos mil veces mayor. La cantidad de radiación sincrotrón que emiten es, pues, insuficiente para posibilitar su detección. Si queremos detectarlos, debemos enfocar nuestra atención en otros mecanismos de emisión y en otras regiones del espectro electromagnético. Hace ya varios años, se ha señalado que los remanentes de supernova pueden emitir rayos gamma, la forma más energética de radiación electromagnética. Estos rayos gamma tendrían su origen en las colisiones entre protones relativistas acelerados en el propio remanente y el material interestelar barrido por el frente de choque. Al chocar un protón con un núcleo atómico, se produce una partícula conocida como pión (p ) neutro. Esta partícula inmedia tamente se desintegra y da lugar a dos rayos gamma que, en principio, podrían detectarse. Desgraciadamente, la densidad del medio interestelar es muy baja y el número de interacciones producidas en la mayoría de los remanentes no alcanza para proporcionar una intensidad de radiación gamma que sea observable con facilidad por los actuales detectores (ver "El satélite Compton"). Sin embargo, si en la proximidad del remanente hay una nube interestelar particularmente densa -o sea, una región donde el medio es rico en átomos y moléculas- entonces, los átomos de la nube podrían hacer de blancos para los protones acelerados en el remanente. Así, se produce un incremento sustancial en la emisión gamma que podría detectarse con la tecnología existente e indicar, entonces, la presencia de los protones relativistas.

Izq Fig 6. Emision difusa del disco de nuestra galaxia en la longitud de onda de radio obtenida con el radiotelescopio de Parkes, Australia, a una frecuencia de 2,3GHz. Der Fig 7. La misma imagen mostrada en la figura 1, pero ahora con la fuente gamma 2EGS J 1703-6302 superpuesta sobre la radioemisón de 1,42GHz.

Izq Fig 6. Emision difusa del disco de nuestra galaxia en la longitud de onda de radio obtenida con el radiotelescopio de Parkes, Australia, a una frecuencia de 2,3GHz. Der Fig 7. La misma imagen mostrada en la figura 1, pero ahora con la fuente gamma 2EGS J 1703-6302 superpuesta sobre la radioemisón de 1,42GHz.

Estudios recientes realizados por los autores en colaboración con la Dra. Paula Benaglia, del Instituto Argentino de Radioastronomía, muestran que la fuente de rayos gamma llamada 2EGS J1703-6302 puede tener su origen en un proceso de interacción del tipo descripto, entre una nube de hidrógeno neutro y un remanente de supernova previamente no detectado. Los remanentes más extensos y débiles suelen estar ocultos por la radiación difusa producida por los electrones relativistas que escapan del plano de la galaxia. Esta radiación, que puede observarse en la figura 6, no permite distinguir la "estructura fina" de las fuentes individuales más débiles y hace que muchos remanentes aún no hayan sido identificados con los radiotelescopios disponibles. Utilizando una técnica de filtrado que permite eliminar la radiación difusa sin alterar la emisión de fuentes débiles, se ha logrado detectar un posible remanente de supernova en la posición de la fuente gamma 2EGS J1703-6302 (Fig 7). Notablemente, este remanente es además, coincidente con una nube de hidrógeno neutro detectada por medio de observaciones radioastronómicas en la línea de 21cm. La masa de la nube fue estimada y los cálculos sobre la base de la emisión gamma indican que los protones en el remanente son unas 40 veces más energéticos que en la proximidad de la Tierra. Esto puede ser interpretado como una evidencia de la aceleración de los protones en el remanente de supernova, y señala a estos objetos como las fuentes de los rayos cósmicos galácticos. Nuevos estudios de esta clase en otras fuentes pueden llevar, en el futuro, cercano a una total confirmación de la vieja hipótesis de que los protones que integran los rayos cósmicos con energías menores de 1015eV tienen su origen en los restos en expansión de estrellas que explotaron.

Nuestra comprensión de los rayos cósmicos avanzó un largo trecho desde que V. Hess realizó sus primeras mediciones en globo hace 86 años. Hoy la densidad de rayos cósmicos puede medirse en los confines del sistema solar por medio de sondas interplanetarias como Galileo, en órbita alrededor de Júpiter, o la Voyager II, que recorrió el sistema solar exterior. También, podemos medir la emisión electromagnética generada por los rayos cósmicos a miles de años luz de distancia, utilizando radiotelescopios y observatorios orbitales. Hemos aprendido que los rayos cósmicos pueden ser acelerados en las ondas de choque que producen las supernovas, y estamos aprendiendo a estudiar las características físicas de las regiones donde se producen estas aceleraciones, a través de los resultados de las interacciones de los rayos cósmicos con los campos magnéticos ambientales y con los núcleos atómicos del medio interestelar. Muchas preguntas, sin embargo, permanecen sin responder. En particular, nuestro conocimiento de los rayos cósmicos más energéticos (1014 a 1020eV) es escaso. Esto se debe a que muy pocos de ellos llegan a la Tierra. En los próximos años, el gigantesco observatorio austral Pierre Auger -que se contruirá en la provincia de Mendoza por una colaboración internacional- podrá aportar datos que ayuden a comprender mejor los procesos físicos que resultan en la generación de las partículas más energéticas del universo.

PEQUEÑO GLOSARIO

Año luz: distancia recorrida por la luz en un año (aproximadamente, 1018cm).
Electrón: partícula elemental de carga negativa y masa unas dos mil veces menor que la del protón. Ocupa los niveles orbitales de los átomos.
Electrón-voltio (eV): energía que adquiere un electrón cuando atraviesa una diferencia de potencial eléctrico de un voltio.
lón: átomo que perdió o ganó electrones y adquiere, consecuentemente, carga eléctrica. El ión de un átomo de hidrógeno es, directamente, un protón.
Medio interestelar: es el medio que ocupa el espacio entre las estrellas que forman la galaxia. Está formado fundamentalmente por hidrógeno, con una densidad que varia entre 0,01 y 1 átomo por centímetro cúbico.
Notación exponencial: 101=10; 100=102; 1000=103; etc. 0,1=10-1; 0,01=10-2; 0,001=10-3; etc.
Nube interestelar: es una región limitada del espacio donde la densidad es mucho mayor que la del medio interestelar. Valores típicos son del orden de 10-100 átomos por centímetro cúbico.
Onda de choque: es una discontinuidad en la presión y la densidad de un medio originada por una liberación brusca de energía. Las bombas al explotar y los aviones al romper la barrera del sonido, producen ondas de choque. También es el caso de las estrellas, cuando explotan en el medio interestelar.
Protón: partícula elemental de carga positiva que forma parte de los núcleos atómicos.
Rayo gamma: radiación electromagnética de energía mayor que 1MeV (=106eV).
Radiotelescopio: instrumento diseñado para recibir y registrar señales de radio provenientes de objetos astronómicos.
Supernova Tipo II: estrella joven con una masa comprendida entre 11 y 50 veces la masa del Sol, que explota liberando enormes cantidades de energía.

Lecturas Sugeridas

BEREZINSKII, V.S., BULANOV, S.V., DOGIEL, V.A., GINZBURG, V.L., PTUSKIN, V.S., 1990, Astrophysics of Cosmic Rays, North-Holland Press, Amsterdam (un estudio actualizado de la astrofísica de los rayos cósmicos).

COMBI, JA., ROMERO, G.E., BENAGLIA, P, 1998, Astronomy and Astrophysics Letters, Vol. {333}, PP. L91-L94.

GINZBURG, V.L., SYROVATSKII, S.l., 1964, The Origin of Cosmic Rays, Pergamon Press, New York (la referencia clásica sobre astrofísica de rayos cósmicos).

HILLAS, A.M., 1972, Cosmic Rays, Pergamon Press, New York (una descripción apasionante del descubrimiento de los rayos cósmicos).

Gustavo E Romero

Gustavo E Romero

Doctor en física, UNLP. Investigador principal del Conicet en el IAR, UNLP-Conicet.
Director del Grupo de Astrofísica Relativista y Radioastronomía del IAR. Profesor titular, Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas, UNLP.
romero@iar.unlp.edu.ar http://garra.iar.unlp.edu.ar/
Jorge A. Combi

Jorge A. Combi

Instituto Argentino de Radioastronomía (IAR)