Los rayos cósmicos galácticos y la Tierra

En su camino a la tierra, los rayos cósmicos galácticos se encuentran con el campo magnético de la tierra y, si consiguen atravesarlo, la atmósfera. La forma del campo magnético está afectada por las corrientes eléctricas generadas en el núcleo de la tierra y por el viento solar. Los rayos cósmicos procedentes del exterior describirán complicadas trayectorias en el campo magnético, incluso algunos no llegarán a alcanzar la atmósfera si su energía es demasiado baja. Este filtrado que realiza la magnetosfera nos va a permitir, utilizando varios monitores de neutrones en diferentes lugares, inferir el espectro y las direcciones de llegada de los rayos cósmicos.

Cuando un rayo cósmico penetra la atmósfera, se encuentra átomos y moléculas, especialmente nitrógeno y oxígeno. Las colisiones con ellos crean partículas secundarias de distintas energías. Algunas de ellas puede alcanzar el suelo, donde pueden ser medidas, infiriendo de esta forma las propiedades de los rayos primarios que las generaron. Los monitores de neutrones son instrumentos que hacen uso de esta técnica.


Los rayos cósmicos y la magnetosfera

La magnetosfera de la tierra

La Tierra tiene un campo magnético generado por las corrientes eléctricas de su núcleo. Si la tierra fuera colocada en un lugar vacío, el campo magnético que emanaría sería similar al que produciría una barra de imán, un dipolo, que estuviera situado en el centro de la Tierra, e inclinado con respecto a su eje de rotación. El dibujo muestra el aspecto del campo magnético a una distancia de unos cinco radios terrestres del centro. Pero la Tierra esta expuesta al continuo flujo de partículas cargadas del viento solar. Este viento comprime el las líneas de campo magnético situadas en frente del sol, y las alarga creando una cola magnética en el lado opuesto. Las líneas de campo son las líneas gruesas de color azul de la figura ( http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=2569). Forman un sistema prácticamente cerrado por el que fluye el viento solar, representado por las líneas más claras. La cavidad que por lo tanto crea en el viento solar se denomina magnetosfera (nótese que la inclinación del dipolo de la Tierra no se ha representado en la figura).

El borde de la magnetosfera en el lado orientado al Sol esta a una distancia de unos 10-12 radios terrestres desde el centro de la Tierra, mientras que la cola de la magnetosfera se extiende hasta mínimo 100 veces el radio de la tierra por el lado opuesto al del Sol, formando un cilindro con un diámetro de 60 radios terrestres. Esta configuración está determinada por el flujo del viento solar. El cuerpo de la Tierra realiza su rotación diaria con respecto a la magnetosfera, de forma que tenemos sobre nuestras cabezas el extremo más cercano al sol de la magnetosfera al mediodía local, y en dirección a la cola en la media noche. Como el eje del dipolo de la Tierra esta inclinado con respecto a su eje de rotación, el campo magnético varía de forma compleja dada una posición geográfica concreta, incluso cuando las condiciones del viento solar son estables. El cambiante viento solar introduce nuevas alteraciones, tal y como veremos a continuación.

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Partículas cargadas y campos magnéticos

Una partícula cargada eléctricamente se desvía en un campo magnético. La fuerza magnética es perpendicular tanto a las líneas de campo magnético como a la velocidad de la misma. Así, si tenemos una línea de campo magnético recta y una partícula propagándose a lo largo de la línea de campo, ninguna fuerza será ejercida. Pero si la partícula se propagara en un plano perpendicular a la línea de campo, ésta seguiría una trayectoria circular. En el caso general, en el que un protón se desplaza tanto perpendicular como paralelo a las líneas de campo magnético, su trayectoria será una combinación de movimiento uniforme a lo largo de las líneas de campo y circular perpendicular a él. Esto es, una trayectoria helicoidal.

El dibujo muestra la forma en la que un protón orbita alrededor de una línea de campo magnético. El radio de su órbita circular depende del campo magnético y de la energía de la partícula: Cuanto más fuerte es el campo magnético y débil la energía de la partícula, más pequeño es el radio de la trayectoria circular que describirá. Si el campo magnético es débil o la energía muy alta, entonces la partícula ignorará el campo magnético y seguirá propagándose en línea recta. Los electrones también están sujetos a la fuerza magnética, pero dada su carga negativa, giran en sentido opuesto al de los protones. También debido a que su masa es muy pequeña, el radio de su órbita es menor que el de los protones.

Siga el siguiente enlace para profundizar en la descripción matemática. Si desea ver cómo los campos magnéticos influyen en las trayectorias de las partículas cargadas, pruebe a jugar a los magnetobolos en la página web de centro de meteorología espacial

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Partículas cargadas y la magnetosfera de la Tierra.

Podemos utilizar el mismo razonamiento anterior para comprender como se comportan las partículas de los rayos cósmicos cuando se aproximan a la magnetosfera de la tierra. Este esquema muestra el aspecto que tendría la tierra vista desde el polo norte. Por ahora no es necesario tener en cuenta las particularidades del campo magnético de la Tierra para hacer una primera aproximación de cómo este afecta a los rayos cósmicos. En esta figura, el campo magnético, representado por los círculos azules, salen del plano del dibujo hacia el observador. Supondremos para simplificar, que la partícula viaja por el vacío, sin que exista ningún otro campo magnético, hasta que se encuentra con la magnetosfera a una cierta distancia de la Tierra. Por supuesto que existen campos magnéticos en el medio interplanetario, pero son mucho más débiles que la magnetosfera, así es que no los tendremos en cuenta aquí.

Existen tres tipos de orbitas, dependiendo de la energía de la partícula:

  • Si rayo cósmico es un protón de muy alta energía, viajará siguiendo una línea prácticamente recta hacia la atmósfera.
  • Si su energía es demasiado baja (E< E0), su trayectoria se curvará por campo magnético para formar un semicírculo con un radio tan pequeño que el protón no llegará a alcanzar la atmósfera. Trazará la mitad de una órbita alrededor de la línea de campo y se volverá a encontrar fuera de la magnetosfera de nuevo. Esto significa que será reflejado de nuevo hacia el medio interplanetario.
  • Las partículas de energía intermedia, alcanzarán la atmósfera a lo largo de una trayectoria curva. Cuanto mayor es la curvatura, menor es la energía hacía el umbral de corte E0 de la magnetosfera, debajo del cual ninguna partícula consigue entrar en la atmósfera.

Lo que ocurra dependerá de la latitud y la inclinación con la que el rayo cósmico alcance la magnetosfera: cerca de los polo hay una pequeña región donde las líneas de campo son prácticamente radiales. Si la partícula entra de forma radia allí, tendrá acceso prácticamente ilimitado a la atmósfera. Si por el contrario alcanzara la magnetosfera en el plano ecuatorial, incidiría donde el escudo de la magnetosfera es más efectivo, y energía de corte E0 más alta. Partículas con energías por encima del corte pueden describir trayectorias muy complejas antes de llegar a la atmósfera. La figura (MAGNETOCOSMICS code, L. Desorgher, Univ. Bern) muestra trayectorias calculadas por ordenador para diferentes energías, en orden decreciente en las curvas etiquetadas desde 1 a 5. La última curva muestra las complejas trayectorias de una partícula cerca del umbral de corte.

Las complejas trayectorias seguidas en las magnetosfera deben tenerse en cuenta para interpretar la medida de partícula cargadas en la Tierra: instrumentos como los monitores de neutrones cuentan partículas por encima del umbral de corte E0, que a su vez está definido por su localización y por estado del campo geomagnético. Son importantes aquellas partículas que inciden en la parte superior de la atmósfera de forma vertical. Las partículas que se internan formando un ángulo producen menos partículas secundarias que puedan ser detectadas en tierra, ya que estas deben recorrer un camino más largo por la atmósfera y se ven sometidas a una absorción más intensa. El dibujo muestra que las direcciones de llegada de las partículas fuera de la magnetosfera en un punto dado encima de la atmósfera dependen de su energía: cuanto más baja sea la energía más se aleja del radio local la dirección de la partícula original. En el plano ecuatorial las partículas llegan más del Este según vaya decreciendo su energía. Aquí se puede encontrar una explicación más detallada sobre la dirección de llegada de las partículas.

El diagrama muestra un mapa de las energías de corte calculado por la Universidad de Bern en tiempo real. Las áreas en rojo en los bordes del mapa son regiones en las que protones con energías por debajo de los 125MeV pueden penetrar en la atmósfera (20 km por encima del terreno), mientras que las pintadas en verde representan regiones ecuatoriales en las que son necesarias energías por encima de los 16GeV para esto. Los contornos de igual energía de corte describen curvas debido a que el eje de rotación de la Tierra está inclinado con respecto al eje del campo magnético. En resumen, cuando más nos aproximemos al ecuador, mayor es la energía mínima necesaria para que un rayo cósmico alcance la atmósfera. Las energías de corte son mayores en el contorno cerrado por encima del sureste asiático porque el dipolo terrestre está situado ligeramente fuera del centro de la Tierra, más cerca del sureste asiático que de la región del otro lado del globo, en la parte occidental del Océano Atlántico.

La magnetosfera de la Tierra introduce por lo tanto dos tipos de efectos importantes para las observaciones de los monitores de neutrones:

  • La energía mínima de corte
  • La dirección asintótica de las partículas incidentes

Ambas dependen de la localización geográfica del monitor de neutrones. Combinando observaciones de diferentes monitor de neutrones en la tierra podremos por lo tanto obtener información sobre el espectro de energía de los rayos y de su dirección de propagación en el espacio, antes de que alcanzaran la magnetosfera de la Tierra.




La magnetosfera variable.

Ya hemos visto anteriormente que el viento solar no es un flujo estacionario, sino que tiene componentes rápidas y lentas, así como perturbaciones adicionales provocadas por la eyección de masa solar en la corona. Todas estas cosas afectan a la magnetosfera de la Tierra, ya que hacen variar la presión del viento solar sobre el campo magnético. A pesar de que el extremo orientado al Sol de la magnetosfera se encuentra a unos 10 radios terrestres desde el suelo, puede llegar a aproximarse hasta 6 radios terrestres bajo la influencia de un intenso evento interplanetario. El débil campo magnético interplanetario, que es generalmente diferente al de la Tierra, puede bajo determinadas circunstancias conectar con el campo magnético de la Tierra, de forma que ciertas partículas solares penetran en la magnetosfera. Las variables condiciones del viento solar modifican por lo tanto la configuración de la magnetosfera, así como las condiciones bajo las que los rayos cósmicos entran en la atmósfera.

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Los rayos cósmicos y la atmósfera

Cuando un rayo cósmico penetra en la atmósfera de la Tierra se encuentra con un número cada vez más numeroso de átomos y moléculas, especialmente oxígeno y nitrógeno. Tarde o temprano el rayo cósmico chocará con alguno de ellos. Puede interaccionar tanto con la nube de electrones (que tiene un diámetro de 10-10 m para un átomo) y con el núcleo, mucho más pequeño (con un diámetro de 10-14 m).

Debido a las diferencias de tamaños y rangos de interacción, las colisiones más frecuentes son las relacionadas con la nube electrónica. El campo magnético del rayo cósmico arranca electrones ionizando al átomo o la molécula. Puesto que las fuerzas electromagnéticas actúan a grandes distancias, el fenómeno de ionización se da frecuentemente, pero la pérdida de energía que sufre el protón es despreciable en esa interacción particular, así es que no juega un papel importante en la alta atmósfera.

El impacto de un nucleón de alta energía en un núcleo atómico.

Las interacciones de los núcleos atómicos genera un amplio abanico de nuevas partículas y de fenómenos físicos, que fueron descubiertos a través del estudio de los rayos cósmicos, y que ahora pueden reproducirse utilizando un acelerador de partículas. Las interacciones nucleares tienen un rango muy reducido, comparable al tamaño de un átomo, y ocurren con mucha menos frecuencia que la ionización. No obstante este fenómeno afecta considerablemente a la partícula recién llegada y destruye el átomo en el que impacta.

Una forma interesante de estudiar estas interacciones es mediante el estudio de los rastros que deja una partícula cargada en un tipo especial de emulsión fotográfica. Una partícula ionizadora excita las moléculas de bromuro de plata que se encuentra en su camino. Cuando se revela la placa fotográfica aparece el camino seguido por dicha partícula. La figura muestra un ejemplo de esto (de E. Fermi, Nuclear Physics, Fig. X.4a, University of Chicago Press 1950). Podemos observar cómo los distintos rastros parten de un punto, que es el átomo objetivo. El nucleón primario en este caso es un protón con una energía de unos 5 GeV, viajando al 98% de la velocidad de la luz. Su huella es la línea vertical de la mitad superior de la fotografía, etiquetada como A. Las líneas final que se dirigen hacia abajo desde el núcleo objetivo, alrededor de un cono estrecho en la misma dirección que la partícula incidente, son los rastros dejados por las partículas. Estos rastros son piones y protones de alta energía expulsados del átomo objetivo. Como son muy rápidos, las distancias entre las moléculas de bromuro de plata sensibilizadas son grandes y la marca de las líneas en la fotografía es tiene. Las tres líneas gruesas negras son las marcas de protones lentos expulsados en direcciones arbitrarias.


Este patrón de marcas revela dos tipos de interacciones:

  • Si la energía de la partícula incidente es suficientemente alta, esta colisiona con uno o dos nucleones del átomo objetivo. En ese caso, o bien la colisión arranca inmediatamente los nucleones afectados o bien produce otra partícula energética, un pión. Estas partículas abandonan el núcleo con una energía como mucho tan alta como la de la partícula incidente. Si la colisión tiene lugar cerca del 'borde frontal' del núcleo, y las partículas son suficientemente energéticas, pueden arrancar más nucleones, produciéndose así una mini cascada en el núcleo. Estas partículas se mueven generalmente en la misma dirección que la partícula de alta energía inicial (conservación del momento). Todo esto sucede muy deprisa, en el intervalo de tiempo correspondiente al vuelo de la partícula incidente a través del núcleo (dado el diámetro del núcleo, 10-14m, y la velocidad cercana a 3*108 m/s, este tiempo es aproximadamente 10-22 s), y se denomina fase de cascada de la interacción.
  • El nucleón del rayo cósmico original o sus fragmentos que se quedan en el núcleo tienen aún algo de energía tras la colisión inicial, y la comparten con los componentes residuales del núcleo original. El núcleo objetivo (núcleo compuesto) permanece en estado excitado. Elimina este exceso de energía después de unos 10-16s (que un millón de veces más tiempo que el que se necesitó para arrancar algunas partículas durante la fase de cascada), emitiendo rayos gamma (radiación electromagnética) o nuevos nucleones. Este retraso en la emisión de las partículas se debe a que inicialmente los nucleones residuales no tienen energía suficiente como para escapar. Pero entre ellas intercambian constantemente energía, tal y como hacen las moléculas de un gas o un líquido caliente colisionando entre ellas. En algún momento durante este proceso uno de los elementos puede llegar a adquirir energía suficiente como para escapar. Se dice que este núcleo ligero o nucleón se evapora. Los nucleones de evaporación dejan el núcleo en una dirección indeterminada, la mayoría con una energía del orden de los MeV. Esta segunda parte de la interacción nuclear se denomina fase de des-excitación o evaporación.

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Una cascada de rayos cósmicos en la atmósfera.

En el momento en que un rayo cósmico choca con un átomo o molécula del aire, se producen gran cantidad de partículas secundarias. Si se trata un ion pesado, se romperá formando núcleos mas ligeros, protones o neutrones. Todas esas partículas continúan su movimiento descendente y pueden, de nuevo, reaccionar con otras moléculas de aire si aún tienen energía suficiente. Esto provoca una cascada de rayos cósmicos. Cuanto más penetran en la atmósfera las partículas, más energía pierden. El rayo cósmico primario debe tener una energía mínima de unos 450 MeV para producir un número significante de secundarios capaces de alcanzar el nivel del mar. Es necesario subir a lo alto de las montañas o utilizar globos, aviones o naves espaciales para detectar huellas de rayos cósmicos de energías más bajas.

La figura muestra una cascada típica de rayos cósmicos. El esquema de la misma fue realizado por Simpson et al. (1953, Phys. Review 90, 934). Centrémonos en las reacciones individuales que suceden desde el primer impacto hasta la llegada de los productos de la desintegración al suelo:

  • Entre las partículas producidas por el impacto del rayo cósmico primario hay piones (π±) cargados y neutros (π0), esto es, partículas con masas comprendidas entre las del electrón y el protón. Estas partículas son inestables: los piones neutros se desintegran en fotones gamma (γ), que pueden generar pares electrón-positrón (e±), y los piones cargados se desintegran en muones±), que a su vez pueden producir electrones y positrones. Algunos muones producen reacciones nucleares y producen neutrones (n).
  • Otro tipo de reacciones generan nucleones rápidos, neutrones (N) y protones (P), con un amplio espectro de energía, que alcanza la de la partícula incidente original. Si son suficientemente energéticas, pueden entonces interaccionar con otro nucleones del aire. En cada reacción se producen nucleones de evaporación, tanto neutrones (n) como protones (p) (se designan con letras minúsculas para indicar que son partículas de bastante baja energía), con energías de unos pocos MeV.

Las partículas producidas durante esta cascada interaccionan todas en mayor o menor medida en la atmósfera. Los muones son los menos propensos a interaccionar, y son por lo tanto los rayos cósmicos secundarios más abundantes al nivel del mar. Los protones de evaporación y los neutrones colisionan con nucleones del aire perdiendo así su energía. Los protones también pierden energía por ionización, cuando arrancan electrones de los átomos atmosféricos, pero los neutrones no tienen la capacidad de producir ionización. Los neutrones por lo tanto, pierden mucha más energía en la atmósfera que los protones y, con energías por debajo de 2 GeV, son mucho menos frecuentes a nivel del mar que los neutrones.

Las ondas electromagnéticas y los electrones son el tercer componente de los rayos cósmicos que pueden ser observados desde tierra.

Los detectores en tierra de rayos cósmicos pueden dividirse en subgrupos según los componentes que midan: nucleones (protones y neutrones), mesónicos (muones) y electromagnéticos (fotones, electrones, etc.). Los monitores de neutrones detectan fundamentalmente componentes del núcleo, esto es, N y P, a través de nuevos neutrones generados en el plomo productor. Los nucleones de evaporación n y p generados en la atmósfera que rodea al monitor son bloqueados para que no entren en el detector.

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