Rayos Cósmicos FÍS.

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Física

Vamos a reseñar brevemente el proceso histórico del descubrimiento de la radiación cósmica o r. c., pues tiene enorme interés científico, no sólo porque facilitó extraordinariamente nuestros conocimientos relativos a la estructura del núcleo atómico, sino porque, además, al investigar tal radiación fueron apareciendo partículas fundamentales nuevas que, junto con los protones, neutrones y electrones, constituyen la estructura última de la materia (v. PARTÍCULAS ELEMENTALES).

Historia. El origen de los estudios sobre los r. c. se remonta a 1900, cuando varios investigadores trataron de justificar la causa de la lenta descarga de un electroscopio, que tenía lugar aun en ausencia de cualquier agente ionizante (v. IONIZACIóN) de los conocidos en aquellas fechas. La descarga ocurría mucho más lentamente cuando el electroscopio era protegido con grandes blindajes metálicos, y esto hacía suponer que tal descarga tenía lugar en virtud de alguna radiación (v.) desconocida procedente de impurezas radiactivas terrestres.

Este criterio prevaleció hasta que, en 1911, V. F. Hess (1883-1964) señaló que si tal radiación procedía de la Tierra, la descarga debería ser más lenta cuando el electroscopio se situara a grandes alturas mediante balones; pero al intentar confirmarlo ocurrió precisamente lo contrario, pues el poder ionizante y, por tanto, la velocidad de descarga del electroscopio aumentaba con la altura. Para explicar este hecho hubo que admitir el origen extraterrestre de dicha radiación ionizante, que desde entonces viene denominándose cósmica, pues aunque en un principio se creyó procedía del Sol, pronto se vio que tenía prácticamente la misma intensidad de día que de noche, e incluso durante un eclipse solar. El origen extraterrestre quedó plenamente confirmado gracias a las experiencias de E. Regener (1881-1955), llevadas a cabo bajo las aguasdel lago Constanza, a 280 m. de profundidad, en las que demostró que la radiación había sido muy debilitada por absorción en la capa de agua, pero incluso a esas profundidades seguía siendo detectable; hoy sabemos que es capaz de atravesar espesores equivalentes a 1.000 m. de agua y gruesas capas de plomo. Su extraordinario poder de penetración queda patente al considerar que los rayos gamma, procedentes de las sustancias radiactivas (v. RADIACTIVIDAD) que los emiten con notable energía (p. ej., los del torio-C’, de 2,6 MeV, que son muy penetrantes), quedan reducidos a la mitad al pasar a través de 1,5 m. de agua.

Naturaleza de la radiación cósmica. Estos resultados obligaron a admitir que, por lo menos, dicha radiación, o parte de ella, debe poseer energía superior al millón de MeV; otros hechos ponen de manifiesto que la cifra es todavía mayor, pues existen algunas partículas, entre las que constituyen la heterogénea radiación cósmica, a las que hay que suponer dotadas de energía un millón de veces superior, es decir, del orden de algunas décimas de julio por partícula. Dicha parte de la radiación, esto es, la constituida por partículas de tan elevada energía, recibe el nombre de primaria, y la abundancia relativa de los átomos ionizados que constituyen los primarios cósmicos corresponde a aquella con que se encuentra en la Naturaleza, lo que hace suponer que proceden de espacios análogos al nuestro; tales primarios, a su paso a través de la atmósfera, dan lugar a procesos o reacciones nucleares de alta energía, caracterizados por la producción de múltiples fragmentos y partículas, de menor energía, que constituyen lo que se denomina radiación secundaria, que es la que normalmente observamos en la superficie terrestre, y que es muchísimo menos penetrante; está constituida por rayos gamma, electrones positivos y negativos, así como por otras partículas a las que por su masa intermedia, entre la del electrón y la del protón, se denominó mesones.

En un principio, se creía que la radiación cósmica primaria estaba constituida por fotones (v.) de gran energía, procedentes del espacio interestelar, pero cuidadosas medidas realizadas con un dispositivo, denominado telescopio de r. c., permitieron detectar la dirección de incidencia de los primarios y se puso de manifiesto lo que se denominó efecto de latitud y de azimut, y que en realidad demuestra que tales partículas acusan la presencia del campo magnético terrestre, razón por la cual deben poseer carga eléctrica; como, por otra parte, parecen proceder con más abundancia del O que del E, deben predominar las de carga positiva. En consecuencia, parece lógico admitir que los primarios son, en gran parte, protones de alta energía, de cuyos impactos con la materia proceden las otras partículas y fotones que constituyen la radiación secundaria. Tales protones, así como algunos iones más pesados, se observan raramente al nivel del mar, y sólo se detectan con relativa abundancia a partir de los 20 m. de altura; por debajo, son captados por núcleos en los que provocan la desintegración y formación de partículas y fotones.

La radiación cósmica y los descubrimientos del positrón y de los mesones. Ya hemos dicho que entre las partículas que constituyen la radiación cósmica secundaria hay electrones de carga positiva; tales partículas, a las que denominamos positrones, no se habían observado nunca, aunque su existencia la había previsto teóricamente P. Dirac en 1930. La presencia de tales positrones, entre los componentes de la radiación cósmica, fue demostrada, casi simultáneamente, en 1932, por C. D. Anderson (n. 1905) y P. M. S. Blackett (n. 1897); ambos estudiaban los "chaparrones" de r. c., es decir, la serie de reacciones en cadena que se originan como consecuencia de la llegada de un primario, pues los secundarios que aquél produce son, a su vez, capaces de determinar reacciones de alta energía, por lo que la incidencia en altura de un primario viene acusada por una cascada o "chaparrón" de otras partículas, que afectan a una extensión superficial considerable; cuando tales "chaparrones" se producen en un campo magnético se observan trayectorias de partículas en la cámara de Wilson o de niebla, p. ej., totalmente análogas a las de los electrones, pero desviándose al revés, formando bucles en espiral, de giro contrario al de los electrones (negativos), por lo que no cabe suponer otra cosa sino que se trata de la misma partícula, de idéntica masa, pero dotada de carga positiva.

Por otra parte, H. Yukawa (n. 1907), para justificar la estabilidad de los núcleos (v.), había postulado en 1935 la existencia de ciertas partículas de masa intermedia entre la del protón y la del electrón, a las que denominó electrones pesados. Su existencia fue también demostrada en el estudio de la radiación cósmica en altura; al nivel del mar, el 80% de las partículas de que consta la radiación cósmica son muy penetrantes, capaces de atravesar hasta un metro de plomo; tales partículas no pueden ser electrones, porque éstos son pronto absorbidos, en virtud de los procesos en cascada que constituyen los "chaparrones"; del estudio de las trazas que dejan dichas partículas, al pasar por una emulsión fotográfica, se dedujo que poseían masa superior a la del electrón e inferior a la del protón, y que su carga podía ser positiva o negativa; no obstante, estos primeros mesones, descubiertos por Anderson, no parecían coincidir con la partícula postulada por Yukawa; sin embargo, C. F. Powell (n. 1903) hizo un descubrimiento sensacional: al examinar al microscopio placas fotográficas expuestas a grandes alturas al impacto de la radiación cósmica, observó cómo la trayectoria de un mesón terminaba en el seno de la emulsión, sin haber provocado ninguna desintegración, pero tras quedar en reposo se apreciaba la aparición de una segunda partícula que, a su vez, resultaba ser otro mesón más ligero; lo que ocurre es que el primero, denominado mesón pi o pión, es muy inestable (su vida media es del orden de una cienmillonésima de segundo) y se desintegra con la emisión del segundo mesón, llamado muón (cuya vida media es cien veces más larga), y una partícula neutra, inobservable (neutrino); a su vez el mesón se desintegra, dando lugar a un electrón y dos neutrinos.

La masa del pión resultó ser 273 veces la del electrón, mientras la del muón es igual a unas 206 masas electrónicas; las propiedades del pión coincidían perfectamente con las de la partícula prevista por Yukawa, y su gran inestabilidad justifica que sólo podamos registrarla a grandes alturas, ya que en la atmósfera se desintegra, y sólo cabe vislumbrar su existencia a través de los muones a que da lugar.

De acuerdo con las ideas de Yukawa, los mesones actúan como argamasa que mantiene unidos entre sí a los núcleos que los comparten, a modo de enlace covalente (V. ENLACES Químicos) y sólo son emitidos por los núcleos en algunas reacciones superenergéticas, que tienen lugar bajo el impacto de las partículas de elevadísima energía que constituyen la radiación cósmica, o se producen en las potentes máquinas aceleradoras, con las que el hombre trata de obtener artificialmente, y a costa de enormes dificultades y coste, lo que la Naturaleza nos da gratuitamente en la radiación cósmica.

La radiación cósmica, los grandes aceleradores y la Física de partículas. Posteriormente, ante la imposibilidad de controlar las partículas de gran energía que constituyen la radiación cósmica, se recurrió a aceleradores en que las partículas adquieren gran energía, aunque ésta no llega a ser la de procedencia cósmica (la más potente máquina aceleradora, en construcción, no llega al medio millón de MeV, y algunos primarios cósmicos se acercan al millón); presentan, en cambio, la ventaja de dar haces de mayor flujo, controlables a voluntad, que permiten realizar experiencias, sin tener que recurrir a la aleatoriedad que representa la llegada de un proyectil cósmico adecuado. De esta forma, aparecieron nuevas partículas, a las que hay que considerar como mesones pesados; algunas tienen una masa superior a la del protón, y por esto se denominan genéricamente hiperones.

Resulta casi imposible dar una relación completa y al día de las partículas elementales, pues surgen otras nuevas a medida que somos capaces de provocar reacciones más energéticas, es decir, disponemos de proyectiles más energéticos, los cuales al poder suministrar a los núcleos, en su impacto, mayor energía, son capaces de desmoronarlos más completamente y determinar la emisión de otros hiperones que, posiblemente, no sean más que estados excitados, es decir, con mayor energía, del barión (protón o neutrón).

V. t.: ÁTOMO;ELECTROSTÁTICA;FísICA NUCLEAR;IONIZACIÓN; PARTÍCULAS ELEMENTALES; RADIACTIVIDAD; FISIÓN Y FUSIÓN NUCLEAR.

J. CATALÁ DE ALEMANY.

BIBL.: J. B. CUNINCHAME, Introducción al núcleo atómico, Madrid 1966; D. HALLIDAY, Introducción a la Física nuclear, cap. 12, Barcelona 1958; A. CACHON y OTRos, Les rayons cosmiques, París 1961; M. MORAND, Les rayons cosmiques, París 1962.