Rev.R.Acad.Cienc.Exact.Fís.Nat. (Esp)Vol. 105, Nº. 1, pp 107-128, 2011XIII Programa de Promoción de la Cultura Científica y Tecnológica

CIEN AÑOS DE RAYOS CÓSMICOSMANUEL AGUILAR BENÍTEZ DE LUGO*

* Real Academia de Ciencias Exactas, Físicas y Naturales. Director del Departamento de Investigación Básica del CIEMAT

RESUMEN

Los rayos cósmicos bombardean constantemente lasuperficie de nuestro planeta. Proceden de distintasregiones del Universo, son acelerados por mecanismosno totalmente comprendidos y alcanzan energías quesuperan en varios órdenes de magnitud las que se con-siguen en los más potentes aceleradores de partículas.

Desde su descubrimiento en 1912 por el físico aus-triaco V.F. Hess y hasta el descubrimiento del anti-protón en 1955, en un acelerador de partículas, laradiación cósmica ha sido el instrumento científicomás importante para avanzar en el estudio de las pro-piedades de las partículas subatómicas o elementales.En los últimos años asistimos a un renovado interés enel estudio de la radiación cósmica, utilizando sistemasde detección de dimensiones y complejidad creciente.

En este trabajo se describirán los hitos más impor-tantes del estudio de la radiación cósmica, unaselección de las técnicas empleadas y algunos resul-tados relevantes.

INTRODUCCIÓN

¿Qué son los rayos cósmicos? La respuesta a estacuestión es, en principio, sencilla. Esta denominaciónengloba todo tipo de partículas de materia y radiaciónque llega a la tierra procedente del espacio exterior, del

sol, de cuerpos celestes en nuestra galaxia o de otrasgalaxias. Esta definición genérica permite incluir laradiación electromagnética en todas sus longitudes deonda, los neutrinos, las ondas gravitacionales y, final-mente, los rayos cósmicos eléctricamente cargados.Estos son los electrones, positrones, muones y núcleosatómicos, que van desde el núcleo de hidrógeno, elprotón, hasta el de hierro y serán el objeto principal deeste trabajo.

Es innegable que casi todo lo que conocemosacerca del universo procede del estudio de la radiaciónelectromagnética a diversas frecuencias y muy espe-cialmente en el rango visible del espectro. La disci-plina científica que se ocupa del estudio de esta com-ponente de la radiación electromagnética es laAstronomía, una ciencia milenaria que se ha desarro-llado progresivamente y de manera muy notable desdeel sigo XVI. El descubrimiento de la radiación defondo de microondas y sus anisotropías, de los pul-sares y pulsares binarios, de la existencia de fuentesemisoras de rayos X, de la expansión acelerada delUniverso, son algunos hitos destacados de la actividadrealizada en este campo de la investigación en lasúltimas décadas.

El estudio de los neutrinos procedentes del sol, oproducidos como resultado de las colisiones de pro-tones procedentes del espacio exterior con laatmósfera, ha tenido importancia crucial para entenderlos mecanismos de generación de energía en el interiorde las estrellas. Por otra parte, estos estudios han sido

“Todos los hombres, por naturaleza, ansían conocer”

Aristóteles (384 ac−322 ac)

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decisivos para poner de manifiesto que los neutrinosson partículas de masa no nula, una constatación degran relevancia para la Física de Partículas Elemen-tales.

El estudio de las ondas gravitacionales progresacon lentitud, dada la dificultad de su experimentacióny la complejidad de su fenomenología, pero se esperaque en el futuro tenga relevancia extraordinaria enCosmología. La observación directa de las ondas gra-vitacionales permitirá verificar que el gravitón tienemasa nula y espín igual a 2, verificar que las fuerzasque ejercen son perpendiculares a la dirección demovimiento, confirmar la existencia de agujerosnegros y comprobar la predicción de que la colisión deagujeros negros genera violentas pulsaciones en lacurvatura del espacio-tiempo.

Como veremos más adelante, el estudio de la com-ponente cargada de la radiación cósmica, los denomi-nados rayos cósmicos, ha sido determinante para laFísica de Partículas Elementales, aunque desde elpunto de vista astrofísico ha propiciado, hasta la fecha,más preguntas que respuestas.

En los últimos años se ha desarrollado una nuevadisciplina científica, la Astrofísica de Partículas, fron-teriza entre la Física de Partículas Elementales, laAstrofísica de Altas Energías y la Cosmología, queaborda cuestiones fascinantes, entre ellas:

1. ¿De qué está hecho el Universo? ¿Qué es lamateria oscura? ¿Qué es la energía oscura?

2. ¿Tiene el protón vida media finita o es infinita-mente estable?

3. ¿Cuáles son las propiedades de los neutrinos?¿Qué papel juegan en la evolución cósmica?

4. ¿Qué nos dicen los neutrinos acerca del interiordel Sol y de la Tierra, y acerca de las explosio-nes de supernovas?

5. ¿Cuál es el origen de los rayos cósmicos?¿Quéaspecto tiene el cielo a energías extremas?

6. ¿Qué nos van a enseñar las ondas gravitaciona-les acerca de los procesos cósmicos violentos yacerca de la gravedad?

y que, en su faceta experimental, se concentra en elestudio de la información contenida en los rayos cós-

micos, también denominados mensajeros celestes.Algunas de estas cuestiones serán examinadas breve-mente en este trabajo.

EL DESCUBRIMIENTO DE LOS RAYOSCÓSMICOS

Hacia 1785 el físico e ingeniero francés C.A.Coulomb (1736−1806), Figura 1, trataba de medircon balanzas de torsión la magnitud de las atracciones/ repulsiones entre cargas eléctricas dispuestas enpequeñas esferas conductoras montadas sobre soportesaislantes. En el curso de estas medidas, Coulombobservó que la esferas se descargaban sin razón apa-rente. A pesar de la precariedad de las medidas, lasleyes de atracción entre cargas eléctricas derivadas porCoulomb fueron aceptadas, aunque quedase pendienteuna explicación rigurosa del origen de las descargas.La explicación aventurada por Coulomb, responsabili-zando a las colisiones de moléculas de aire con lasesferas, resultó poco convincente y fue desechada pos-teriormente con argumentos de la teoría cinética degases. El físico y químico británico M. Faraday(1791−1867), Figura 2, descubridor entre otros fenó-menos de la inducción electromagnética, introdujo elconcepto de ionización y también especuló sobre lascausas posibles de los fenómenos de descarga obser-vados por Coulomb. En cualquier caso, hasta finalesdel siglo XIX y como consecuencia del progreso en eldesarrollo de instrumentación, no se retomaron lasinvestigaciones sobre la causa de las descargas en lasesferas de Coulomb. Este renovado interés estaba, de

Figura 1. C.A. Coulomb (1736−1806)

hecho, motivado por el descubrimiento de la radioacti-vidad en 1896 por el físico francés A.H. Becquerel(1852−1908), Figura 3, Premio Nobel de Física en1903 compartido con M. Sklowdowska Curie(1867−1934) y P. Curie (1859−1906). Los físicos ale-manes J. Elster y H. Geitel y el británico C. T. R.Wilson (1869−1959), Figura 4, Premio Nobel deFísica en 1927, por la invención de la cámara de nieblaen 1911, compartido con A. Compton (1892−1962),postularon que un agente, aún no identificado, pro-vocaba la ionización del aire haciéndolo conductoreléctrico.

La noción de ionización, anterior a las investiga-ciones mencionadas, se refería a un fenómeno de natu-

raleza desconocida que permitía a la materia neutradisociarse en componentes con cargas eléctricasopuestas y que se había observado estudiando el com-portamiento de los gases en dispositivos con elec-trodos cargados eléctricamente. Desde 1897 se sabíaque la componente negativa estaba formada por elec-trones, las partículas que el físico británico J. J.Thomson (1856−1949), Premio Nobel de Física en1906, acababa de descubrir. Es tal vez apropiadorecordar que, a principios del siglo XX, muchos cientí-ficos tenían reticencias para admitir que los átomospudiesen descomponerse en componentes más ele-mentales e incluso algunos aún dudaban de la propiaexistencia de los átomos.

Una vez admitida la hipótesis de que la ionizaciónera la causa de la conductividad eléctrica del airequedaba por identificar su origen. Afortunadamente,en la segunda mitad del siglo XIX se habían descu-bierto distintos tipos de radiación capaces de atravesarla materia y provocar en gases fenómenos de ioni-zación. Los rayos catódicos, descubiertos en 1859 porel matemático y físico alemán J. Plücker (1801−1868)y posteriormente identificados por Thomson comocorrientes de electrones, con reducido poder de pene-tración, no parecían candidatos verosímiles. Los rayosX, descubiertos por W. Röntgen (1845−1923), PremioNobel de Física en 1901, parecían una opción posible.La radioactividad, descubierta, como ya se ha men-cionado, por Becquerel y estudiada, entre otros, por losCurie y por E. Rutherford (1871−1937), Figura 5,

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Figura 1. M. Faraday (1791−1867)

Figura 3. A.H. Becquerel (1852−1908)

Figura 4. C. T. R. Wilson (1869−1959)

Premio Nobel de Química en 1908, ofrecía nuevasposibilidades. Rutherford sugirió que las distintasvariedades de radiación descubiertas (a, b, g) podíanatravesar la materia e ionizar el aire, motivando ainvestigadores de su entorno, entre ellos a Wilson, adetectar la presencia de materiales radioactivos en lasproximidades de sus instrumentos de medida.

Un instrumento pionero desarrollado por Wilson en1901 para estas exploraciones fue la célebre cámara deionización, Figura 6, que permitía medir la perdida de

potencial entre dos electrodos con ayuda de un electró-metro y deducir el número de iones formados en elproceso de ionización. Posteriormente, T. Wulf y W.Kohlhörster desarrollarían instrumentación más avan-zada que permitiría realizar medidas más precisas condiferentes configuraciones operativas. Inicialmente,estas medidas confirmaron que las descargas se pro-ducían espontáneamente en presencia de materialesradiactivos, aunque, posteriormente, resultó evidenteque el fenómeno de ionización persistía incluso enausencia de este tipo de sustancias. La conclusión eraque existía una radiación de fondo que presumible-mente tenía su origen de la radioactividad del suelo.

En 1901, Wilson aventuró que la ionización espon-tánea podría deberse a una radiación penetrante deorigen cósmico, pero no llegó a proponer un programaexperimental para comprobar esta hipótesis. Otrosinvestigadores emprendieron diversas campañas demedidas para tratar de aclarar el origen de las observa-ciones, detectando una cierta, aunque ambigua, depen-dencia con la altitud.

Un primer paso, aunque insuficiente, apuntando enla buena dirección lo realizó el científico suizo A.Gockel (1860−1927), Figura 7, quien, en 1910,realizó diversas ascensiones a 1100, 1700, 1900 y2800 m con cámaras de ionización a bordo de globos

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Figura 5. E. Rutherford (1871−1937)

Figura 6. Cámara de Wilson Figura 7. A. Gockel (1860−1927)

sonda. Las medidas realizadas en las proximidades dellago de Zürich y, posteriormente, cerca de Bernaexhibían fluctuaciones importantes que no permitíanextraer conclusiones fiables. En cualquier caso,Gockel aventuró que “la radiación debía procederbien de la atmósfera o de un cuerpo celeste otro que latierra”.

Sería finalmente el físico austriaco V.F. Hess(1883−1964), Figura 8, quien, en 1911 y 1912, reali-zaría los experimentos cruciales que pondrían de mani-fiesto de forma concluyente la existencia de una

radiación procedente del espacio exterior. Hess utilizósimultáneamente varios electroscopios y realizó, enuna primera fase, hasta 7 ascensiones (una coincidentecon un eclipse de sol) a bordo de globos sonda que lle-garon hasta una altitud de 4800 m, Figura 9. Lasmedidas precisas señalaban sin ambigüedad que laionización disminuía entre 1000 y 2000 m para, a con-tinuación aumentar rápidamente con la altitud, Figura10.

Hess concluía en su célebre artículo publicado enPhysik, Zeitschrift, XIII, 1912, lo siguiente: “Losresultados de estas observaciones parecen poder inter-pretarse admitiendo sencillamente que una radiacióncon gran poder de penetración procede de la partesuperior de la atmósfera y, aunque progresivamente

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Figura 8. V.F. Hess (1883−1964)

Figura 9. V.F. Hess a bordo de un globo sonda (1912)

Figura 10. Medidas de ionización en función de la altitud rea-lizadas por V.F. Hess

Figura 11. W. Kolhörster (1887−1946)

atenuada por ésta, produce, incluso en las zonas másbajas, una parte de la ionización observada en lascámaras cerradas. La intensidad de está radiaciónparece estar afectada por pequeñas variaciones alea-torias”.

Los resultados obtenidos por Hess fueron confir-mados en el año 1914 por el físico alemán W.Kolhörster (1887−1946), Figura 11, que consiguióascender hasta 9600 m. A esta altitud el incrementoobservado en la ionización era un factor 8 en relacióncon la medida en superficie, Figura 12.

Una vez establecida la existencia de una radiaciónprocedente del espacio exterior aún quedaban nume-rosas cuestiones por aclarar en relación con su natu-raleza. En particular debía tratarse de una radiación demuy alta energía y gran poder de penetración parapoder atravesar una atmósfera de 100 km de espesor.¿Procedía de la parte superior de la atmósfera, delsistema solar, del espacio interestelar, etc? Lasmedidas realizadas durante los años 1910−1914 noparecían ser suficientes para establecer un patrón biendefinido y eran incapaces de validar las explicacionespropuestas, muchas de ellas bastantes exóticas.Desgraciadamente, la Primera Guerra Mundial inte-rrumpió las investigaciones en marcha que no se rea-nudarían hasta los años 20.

En la década de los años 20 el célebre físico nortea-mericano R. A. Millikan (1868−1953), Figura 13,

Premio Nobel de Física en 1923 por su trabajo sobre lacarga elemental de electricidad y el efecto fotoeléc-trico, entró en la escena de los rayos cósmicos. Con laayuda de importantes recursos materiales construyóelectrómetros muy precisos que le permitieron realizaren California y diversos países andinos espectacularescampañas de medidas continuas de la ionización enfunción de la altitud, presión y temperatura. Algunosdatos se obtuvieron con sondas que llegaron a alcanzar15000 m de altitud. Estas medidas confirmaron las rea-lizadas por Hess y Kolhörster y concluyeron que elorigen de la radiación observada no se encontraba en laatmósfera de la tierra.

Como resultado de una campaña de prensa tenden-ciosa, que bautizó la radiación cósmica procedente delespacio exterior como rayos de Millikan, se generóuna agria polémica entre Hess y Millikan. En unartículo publicado en Physik, Zeitschrift en 1926, Hessexpresaría con rotunda claridad su punto de vista:

“En lo que concierne a la publicación de Millikan, yamencionada, querría hacer notar que Millikan hace unrelato acerca del descubrimiento de los rayos cósmicosque podría fácilmente ser malinterpretado.

La determinación reciente debida a Millikan y cola-boradores sobre el alto poder de penetración de losrayos cósmicos ha brindado una oportunidad a distintasrevistas científicas americanas como “Science” y“Scientific Monthly” para introducir el término “Rayosde Millikan”. El trabajo de Millikan es solo una confir-mación y ampliación de los resultados obtenidos por

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Figura 12. Medidas de ionización en función de la altitud rea-lizadas por W. Kolhörster

Figura 13. R.A. Millikan (1868−1953)

Gockel, Kohlhorster y yo mismo entre 1910 y 1913 utili-zando globos sonda para la medida de estos rayos.Rechazar reconocer nuestro trabajo es un error y no estájustificado.”

En 1936 la Academia Sueca reconoció el trabajopionero de V. F. Hess concediéndole el Premio Nobelde Física por el descubrimiento de los rayos cósmicos,nombre que había propuesto años antes Millikan. Hesscompartió el galardón con el físico estadounidense C.D. Anderson (1905−1991) que en 1932 había descu-bierto el positrón, la antipartícula del electrón, estu-diando precisamente los rayos cósmicos.

Una vez consensuado el origen no atmosférico dela radiación cósmica, quedaban por resolver cuestionesesenciales. ¿Eran los rayos cósmicos partículas neutraso cargadas?, ¿Procedían de un fuente única o de unproceso difuso?, ¿Cómo obtenían su energía?.Millikan sugirió que los rayos cósmicos eran elresultado de la formación de núcleos complejos apartir de protones y electrones primarios. Este procesode formación de núcleos complejos se suponía quetenía lugar en todo el Universo, liberando la energía deenlace en forma de radiación g con longitudes de ondadel orden de − nm. En la hipótesis de que leradiación cósmica fuese neutra, ésta no debería serafectada por el campo magnético terrestre. Esta pro-puesta fue contestada por diversos físicos teóricos,entre ellos A. Compton, Figura 14, Premio Nobel deFísica por el descubrimiento del efecto que lleva su

nombre. Compton demostró, en un estudio geográficode los rayos cósmicos basado en medidas realizadaspor diversos grupos, que la intensidad de la radiacióncósmica dependía de la latitud magnética y concluyóque los rayos cósmicos eran predominantemente partí-culas cargadas (protones, electrones o núcleos ató-micos). La polémica científica entre Millikan yCompton llegó a su punto álgido en el congreso de laAsociación Americana para el Avance de las Cienciasen 1932 y fue portada del New York Times y TimeMagazine, Figura 15.

El párrafo siguiente, extraído del artículo “Millikanreplica vehementemente a Compton en la disputasobre rayos cósmicos”, firmado por W. Lawrence en elNew York Times del 31 de diciembre de 1932, revelala intensidad y pasión del debate científico:

“En una atmósfera sobrecargada con drama, en laque el elemento humano no estaba en absoluto ausente,los dos protagonistas presentaron sus puntos de vistacon la vehemencia y el fervor de aquellos debates teó-ricos en épocas pasadas cuando hombres instruidos dis-putaban acerca del número de ángeles que podían bailarsobre el extremo de una aguja. El Dr. Millikan particu-larmente roció su conferencia con observaciones direc-tamente dirigidas al ingenio científico de su antagonista.Obviamente hubo frialdad entre los dos hombres al ter-minar el debate.”

A pesar de la intensa actividad investigadora enrayos cósmicos durante los años 20, era evidente quesu avance estaba limitado por las prestaciones de lainstrumentación disponible. Aunque las cámaras de

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Figura 14. A. Compton (1892−1962)

Figura 15. Portada de Time Magazine (31 diciembre 1932)

ionización eran cada vez más sensibles y fiables, nopermitían decidir si la ionización observada se debía apartículas neutras o cargadas. Dos desarrollos instru-mentales novedosos, el contador de Geiger−Müller yla cámara de niebla, serían esenciales para el avance dela disciplina.

El desarrollo de dispositivos experimentalesbasados en contadores de Geiger−Müller, gracias a lostrabajos pioneros de W. Bothe, Premio Nobel de Físicaen 1954 por la invención del método de coincidencias,Kohlhörster y Rossi, no solo tuvo un impacto enormeen la forma de investigar los rayos cósmicos sino queestán en el origen del desarrollo industrial de compo-nentes básicos de ordenadores, con las consecuenciasconocidas para otras disciplinas científicas y para lasociedad. Como se ha insistido en numerosas oca-siones, los desarrollos científicos aparentemente másalejados de la realidad cotidiana pueden dar lugar aaplicaciones y desarrollos técnicos formidables.

La invención de la cámara de niebla o cámara deWilson constituye un hito extraordinario en el desa-rrollo de la física nuclear y de rayos cósmicos, permi-tiendo medir las principales propiedades de las partí-culas (dirección, velocidad, impulsión y signo de lacarga eléctrica). Está, por ejemplo, en el origen deldescubrimiento del neutrón en 1932, y Rutherford con-sideró que se trataba “del más original y maravillosoinstrumento de toda la historia de la Ciencia”.

D. Skolbelzyn, Figura 16, fue pionero en el estudiode la radiación cósmica con cámaras de niebla inser-

tadas en imanes. Gracias a sus investigaciones pudo,por fin, concluirse que la ionización espontánea degases, observada inicialmente en los experimentos deGockel, Hess y Kohlhörster en 1911−1914, se debía apartículas de alta energía, cargadas eléctricamente, queatraviesan los instrumentos e ionizan a su paso deforma aleatoria átomos y moléculas.

Aunque a finales de los años 20, gracias fundamen-talmente al desarrollo instrumental, se había llegado ala conclusión de que los rayos cósmicos eran partículascargadas muy energéticas, quedaba por desentrañar lanaturaleza y el origen de la radiación que penetra en laatmósfera. Los trabajos pioneros de Rossi apuntaban aque la radiación cósmica tenía dos componentes: unaque puede absorberse con un lámina de plomo de 10cm de espesor y otra que es capaz de atravesar hasta1m de plomo (equivalente a 10 km de aire).Experimentos posteriores, en particular los realizadospor C. D. Anderson, S. Neddermmeyer y P. M. S.Blackett, llegaron a identificar rayos cósmicos conenergías de hasta 20 GeV. El espectro medido de laimpulsión o cantidad de movimiento obedecía a unaley de potencia.

Los estudios de los clichés fotográficos obtenidosen cámaras de Wilson a principios de los años 30pusieron de manifiesto, en numeroso casos, la pre-sencia de varias trazas simultáneas de partículas car-gadas. Estos sucesos se denominaron “cascadas”. Sudescubrimiento, así como el desconocimiento de sunaturaleza, generó considerable perplejidad y crecienteactividad experimental.

Como suele suceder con frecuencia en el campo dela investigación científica, la búsqueda de respuestas acuestiones previamente formuladas suele desembocaren el descubrimiento de nuevos fenómenos. El estudiodetallado de la radiación cósmica cargada con unacámara de Wilson inmersa en un campo magnético,condujo a C.D. Anderson en 1932 al descubrimientodel positrón, el primer ejemplo de antipartícula y unhito extraordinario en la historia de la física. Por estedescubrimiento Anderson recibió en 1936 el PremioNobel de Física.

El descubrimiento del positrón validaba la teoríacuántica del electrón desarrollada en 1926 por el físicobritánico P.A.M. Dirac (1902−1984), Figura 17,

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Figura 16. D. Skobelzyn (1892−1990)

Premio Nobel de Física en 1933 compartido con elfísico austriaco E. Schrödinger (1987−1961).

Dirac predijo que para cada partícula debería existiruna copia, antipartícula, con idénticas propiedadesestáticas (masa, vida media, espín, ...) y algunas consigno cambiado (carga eléctrica, determinadosnúmeros cuánticos). Al descubrimiento del positrón en1932 ya mencionado, siguió en 1955 el descubri-miento del antiprotón en el Bevatrón del LaboratorioNacional de Berkeley (LBNL) por un equipo dirigidopor O. Chamberlain y E. Segré, Premios Nobel deFísica en 1959.

La predicción de Dirac acerca de la existencia deantipartículas, una para cada partícula, ha sida exhaus-tivamente verificada en experimentos realizados enaceleradores de partículas. Sin embargo, desde el des-cubrimiento en 1964 de la violación de la simetría CPen la desintegración de partículas extrañas, losmesones K0 y anti−K0, en un experimento realizado enel Laboratorio Nacional de Brookhaven (BNL) por unequipo de investigadores dirigido por J.W. Cronin yV.L. Fitch, Premios Nobel de Física en 1980, se sabeque algunas propiedades son ligeramente diferentes,del orden del uno por mil ( ) en el caso de las partí-culas mencionadas.

La relevancia de este descubrimiento es extraordi-naria, ya que podría constituir uno de los ingredientesde la explicación basada en las leyes de la microfísica,formuladas por A. Sacharov, Figura 18, en 1967, paraexplicar la aparente evolución asimétrica del Universo

surgido del Big Bang hace cerca de 13.700 millones deaños. Las medidas realizadas hasta la fecha no revelanla existencia de trazas de antimateria cósmica pri-maria, una forma de materia que, de acuerdo con lateoría del Big Bang, debería haber tenido igual abun-dancia en los primeros instantes del Universo. A esterespecto es interesante recordar un párrafo del discursode Dirac con ocasión de la recepción del Premio Nobelen 1933:

“Debemos considerar más bien un accidente que latierra (y presumiblemente todo el sistema solar) con-tenga una preponderancia de electrones negativos y pro-tones positivos. Es bastante posible que para otrasestrellas ocurra lo contrario, estas estrellas estaríanconstruidas principalmente de electrones positivos yprotones negativos. Las dos clases de estrellas deberíanmostrar exactamente los mismos espectros, y no habríamanera de distinguirlas con los actuales métodos astro-nómicos”

La búsqueda de reliquias de antimateria cósmicaprimaria es uno de los ambiciosos objetivos de losexperimentos que estudian los rayos cósmicos fuera dela atmósfera terrestre, desde satélites y otras plata-formas espaciales.

El descubrimiento del positrón confirmaba la teoríacuántica del electrón formulada por Dirac y marcaba elinicio del desarrollo de la Electrodinámica Cuántica(QED), al tiempo que se convertía en el instrumentoteórico para explorar en detalle los mecanismos queintervienen cuando una partícula energética cargadaatraviesa una determinada cantidad de materia. Estaherramienta parecía indispensable para profundizar en

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Figura 17. P.A.M. Dirac (1902−1984)

Figura 18. A. Sacharov (1921−1989)

el conocimiento del fenómeno denominado “cas-cadas”, al que ya nos hemos referido, y de la natu-raleza de las partículas con gran poder de penetración.

Las investigaciones llevadas a cabo en la década delos años 30 permitieron avanzar, al menos cualitativa-mente, en la comprensión de los procesos que tienenlugar cuando una partícula neutra, el fotón, o cargada,el electrón o el protón, atraviesan la atmósfera. Cuandoun fotón atraviesa materia no genera ionización, perosí se produce el efecto fotoeléctrico (el fotón esabsorbido y se libera y eyecta un electrón) y sufre ladifusión Compton (el fotón sufre una difusión y pierdeparte de su energía que libera a un electrón queescapa). Cuando un electrón atraviesa materia ionizalos átomos que encuentra a su paso y también irradiafotones (radiación de frenado o Bremsstrahlung) yproduce pares electrón-positrón. Para otras partículascargadas, por ejemplo el protón, la radiación defrenado se diluye debido a la dependencia con la masa(1/m2). Las “cascadas” inducidas por fotones y elec-trones se denominan electromagnéticas y las inducidaspor el protón u otras partículas cargadas que interac-cionan a través de la interacción fuerte se denominanhadrónicas.

A finales de la década de los 30 existía consensoacerca de la predominancia de partículas cargadas,mayoritariamente positivas, en la radiación cósmica,sin excluir una no desdeñable presencia de fotones yelectrones. También se pensaba que la radiacióncósmica no tenía su origen en el sistema solar. Lasaltas energías medidas en algunos rayos cósmicos

planteaban el problema de los mecanismos de acele-ración y sugerían un posible origen galáctico o,incluso, extra-galáctico.

Aunque desde 1933, gracias a las investigacionesde Rossi, se conocía la existencia de “cascadas” indu-cidas por los rayos cósmicos, el estudio sistemático deestos fenómenos se inicia en 1938 por el físico francésP. Auger (1899−1993), Figura 19, y colaboradores.Los experimentos realizados en el Pic du Midi deBigorre, Piríneos franceses, Figura 20, y en elLaboratorio Jean Perrin de la Jungfrauch, Alpessuizos, Figura 21, entre otros sitios, pusieron de mani-fiesto la existencia de “cascadas” formadas por unagran densidad de partículas que, simultáneamente lle-gaban a una superficie extensa y que eran el resultadode la interacción de una partículas primaria con las

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Figura 19. P. Auger (1899−1993) Figura 20. Observatorio del Pic du Midi de Bigorre

Figura 21. Observatorio Jean Perrin de la Jungfrauch

moléculas atmosféricas. Auger desarrolló algoritmospara determinar la energía de la radiación primaria y,en 1939, anunció que algunas de las “cascadas” obser-vadas alcanzaban energías del orden de 1015 eV.

Como ya hemos señalado, el estudio de los rayoscósmicos tuvo una importancia crucial en el desarrollode la física de partículas elementales o física de altasenergías. Al descubrimiento del positrón en 1932 porAnderson, utilizando una cámara de niebla, siguió eldescubrimiento del muón en 1937 por Anderson yNeddermeyer, utilizando una técnica similar, el descu-brimiento del pión en 1947 por Powell (1903−1969),Premio Nobel de Física en 1950, utilizando emul-siones nucleares, y el descubrimiento de las partículasextrañas en 1947 por un equipo dirigido por Rochester,Butler y Blackett (1897−1974), Premio Nobel deFísica en 1948, en el que figuraba el físico españolRafael Armenteros (1922−2004), Figura 22, utili-zando también una cámara de niebla.

El Congreso sobre rayos cósmicos celebrado en1953 en Bagnères de Bigorre, cerca del Pic du Midi,fue al mismo tiempo un evento memorable para realzarlos resultados sobresalientes obtenidos en esta disci-plina científica pero, también, una ocasión para señalarinequívocamente el nuevo rumbo que, en el futuro,debía seguir la física de altas energías. L. Leprince-Ringuet, Director de la célebre École Polytechnique deParís, uno de cuyos equipos de investigación se habíadistinguido trabajando en el Pic du Midi en los años

50, escribía en 1982, a propósito del Congreso deBagnères, lo siguiente:

“El Congreso de Bagnères de Bigorre en 1953, en miopinión, ha tocado a muerto por los rayos cósmicos y esel propio Powell quien, en su discurso de clausura hadicho: “Señores, de ahora en adelante estamos inva-didos, estamos sumergidos, son los aceleradores””.

Aunque es innegable que la llegada de los acelera-dores y de las cámaras de burbujas quitó protagonismoa la experimentación en física subatómica (búsquedade nuevas partículas elementales) con rayos cósmicos,cámaras de niebla y emulsiones nucleares, el estudiode los rayos cósmicos ha mantenido su interés y actua-lidad.

En 1961, el experimento dirigido por J. Linsley(1925−2002), Figura 23, en Volcano Ranch en NewMexico detectó “cascadas” formadas por N partículas(5 105 N 108) distribuidas en una superficie de 105

m2 poniendo de manifiesto la existencia de rayos cós-micos primarios con una energía de 1018 eV, no encon-trando evidencia de anisotropía en la dirección dellegada ni estructura en el espectro de energía de losrayos cósmicos primarios hasta las mayores energíasobservadas. En 1962, Linsley y colaboradores regis-traron una cascada formada por 5 1010 partículasdeduciendo un valor para la energía de la partícula pri-maria de 1,0 1020 eV. A estos rayos cósmicos deultra−alta energía se les ha denominado a veces“cosmic bullets” (“balas cósmicas”). El experimentoen Volcano Ranch marca el inicio de un programaambicioso para el estudio de los rayos cósmicos de

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Figura 22. R. Armenteros (1922−2004), G. Charpak(1924−2010) y J. Prentki (1920−2009)

Figura 23. J. Linsley (1925−2002)

muy alta energía con nuevos detectores y mayoressuperficies instrumentadas.

¿QUÉ CONOCEMOS ACERCA DE LOSRAYOS CÓSMICOS?

En la Figura 24 se presenta el flujo de rayos cós-micos en función de la energía en el intervalo com-prendido entre 108 y 1021 eV. El flujo medido tiene unapronunciada dependencia con la energía, abarca 30ordenes de magnitud y alcanza energías macroscópicasdel orden de 5 1020 eV, unos 16 J (equivalente a laenergía cinética de una pelota de tenis a la velocidadde 100 km/hora).

Es apropiado señalar que ningún instrumento haconseguido producir hasta la fecha partículas conenergías superiores a las energías extremas de losrayos cósmicos. Cuando el acelerador LHC (LargeHadron Collider) del CERN (Centro Europeo deInvestigación Nuclear, Ginebra, Suiza) funcione apleno rendimiento en el año 2015 se producirán coli-siones entre haces de protones de 7 TeV (1 TeV 1012

eV) y la energía total en el sistema centro de masasprotón-protón será de 14 TeV. Esto es equivalente a

hacer colisionar un haz de protones de 1017 eV, esto esunos 3 ordenes de magnitud inferiores a los rayos cós-micos más energéticos detectados hasta la fecha, conun blanco fijo.

La dependencia del flujo con la energía presentauna estructura que, en la región 1011−1020 eV, puedeparametrizarse como una ley de potencias( ) con varios cambios del índiceespectral g (pendiente). El primero ocurre alrededor de3 1015 eV, se le denomina “knee” (rodilla) y la pen-diente cambia de γ 2,7 a γ 3,0, el segundo tienelugar alrededor de 2 1017 eV, se le denomina “secondknee” (segunda rodilla) y la pendiente cambia de γ3,0 a γ 3,1, y el tercero sucede alrededor de 3 1018

eV, se le denomina “ankle” (tobillo) y la pendientecambia de γ 3,1 a γ 2,7. El flujo integrado porencima de 1019 eV es del orden de 1 partícula/año/100km2 de superficie. El amplio espectro de energíasobservado en el flujo de partículas que llega a la tierrasugiere una variedad de las posibles fuentes y de fac-tores diversos como el viento solar y el campo mag-nético terrestre.

La densidad de energía del flujo de rayos cósmicosen el medio interestelar es comparable al de otrasenergías en el espacio profundo: la densidad de energíade los rayos cósmicos es, en promedio, del orden de

1 eV/cm3, similar a la densidad de energía de la luzvisible procedente de las estrellas, 0,3 eV/cm3, a ladensidad de energía galáctica magnética, 0,25eV/cm3, o a la densidad de energía de la radiación delfondo cósmico de microondas (CMB), 0,5 eV/cm3.

Los rayos cósmicos de ultra-alta energía, porencima de 1018 eV, representan la materia en elestado de máxima desviación de equilibrio térmicoencontrado en el universo y pueden poner de mani-fiesto la existencia de partículas exóticas formadas enla fase inicial del Universo o sugerir fenómenos confundamento físico no estándar, esto es no descrito porel Modelo Estándar de Partículas Elementales eInteracciones. Probablemente también constituyenalgunas de las raras muestras de material extra-galáctico que es posible detectar de manera directa.

La distribución de los rayos cósmicos es isótropa.Esto se debe a que los campos magnéticos galácticos yextra-galácticos curvan la dirección de llegada de los

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Figura 24. Flujo de los rayos cósmicos cargados en función dela energía

rayos cósmicos. Este hecho dificulta la identificaciónde las fuentes primarias.

A pesar de la intensa actividad investigadora rea-lizada desde el descubrimiento de los rayos cósmicoshace 100 años, persisten importantes cuestiones enbusca de respuesta. Por ejemplo: ¿Cuál es la compo-sición?, ¿Cuál es el origen?, ¿Cuáles son los meca-nismos de aceleración?, ¿Existe un valor máximo parala energía?

La composición y abundancia química de los rayoscósmicos proporciona importante información acercade su origen y de los procesos de propagación desdelas fuentes a la tierra. La composición se conoce relati-vamente bien hasta una energía del orden de 1 TeV,aunque no su dependencia temporal. Aproximada-mente el 98% de las partículas cósmicas son núcleosatómicos y el 2% son electrones. De los núcleos, el87% son protones, el 12% son núcleos de helio y el 1%restante son núcleos pesados, Figura 25. La compa-ración entre la distribución de las abundancias rela-tivas de los diferentes elementos en los rayos cósmicosy en el sistema solar revela que no son tan distintas,Figura 26. Ambas distribuciones muestran picoscorrespondientes al carbono, nitrógeno, oxígeno ygrupo del hierro, lo que podría indicar que las partí-culas que forman los rayos cósmicos han sido acele-radas a partir de material con parecida composiciónquímica y abundancias a las que hay en el sistemasolar.

En relación con la posible existencia o no de unvalor máximo para la energía de la radiación cósmicaprimaria que llega a la atmósfera terrestre, existe unlímite teórico derivado en 1966 por K. Greisen, V.Kuzmin y G. Zatsepin (el llamado efecto “GZKCut−Off”), basado en las interacciones entre laradiación cósmica primaria (2.7 K) y la radiación delfondo cósmico de microondas. El cálculo cinemáticorevela que, por ejemplo, la colisión de un protón de1020 eV con un fotón CMB de eV produce unaenergía en el sistema centro de masas del orden devarios cientos de MeV. Al ser la sección eficaz de pro-ducción de piones suficientemente grande, en estasinteracciones se producirán piones reduciéndose laenergía de la radiación primaria. Independientementede cual sea esta energía, el cálculo revela que tras pro-pagarse por el espacio interestelar una distancia de 100Mpc ( 3 108 años luz) la energía será inferior a 1020

eV. La observación de un rayo cósmico con energíasuperior a este valor implicaría por lo tanto que haviajado menos de 100 Mpc. Esta distancia correspondea un valor del corrimiento hacia el rojo (“redshift”) de0,025, pequeño en comparación con el tamaño del uni-verso. De acuerdo con el conocimiento actual acercade posibles entornos susceptibles de generar meca-nismos de aceleración para alcanzar energías del ordende 1020 eV el número de fuentes posibles es limitado,como ya veremos más adelante.

La existencia de rayos cósmicos de muy altaenergía es especialmente relevante para la astronomía

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Figura 25. Flujo de los núcleos atómicos cósmicos en funciónde la energía

Figura 26. Abundancias relativas de los núcleos en los rayoscósmicos y en el sistema solar

de rayos cósmicos procedentes de fuentes cercanas. Ladeflexión de un protón de energía 5 1019 eV debida alcampo magnético galáctico ( 2 µG, 1 G Tesla) ya los campos magnéticos intergalácticos ( µG) esde unos pocos grados y, en principio, parece posiblelocalizar las fuentes de procedencia. Volveremos sobreeste tema al describir brevemente los resultados dealgunos experimentos construidos para el estudio delos rayos cósmicos de ultra−alta energía.

¿QUÉ DESCONOCEMOS O CONOCEMOSINSUFICIENTEMENTE ACERCA DE LOS

RAYOS CÓSMICOS?

Como se ha comentado en la sección anterior, enlas últimas décadas se ha almacenada un robusto con-junto de medidas que permiten conocer el espectro derayos cósmicos cargados (sin distinción de carga eléc-trica y masa) en un amplio intervalo de energías (cercade 13 ordenes de magnitud) en el que el flujo varía encasi 30 ordenes de magnitud. El conocimiento experi-mental de la composición nuclear de los rayos cós-micos y su dependencia con la energía decrece alaumentar ésta. Para energías superiores a aproximada-mente 1018 eV los datos son limitados y no permitenextraer conclusiones fiables acerca de tres cuestionesbásicas:

¿Cómo se aceleran los rayos cósmicos hastaalcanzar las más altas energías?

¿De dónde proceden los rayos cósmicos?

¿Cuál es la composición de los rayos cósmicos?

La primera teoría acerca del proceso de aceleraciónde rayos cósmicos se debe a Fermi y data de 1949.Conceptualmente la teoría desarrollada por Fermi esrelativamente sencilla y consiste en admitir que enentornos astrofísicos la aceleración tiene lugar cuandola energía en movimiento a gran escala macroscópica(ondas de choque o turbulencias en plasmas, objetosmagnéticos compactos rotando, etc) se transfiere a par-tículas individuales. Se trata de un escenario del tipo“Bottom-Up” que supone que todas las partículas car-gadas se aceleran en entornos astrofísicos.

En concreto, la teoría de Fermi establece que elproceso de aceleración es consecuencia de sucesivas

colisiones estocásticas de las partículas individualescon plasmas magnéticos en movimiento. Este meca-nismo, conocido como “Mecanismo de Fermi deSegundo Orden”, predice de forma natural una ley depotencias para el espectro de energías, aunque el valordel índice espectral depende de detalles locales delmodelo y no es capaz de derivar una expresión uni-versal para los rayos cósmicos procedentes de todasdirecciones. El mecanismo, por otra parte, resulta lentoe ineficiente para alcanzar las muy altas energíasobservadas. Una versión más eficiente del modelo deFermi, conocido como “Mecanismo de Fermi dePrimer Orden”, consiste en suponer la existencia deuna potente onda de choque generada en un entornoastrofísico magnetizado que se propaga en el espaciointerestelar. Esta versión del modelo predice un índiceespectral único igual a 2, que es independiente dedetalles sobre el entorno local. El modelo requiere lapresencia de ondas de choque intensas, cuya existenciaparece verosímil en las posibles fuentes de rayos cós-micos.

Gracias a los trabajos de Ginzburg y Ptuskin, desdemediados de la década de los 70 se considera que losremanentes de supernovas son los candidatos prefe-ridos para ser fuentes de rayos cósmicos en la regiónde energías que se extiende hasta 3 1015 eV(“rodilla”). Las explosiones de las supernovas serían elmotor que produce rayos cósmicos de alta energía. Sinembargo, no parece haber acuerdo acerca del meca-nismo preciso para la generación de rayos cósmicos enel intervalo de energías que va desde la primera“rodilla” hasta el “tobillo”, esto es desde 3 1015 eV

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Figura 27. E. Fermi (1901-1954)

hasta 3 1018 eV. Una clase de modelos, denomi-nados “Fireball”, identifican este mecanismo con elfenómeno de radiación sincrotrón, mientras que otraclase de modelos, denominados “Cannon Ball”,apuestan por el efecto Compton inverso. Hasta la fechala polémica entre los partidarios de estos dos posiblesescenarios no se ha zanjado de forma convincente. Porotra parte, aunque mucho se ha argumentado acercadel posible origen extra-galáctico (núcleos galácticosactivos) de los rayos cósmicos con energías superioresal denominado “tobillo”, 3 1018 eV, tampoco parecehaber consenso en torno a esta cuestión.

En relación con la naturaleza y localización deentornos posibles para la aceleración de las partículasy núcleos cósmicos, la expresión Emax bs z B L,derivada en el contexto del “Mecanismo de Fermi dePrimer Orden”, relaciona la máxima energía quepuede alcanzar un rayo cósmico con la velocidad de laonda de choque, la carga eléctrica, el campo magnéticoy la dimensión de la región magnetizada en la que sedesarrolla el proceso de aceleración. En la Figura 28se presenta la localización de posibles fuentes enfunción de su tamaño y de la intensidad del campomagnético. Este diagrama, denominado diagrama deHillas, indica que los objetos celestes situados pordebajo de la línea continua (de trazos) no pueden ace-lerar protones (hierro) a 1020 eV e ilustra la dificultad

de identificar posibles fuentes para suministrar energíaa los rayos cósmicos por encima de la región del“tobillo”.

Aparte de las supernovas, desarrollos teóricosrecientes proponen nuevos escenarios para explicar laexistencia de rayos cósmicos de ultra-alta energía (E1019 eV), entre los cuales caben destacar los modelos“Top-Down” (desintegración o aniquilación de partí-culas super-masivas o reliquias cosmológicas comopodrían ser los defectos topológicos o los monopolosmagnéticos, la aceleración en eventos catastróficos,los estallidos de rayos gamma, etc).

El análisis detallado de los temas esbozados en estasección va más allá del ámbito divulgativo de estetrabajo. En cualquier caso, parece bastante evidenteque 100 años después del descubrimiento de los rayoscósmicos, el origen de éstos sigue siendo en buenamedida una incógnita, con un nivel de incertidumbreque crece con la energía. La solución a las cuestionesplanteadas (fuentes, composición, mecanismos de ace-leración y propagación) va a exigir más y más difíciltrabajo experimental y desarrollos teóricos adicio-nales.

PROYECTOS EN CURSO: UNASELECCIÓN

En esta sección se ha realizado una selección, hastacierto punto arbitraria, de dos clases de proyectos deinvestigación en rayos cósmicos en dos áreas de acti-vidad bien distintas. Una clase está formada por expe-rimentos que estudian los rayos cósmicos a muy altaenergía, donde los flujos son pequeños (inferiores a 1partícula/m2/año para energías superiores a 1016 eV) yse necesitan extensas superficies instrumentadas. Otraclase está formada por experimentos que estudian losrayos cósmicos a energías intermedias, donde losflujos son elevados (superiores a 10 partículas/m2/díapara energías inferiores a 1014 eV) y la instrumen-tación es de dimensiones moderadas y puede instalarseen globos sonda, satélites y otras plataformas espa-ciales.

La primera categoría incluye, como instalación dereferencia, el proyecto, que se desarrolla en elObservatorio Pierre Auger Sur en Malargüe (Mendo-

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Figura 28. Diagrama de Hillas

za, Argentina), y su objetivo prioritario es el estudio delos rayos cósmicos de muy alta energía con el fin deestablecer si hay un valor máximo para la energía delos rayos cósmicos que llegan a la tierra, así como laidentificación de sus posibles fuentes de procedencia.En cierto sentido se trata de un programa de experi-mentación clásico, aunque con instrumentaciónavanzada y redundante, en la línea de los trabajos pio-neros de J. Linsley y colaboradores en los experi-mentos en Volcano Ranch en New Mexico (EEUU) yde G. Zatsepin y colaboradores en los experimentos enlas montañas Pamir en Tajikistan (Asia Central).

La segunda categoría, en la que destaca el proyectoAMS (Alpha Magnetic Spectrometer) a bordo de laEstación Espacial Internacional (ISS), estudia ladependencia temporal y energética de los flujos de par-tículas elementales y de los distintos núcleos atómicosde origen cósmico, busca señales producidas por laposible aniquilación de partículas candidatas a formarparte de la dominante materia oscura del Universo(supersimétricas o de Kaluza−Klein) y trata de identi-ficar antipartículas y anti−núcleos cósmicos primariosque, de acuerdo con la teoría del Big Bang, deberíanhaber existido en los primeros instantes de la vida deluniverso en idéntica proporción que las correspon-dientes partículas y núcleos. En general, estos instru-mentos se han construido basándose en las tecnologíasutilizadas en los experimentos de física de partículaselementales en aceleradores, pero miniaturizadas yadaptadas a las muy exigentes condiciones del entornoespacial.

EXPERIMENTOS EN OBSERVATORIOSEN SUPERFICIE

La propuesta conceptual para la construcción deuna gran instalación científica para la realización demedidas de gran precisión estadística de los rayos cós-micos de muy alta energía se debe a J.W. Cronin yA.A. Watson y se remonta a 1995, Figura 29. La ideaoriginal era construir dos grandes observatorios(Observatorios Pierre Auger), cada uno de ellos conuna superficie instrumentada de aproximadamente3000 km2, uno en el hemisferio Norte y otro en elhemisferio Sur. Este gran despliegue instrumental per-mitiría coleccionar, en cada observatorio, unos 30rayos cósmicos con energías superiores a 1020 eV por

año y medir su energía y dirección de llegada con pre-cisión y separar los neutrinos y fotones de los hadronesprimarios. El diseño conceptual se basaba en una con-figuración híbrida, con detectores de partículas ensuperficie y un conjunto de varios telescopios condetectores de fluorescencia en cada uno de los dosobservatorios. Desde 2004 opera el ObservatorioPierre Auger Sur, Figura 30, con 1600 detectores desuperficie y 24 telescopios. La construcción delObservatorio Pierre Auger Norte, presumiblemente enel estado de Colorado, está aún pendiente de apro-bación.

Los detectores de partículas utilizados en elObservatorio Pierre Auger Sur se basan en el efecto

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Figura 29. J.W. Cronin y A.A. Watson

Figura 30. Detector de superficie y telescopio de fluorescenciadel Observatorio Pierre Auger Sur (Malargüe, Argentina)

Cherenkov y son contenedores cilíndricos de 12000litros de agua purificada de 1,2 m de altura y 3,5 m dediámetro, cada uno equipado con 3 fotomultiplica-dores, dispuestos en una configuración hexagonal.Estos detectores, similares a los ya utilizados en lamatriz de 12 km2 ubicada en Haverah Park, ReinoUnido, en la década de los 70, permiten obtener infor-mación sensible a la composición de los rayos cós-micos. La dirección del eje de la “cascada”, identi-ficada con la dirección del rayo cósmico primario, sereconstruye a partir de la medida de los tiempos dellegada de señales en al menos tres detectores no coli-neales, pudiéndose obtener precisiones entre 1º y 5º.La distribución lateral de las señales permite deter-minar el núcleo de la “cascada”, a partir del cual puededeterminarse el tamaño de la misma y la energía delrayo cósmico primario.

Los telescopios de fluorescencia utilizados en elObservatorio Pierre Auger Sur se basan en la emisiónde luz por efecto de la desexcitación de las moléculasde nitrógeno de la atmósfera, previamente excitadaspor el paso de partículas cargadas. La primera imple-mentación de esta técnica se debe al trabajo pionerorealizado a mediados de la década de los 80 por elgrupo promotor del experimento Fly’s Eye en el de-sierto Dugway Proving Grounds, a 100 km de SaltLake City (Utah, EEUU). En lugar de realizar unmuestreo con numerosos detectores de partículas colo-cados en una determinada configuración matricial, eldetector de fluorescencia hace un seguimiento de latrayectoria de la “cascada” y mide la energía disipada

en la atmósfera, por las partículas que la forman, en uncalorímetro de aire de más de 10 toneladas. Con estatécnica, el cielo se observa por multitud de ojos seg-mentados utilizando fotomultiplicadores. Convieneseñalar que la luz emitida es tan débil que solo esobservable en noches sin luna y sin nubes. En 1991, elexperimento Fly’s Eye observó un rayo cósmico de3,2 1020 eV.

Otros experimentos para el estudio de los rayoscósmicos de muy alta energía utilizan detectores departículas basados en contadores de centelleo (AGASA,Akeno Giant Air−Shower Array en Akeno, Japón) oconfiguraciones mixtas (Yakutsk en Siberia). AGASA,que opera desde 1991, ha instrumentado 100 km2 desuperficie con 110 detectores de partículas y 27 detec-tores para identificación de muones. En 2003 detectóel rayo cósmico más energético observado hasta lafecha, 3,3 1020 eV.

La reconstrucción de la energía y dirección de losrayos cósmicos primarios con las dos tecnologías(detectores de superficie y detectores de fluorescencia)viene afectada por errores sistemáticos diferentes. Lacomplementariedad de las medidas realizadas con dosprocedimientos distintos es una de las grandes ventajasde los sistemas híbridos.

Desde el año 1998, la instalación HiRes (HighResolution Fly’s Eye Experiment), en Dugway, Utah,que es una extensión del proyecto Fly’s Eye, registradatos de rayos cósmicos de muy alta energía. Desde el

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Figura 31. Comparación de los espectros de muy alta energía medidos por varios experimentos

año 2007, el proyecto Telescope Array en el desiertode Millard, Utah, acumula datos de rayos cósmicos uti-lizando una configuración híbrida con una matriz dedetectores de centelleo y técnicas fluorescentes.

Las medidas realizadas en el Observatorio PierreAuger Sur han contribuido a dilucidar la cuestiónacerca de la existencia de un valor límite para laenergía de los rayos cósmicos y confirmado la pro-puesta ya mencionada (“GZK Cut−Off”), Figura 31,zanjando las discrepancias entre los resultados obte-nidos por HiRes (observación del GZK Cut−Off) yAGASA (no observación del GZK Cut−Off).

Con los datos acumulados hasta la fecha no esposible establecer inequívocamente una correlaciónentre las posibles fuentes sugeridas por las medidasdireccionales de rayos cósmicos de muy alta energíarealizadas en Auger y HiRes y la cartografía de núcleosgalácticos activos (AGNs). En Auger (hemisferio Sur)se observa una correlación del 38 7 % mientras queen HiRes (Hemisferio Norte) no hay evidencia decorrelación, Figura 32. Es evidente la necesidad dedatos adicionales para dar una respuesta fiable a laposible correlación entre la región de origen de losrayos cósmicos y la localización de fuentes bien esta-blecidas mediante observaciones astronómicas y/oastrofísicas.

EXPERIMENTOS EN OBSERVATORIOSESPACIALES

Una de las dificultades que presenta el estudio de laradiación cósmica cargada con instrumentación des-plegada en la superficie terrestre, como es el caso delas instalaciones mencionadas en la sección prece-dente, es la existencia de la atmósfera que está en elorigen de la formación de las “cascadas” extensas enaire.

Para altas energías el rayo cósmico primario sefragmenta en multitud de partículas o núcleos secun-darios, a partir de cuya detección se reconstruyen laspropiedades de la partícula o núcleo cósmico primario.Es posible, utilizando la distribución espacial de lossecundarios y la propia evolución espacial de las “cas-cadas”, realizar una determinación razonable de laenergía y, en algunos casos, de su naturaleza (núcleosligeros frente a núcleos pesados). Lo que resultainviable es hacer una medida de la carga eléctrica consu signo. En el caso de los rayos cósmicos de muy altaenergía, el flujo es extremadamente reducido, siendonecesario instrumentar grandes superficies dedetección con las inevitables limitaciones en lo que aprestaciones se refiere. De momento no hay propuestasexperimentales alternativas.

Para energías menores, los flujos son significativa-mente más elevados y es posible diseñar instrumen-tación de tamaño reducido que pueda desplegarse abordo de globos sonda, satélites y otras plataformasespaciales evitando así los problemas derivados de laexistencia de atmósfera y haciendo en principioposible la determinación directa de la energía,dirección, masa y carga eléctrica. Esta posibilidadrequiere inevitablemente disponer de una configu-ración magnética. La intensidad del campo magnéticoasí como el volumen magnetizado e instrumentadopara la medida precisa de coordenadas de trayectoriasdefinen el intervalo de energías accesibles en lasopciones espaciales.

Obviamente, el limitado rango de energías que estetipo de instrumentación permite estudiar restringe losobjetivos científicos que estos programas de investi-gación permiten abordar.

La idea de enviar al espacio un detector magnéticocon este fin se remonta a 1974 y se debe a L. Alvarez

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Figura 32. Correlaciones con AGNs medidas en el Observa-torio Pierre Auger Sur y en HiRes

(Premio Nobel de Física en 1968) y G. Smoot (PremioNobel de Física 2002).

Diversas han sido las iniciativas experimentales eneste sector de la investigación en rayos cósmicos.Como ilustración de la diversidad y ambición de lasactividades en curso en esta disciplina científica rese-ñamos tres proyectos:

1) El experimento con el instrumento BESS(Balloon Borne Experiment with Superconduc-ting Spectrometer) que, a bordo de globossonda, ha permanecido en el espacio a altitudespróximas a 40 km y limitados tiempos de expo-sición (1−3 ascensiones de 1 día de duración poraño) desde el año 1993, Figura 33.

2) El experimento con el instrumento PAMELA(Payload for Antimatter Exploration and LightNuclei Astrophysics), acoplado al satélite rusoResus−DK1 para la observación terrestre ypuesto en órbita por el cohete Soyuz TM2 lanza-do el 15 de junio de 2008 desde la base deBaikonur, Figura 34.

3) El experimento con el instrumento AMS−02(Alpha Magnetic Spectrometer) enviado al espa-cio el 16 de mayo de 2011 desde el KennedySpace Center, en la misión espacial STS−134realizada por el trasbordador Endeavour e insta-lado en la Estación Espacial Internacional el 19de mayo de 2011, Figura 35.

Los experimentos BESS, AMS−01 (el experimentoprecursor de AMS−02 en vuelo precursor a la estaciónespacial MIR a bordo del trasbordador Discovery en1998) y PAMELA han realizado medidas del cocientede los flujos de los núcleos de Helio y anti−Helio,Figura 36, obteniendo límites superiores en unlimitado intervalo de energías.

El experimento PAMELA ha realizado medidasprecisas del cociente de los flujos de protones y anti-protones y de positrones y electrones, Figura 37. Estasmedidas tienen relevancia en la búsqueda de señalesque puedan clarificar la naturaleza de la materiaoscura. La situación actual es bastante confusa, ya queen el caso del cociente de los flujos de antiprotones yprotones los modelos fenomenológicos explican su

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Figura 33. El instrumento BESS

Figura 34. El instrumento PAMELA

Figura 35. El instrumento AMS−02 instalado en la EstaciónEspacial Internacional

dependencia con la energía, mientras que en el casoleptónico se observa una incompatibilidad signifi-cativa. Parece necesario extender el intervalo deenergías estudiado, uno de los objetivos del experi-mento AMS−02.

Los tres experimentos (BESS, PAMELA yAMS−02) están diseñados y construidos como detec-tores de partículas. A la vista del interés de los datoscoleccionados por PAMELA y habida cuenta de la ins-trumentación más avanzada desarrollada paraAMS−02 (inclusión de un detector de radiación detransición y de un contador Cherenkov, un detector detrayectorias de mejores prestaciones que permitemedir la rigidez hasta 2100 GV en lugar de 740 GV,etc), el mayor tamaño (7500 kg en lugar de 480 kg) yla muy superior aceptancia geométrica de AMS−02(4500 cm2sr en lugar de 21 cm2sr), no parecearriesgado augurar un programa científico de notablerelevancia para AMS−02.

Para terminar esta sección parece apropiado men-cionar un ambicioso proyecto espacial, JEM−EUSO(Extreme Universe Space Observatory on theJapanese Experiment Module), que aspira a colocar uninstrumento en la Estación Espacial Internacional para

el estudio de los rayos cósmicos de muy alta energía.La idea de JEM−EUSO es construir un telescopioespacial de fluorescencia que pueda medir rayos cós-micos y almacenar más de 1000 sucesos con energíassuperiores a 7 1019 eV en 3−5 años de operación. Eltelescopio refractivo de JEM−EUSO utilizará unacámara digital extremadamente rápida, multi−pixe-lizada, de gran apertura y con un gran campo de visión( 30º). Dispondrá de dos lentes de Fresnel curvadas yun plano de difracción para observar las trayectoriasfluorescentes producidas en el rango ultravioleta(330−400 nm) con una resolución temporal de 2,5 msy una resolución espacial de 0,75 km. La superficiefocal estará formada por 6000 fotomultiplicadores concerca de 200.000 pixels. El objetivo es enviar el teles-copio JEM−EUSO al espacio, a bordo de uno de losvehículos de carga HTV, en un cohete japonés H−IIBantes del año 2015.

ALGUNAS APLICACIONES DEL ESTUDIODE LOS RAYOS CÓSMICOS

Aunque, desde el punto de vista científico, elobjetivo último de la investigación en rayos cósmicoses conocer cómo y dónde se producen y aceleran, cuál

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Figura 37. Compilación de medidas del cociente de los flujosy

Figura 36. Compilación de medidas del cociente de los flujosantihelio / helio

es su dependencia temporal con la energía y su compo-sición y cómo se propagan y confinan en el espaciointerestelar, la medida precisa de los flujos de partí-culas y núcleos de origen cósmico tiene un interésañadido en el contexto de los vuelos tripulados delarga duración. Su conocimiento es prioritario paradeterminar las dosis recibidas por las tripulaciones ydiseñar métodos de protección de las mismas. Lasmedidas que realizará AMS−02 en los próximos añosserán relevantes en este contexto como también lo hasido la actividad de I D relacionada con el desarrollode bobinas superconductoras que permitirían fabricarhabitáculos para las tripulaciones blindados a laradiación.

Por otra parte, el estudio de cómo estos flujos seven afectados por variaciones del viento solar y suposible influencia en el proceso de formación de nubeses un tema de indudable interés en climatología. Desdeel siglo XIX existen indicios de que los ciclos térmicosdel sol podrían ser un factor determinante en las oscila-ciones climáticas de la tierra.

Para esclarecer la posible relación entre lavariación en el flujo incidente de rayos cósmicos sobrela atmósfera y el proceso de formación de nubes, lacolaboración CLOUD (Cosmic Leaving OutdoorDroplets) propuso en el año 2000 realizar un experi-mento en el CERN que tiene como objetivo estudiar larelación entre los rayos cósmicos y la formación denúcleos de condensación (iones pesados, partículas deaerosol, gotas minúsculas y cristales de hielo), profun-dizar en el conocimiento de los mecanismos microfí-sicos que hacen que los rayos cósmicos modifiquen laspropiedades de los núcleos de condensación y simularlos efectos de la radiación cósmica sobre las propie-dades de aerosoles y nubes en las cambiantes condi-ciones atmosféricas (presión, temperatura).

El experimento en cuestión consiste en una cámarade Wilson de gran tamaño (3m de diámetro, 3,7 m dealtura), operando a una presión de 1−1,3 bar, Figura38, expuesta a un haz de π+ de 3,5 GeV/c producidosen el Sincrotrón de Protones del CERN que simularánla radiación cósmica. CLOUD dispone de un sistemade luz ultravioleta, opera en un campo eléctrico ( 50kV, 50 kV), tiene sistemas de aislamiento y regu-lación térmica y enfriamiento y mezcla de gases. Elsistema de gases permite inyectar muestras de

aire/H2O, NH3, SO2 en la cámara de Wilson equipadacon numerosos instrumentos de análisis para la medidade la concentración y tamaño de aerosoles. CLOUDinició su andadura en el año 2009 y los primeros resul-tados ponen de manifiesto que la formación de aero-soles en la parte baja de la atmósfera no se debe exclu-sivamente a acido sulfúrico, agua y amoniaco sino quehay vapores adicionales cuyo origen, natural ohumano, es preciso averiguar así como su influenciaen el proceso de formación de nubes. Esta previsto queeste experimento continúe tomando datos en los pró-ximos 2−3 años.

PERSPECTIVAS

En este trabajo se ha tratado de esbozar el caminorecorrido en la física de los rayos cósmicos desde queen 1912 V.F. Hess descubriese su existencia. Tras lainterrupción de actividades ocasionada por la PrimeraGuerra Mundial, en las décadas de los años 20 y 30 seacumuló, gracias al desarrollo espectacular de la ins-trumentación y muy en particular de la cámara deWilson, evidencia significativa acerca de su proce-dencia, más allá de las capas altas de la atmósfera, y desu naturaleza. Se trata de partículas o núcleos atómicoscon gran poder de penetración, alta energía y prepon-derancia de cargas eléctricas positivas. También se hareseñado la importancia crucial de la experimentacióncon rayos cósmicos para el desarrollo de la física departículas elementales con anterioridad a la llegada delos grandes aceleradores a principios de la segundamitad del siglo XX y resumido el conjunto de cues-tiones que siguen a la espera de una respuesta rigurosa.

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Figura 38. El instrumento CLOUD

En este trabajo se ha puesto especial énfasis en losdesafíos que plantea el estudio de los rayos cósmicosde ultra-alta energía y seleccionado algunos experi-mentos en curso, en laboratorios en superficie y enentornos espaciales, para ilustrar la vitalidad de estadisciplina científica. Para terminar, se ha descrito bre-vemente un proyecto de investigación que trata deestablecer una conexión entre la variación del flujo derayos cósmicos y la formación de nubes, un tema deindudable interés en climatología.

Por otra parte, como se ha mencionado en estetrabajo, los rayos cósmicos seguirán siendo una sondade enorme relevancia para progresar en el conoci-miento de la estructura última de la materia, la compo-sición en materia-energía del universo y la cuantifi-cación de la aparente asimetría en materia−antimateriadel universo.

AGRADECIMIENTOS

El autor de este trabajo quiere agradecer a la Dra.María Isabel Josa Mutuberria y a Carlos Díaz Ginzo,del Departamento de Investigación Básica delCIEMAT, la lectura cuidadosa del texto, así comonumerosas sugerencias, y la inestimable ayuda en lapreparación de las figuras.

REFERENCIAS

Este trabajo está inspirado en una conferencia pro-nunciada por el Prof. J.W. Cronin en la Fundación

BBVA el 11 de abril 2011 dentro del Ciclo deConferencias de Astrofísica y Cosmología “La Cienciadel Cosmos, La Ciencia en el Cosmos”.

Los libros:

1. “Quand le ciel nous bombarde, qu’est ce que lesrayons cosmiques”, Michel Crozon, Vuibert (2005),

2. “Cosmic Rays and Particle Physics”, Thomas K.Gaisser, Cambridge University Press (1990)

3. “Astroparticle Physics”, Claus Grupen, Springer(2005)

constituyen una excelente y pedagógica introducción alos rayos cósmicos.

Otros artículos consultados para este trabajo hansido:

1. J.W. Cronin, Reviews of Modern Physics, Vol 71,No.2, S165 (1999)

2. J.W. Cronin, Nucl. Phys. Proc. Suppl. 138, 465(2005)

3. M. Nagano and A.A. Watson, Reviews of ModernPhysics, Vol 72, No.3, 689 (2000)

4. X.Bertou, M. Boratav and A. Letessier-Selvon,International Journal of Modern Physics A, Vol. 15,No. 15 (200) 2181-2224

5. S. Yoshida and H. Dai, J. Phys. G: Nucl. Part. Phys.24 (1998) 905-938

6. P. Bhattacharjee and G. Sigl, Pyisics Reports 327(2000) 109-247

7. A. Dar and A. De Rújula, Physics Reports 466(2008) 179-241

8. K. Nakamura et al, Review of Particle Physics,Particle Data Group, J. Phys. G: Nucl. Part. Phys. 37(2010) 075021

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