Los átomos que están implicados en nuestra vida diaria no son muy energéticos. Vea el aire que respiramos: sus moléculas tiene energías de unos 0.03 ev (electron-voltios - vea partículas energéticas) y se mueven tan rápido como balas de cañón, algo más lentas que un satélite normal. Esas moléculas rebotan entre ellas como bolas de billar, sin fuerza suficiente como para afectar su estructura y liberar electrones.

El plasma solar es mucho más caliente, y el de la magnetosfera lo es aún más. Los electrones de las auroras tienen típicamente de 1000 a 10,000 ev, como los protones de la cola magnética. Los protones de la corriente de anillo tienen más, alrededor de 20,000 a 100,000 ev, mientras que los protones del cinturón interior aún son más altos, normalmente de 10,000,000 a 100,000,000 ev. En resumidas cuentas, la magnetosfera es un entorno de alta energía, donde no son raras velocidades de 1/10 de la velocidad de la luz.

¿Es raro este entorno?, ¿Se puede comparar al resto del Universo?, los iones y electrones de alta energía de la magnetosfera ¿son una población rara y excepcional?

La respuesta inesperada es que las energías aún mayores son bastante comunes en el universo. Una evidencia es la lluvia de iones rápidos que bombardea constantemente a la Tierra, que llegan del espacio lejano y que son mucho más energéticos que los encontrados en la magnetosfera. Se les conoce como rayos cósmicos o radiación cósmica.

Los Rayos Cósmicos y la Luz Estelar

Individualmente los iones de los rayos cósmicos son mucho más rápidos y más energéticos que los atrapados en el campo terrestre, aunque su densidad media conjunta es pequeña. Por lo tanto la radiación no es intensa, nos proporciona casi la misma energía que la luz estelar. No suena a mucho, hasta que recordamos lo que son las estrellas - soles distantes, unos cien mil millones viajando juntos en nuestra galaxia, e innumerables billones en galaxias más distantes. “Tan intensa como la luz estelar” parece decir que nuestra galaxia proporciona casi tanta energía a las partículas exóticas que se mueven cercanas a la velocidad de la luz, como la que proporciona a la luz visible de sus miles de millones de estrellas.

Realmente, el origen de los rayos cósmicos probablemente no es tan intensa, dado que las partículas de los rayos cósmicos pueden permanecer en torno a la galaxia más tiempo que la luz estelar. La luz se mueve en línea recta, una vez pasa por nuestra galaxia y se va hacia el gran vacío intergaláctico. Esto puede necesitar, digamos, 5000 - 50.000 años, viajando distancias de muchos años luz. Por otra parte, los iones de rayos cósmicos, pueden ser atrapados en la galaxia por débiles campos magnéticos - atrapados, no para siempre, ya que antes o después golpean un átomo del gas enrarecido que llena el espacio vacío entre las estrellas, sino durante un período de unos 10 millones de años.

Si los rayos cósmicos permanecen (de media) 1.000 veces más tiempo que la luz estelar, su origen solo necesita 1/1000 de la cantidad de energía de las estrellas para alcanzar la intensidad de la luz estelar. Pero incluso 1/1000 de la energía de la luz estelar es una cantidad enorme. Si el Sol hubiera invertido 1/1000 de su energía entrada en la radiación cósmica, el nivel de radiación a su alrededor habría sido suficiente para eliminar cualquier forma de vida que surgiera en la Tierra.

¿Qué era?

¿Qué clase de partículas eran esas? Sobre el suelo raramente encontramos los rayos cósmicos “primitivos”, debido a que generalmente colisionan altos en la atmósfera y todo lo que obtenemos debajo es una lluvia de fragmentos muy rápidos. Sin embargo, se han enviado placas fotográficas sensibles mediante globos a la parte alta de la atmósfera y han registrado el paso de partículas de rayos cósmicos “primarios”. Se han revelado las placas, se han analizado sus rastros mediante microscopios y por el grosor de esos rastros se han identificado las partículas que los han causado. Este método mostró que las partículas de los rayos cósmicos son de una clase familiar - en su mayoría hidrógeno, algunas de helio, cantidades menores de carbono, oxígeno, etc. e incluso algunos átomos de hierro y otros elementos pesados, en proporciones similares a los encontrados en el Sol. La conclusión parece ser que es materia común, que ha experimentado algún proceso para ganar energías gigantescas.

Esas energías son enormes. La atmósfera protege de los rayos cósmicos tan eficazmente como una pared de hormigón de más de 4 metros de espesor, a pesar de eso una gran cantidad de partículas de los rayos cósmicos logran enviar a su través fragmentos por todas partes. Algunas tienen energías mucho mayores, aunque cuando aumenta su energía disminuye su cantidad. Los iones de los rayos cósmicos con mayor energía producen en la atmósfera lluvias de varios millones de fragmentos, que cubren muchos acres, y sus fragmentos más energéticos se pueden registrar hasta en minas profundas, una milla bajo tierra. Solo unas pocas partículas son tan energéticas - un experimento puede registrar una a la semana - pero su existencia es real. ¿Cómo puede un núcleo atómico aumentar su energía hasta ese extremo?

Supernovas

Los rayos cósmicos provienen de todas las direcciones del espacio, pero eso no significa que sus orígenes están por todo nuestro alrededor. Más bien, están desviándose y esparciéndose constantemente debido al campo magnético de la galaxia, hasta que ha desaparecido cualquier vestigio de su movimiento original. De forma parecida, la luz solar de un día muy nublado parece que llega desde todo el cielo y no tenemos ni idea de donde está realmente el Sol, por que su luz se difunde por las gotas de agua de las nubes.

Supernova en la nebulosa del   Cangrejo nbsp;vista en rayos X   por el vehículo espacial Chandra.

Cuando se pierde la evidencia directa, solo se puede suponer, usando la física y lo que sepamos del universo. El acuerdo actual es que los iones de rayos cósmicos son energizados por ondas de choque que se expanden desde supernovas.

Una supernova es una estrella que ha agotado todo el “combustible nuclear” de elementos ligeros (especialmente hidrogeno), necesario para mantenerla brillando. Su “combustión nuclear” convierte gradualmente los elementos ligeros en pesados y el calor que produce mantiene a la estrella hinchada, resistiendo la atracción de la gravedad que quisiera atraerla. Cuando la estrella no puede continuar produciendo calor nuclear, se colapsa repentinamente y adquiere menor volumen, cediendo una enorme cantidad de energía gravitatoria en el proceso. Mucha de esa energía se gasta en una gran explosión, expulsando las capas exteriores hacia el espacio y creando un enorme frente de choque en expansión.

Con mucha suerte, se observó una explosión semejante en una galaxia cercana en 1987 y su onda de choque (brillo interior, imagen superior) ha sido observado recientemente, juntamente con algunas de la primeras emisiones (círculos mayores) que aún intrigan a los astrónomos:

Rayos Cósmicos y Magnetosfera

¿Dónde encaja todo esto en la magnetosfera? Ni la aceleración debido a los choques de colisiones libres, ni otros procesos de aceleración de partículas observados o planteados en el espacio, se pueden reproducir en el laboratorio. No tenemos forma de reproducir las largas distancias o las bajas densidades espaciales y los fenómenos no se pueden dimensionar a tamaño de laboratorio.

Intentando comprender la física de esos fenómenos, el entorno terrestre es nuestro mejor laboratorio, y los satélites son sondas que nos pueden proporcionar información relevante. Por ejemplo, El choque de proa de la Tierra (una onda de choque relativamente suave) se puede estudiar para velocidades del viento solar y ángulos del campo magnético variables, y algunos procesos de aceleración ocurren allí.

La aceleración de choque también toma su lugar dentro de la magnetosfera (pulse aquí para ver el relato de uno de estos casos, en marzo 1991). También existen otros modos de aceleración, en subtormentas y haces aurorales; en el distante universo y sobre el Sol también pueden ocurrir procesos similares. Con el paso del tiempo, la razón más importante para estudiar la magnetosfera podría ser que sea nuestro “laboratorio cósmico”, reproduciendo los procesos que afectan al distante universo.

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Author and Curator:   Dr. David P. Stern
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Co-author: Dr. Mauricio Peredo

Spanish translation by J. Méndez

Last updated 24 February 2000      Traducido el 7 de julio de 2001