Introducción
El hombre está expuesto desde sus orígenes a diversas fuentes radiactivas, tanto de origen natural, por ejemplo, el suelo que contiene pequeñas concentraciones de Uranio, Torio o uno de los isótopos del Potasio (K-40), como artificiales (producción eléctrica de origen nuclear o de carbón, exposiciones médicas, etc.).Entre las fuentes naturales también figura la exposición a la que estamos sometidos por la radiación cósmica.
Radiación cósmica
El termino radiación cósmica es muy amplio e incluye las partículas primarias energéticas de origen extraterrestre que interaccionan con la atmósfera de la Tierra (rayos cósmicos primarios) y las partículas secundarias que se generan por dicha interacción con los componentes de la atmósfera (rayos cósmicos secundarios). También hay que tener en cuenta los llamados radionucleidos cosmogénicos.Rayos cósmicos primarios Su origen es difícil de precisar, provienen de nuestro sistema solar, de nuestra galaxia, de otras galaxias, explosiones de supernovas, pulsars y de ...
Se clasifican de acuerdo con su origen en rayos cósmicos primarios galácticos, que se originan fuera del sistema solar, y rayos cósmicos solares que son emitidos por el Sol.
Estos rayos inciden en la Tierra, aunque no todos llegan a nivel del mar gracias a nuestra atmósfera, sin ella no habría vida.
La radiación cósmica primaria galáctica consiste fundamentalmente en un bombardeo de protones y una menor proporción de núcleos de Helio (partículas alfa), electrones y núcleos más pesados. La energía de estas partículas es muy elevada y se han llegado a detectar partículas con 1011 GeV (1020 eV) aunque el término medio es del orden de 1010 eV (nota: 1 eV = 1.6 10-19 J). De hecho se estima un flujo de partículas con energías superiores a 1020 eV en 1 por km2 y por siglo, frente a 1 por m2 y segundo de partículas con 1012 eV.
El Sol emite en las llamadas erupciones solares, enormes cantidades de protones y partículas alfa que llegan a la Tierra con un flujo varios ordenes de magnitud superior al de la radiación cósmica primaria galáctica pero con energías promedio muy inferiores, en el rango de los miles de eV, que se denomina rayos cósmicos solares o viento solar. Pero estas partículas no pueden penetrar en la atmósfera y no alcanzan la superficie de la Tierra. Parte del viento solar permanece atrapado en el campo magnético de la Tierra y forma el campo de radiación de Van Allen. Otros partículas más energéticas, penetran en capas superiores de la atmósfera y se acumulan en estrechas zonas de los polos magnéticos de la Tierra formando las auroras.
La radiación cósmica primaria galáctica al incidir con los núcleos que forman la atmósfera producen reacciones que originan otros núcleos y que a su vez producen nuevas reacciones con la formación de otras partículas como piones, mesones, kaones... y que a su vez otras partículas produciendo las cascadas de partículas. Por ejemplo, una partícula de 1018 eV puede iniciar una enorme cascada de partículas secundarias (showers) de hasta varios miles de millones en el tiempo que tarda en alcanzar el nivel del mar y que se pueden extender en un área de incluso kilómetros cuadrados.
Con este complicado mecanismo se producen los denominados nucleidos cosmogénicos. Como consecuencia de la radiación cósmica secundaria con los núcleos de los átomos de los elementos que se encuentran en la atmósfera, se produce una serie de radionucleidos inducidos a los que se denominan cosmogénicos, y que se encuentran tanto en la superficie de la Tierra como en la atmósfera. El ritmo de formación varía tanto con la altitud como la latitud. Una relación de estos es:
Tritio, Be-7, Be-10, C-14, Na-22, P-32, P-33, S-35, Cl-36, Kr-81, Ar-39
Los más importantes desde el punto de vista en los seres vivos son el Tritio, C-14, Na-22 y el Be-7.
Mención especial es el C14 que se produce al interaccionar neutrones térmicos con núcleos de Nitrógeno y liberarse un protón N14 (n,p) C14 . Como su periodo es muy largo, 5.730 años, el C14 se mezcla con todo el Carbono contenido en la atmósfera y la biosfera. Los seres vivos al asimilar el Carbono natural también incorporan la parte correspondiente del Carbono radiactivo. De esta forma una parte de la radiactividad de nuestro cuerpo es debida a este radioisótopo y se estima en unos 3.700 Bq .
El resultado de todos los procesos descritos anteriormente es que a nivel del mar hay un flujo de muones, protones, electrones, neutronesŠ cuyo origen hay que situarlo tan lejos de la vida en la Tierra.
Un poco de historia
Cecil Powell en la ceremonia de entrega de su Premio Nobel de Física en 1950, recompensado por las mejoras que había realizado con un método para detectar partículas atómicas y por el descubrimiento entre los rayos cósmicos de mesones pi, predichas por el también laureado Hideki Yukawa, decía " viniendo del espacio e incidiendo en la alta atmósfera, hay una lluvia de partículas cargadas conocidas como radiación cósmica primaria".Tras el descubrimiento de los rayos X, por Wilhelm Conrad Roentgen (el primer Premio Nobel de Física), y la radiactividad natural por Henri Becquerel, numerosos científicos se interesaron por los temas radiactivos.
Una de las primeras tareas que se plantearon los investigadores fue la de conocer cuanto de radiactiva era una determinada sustancia. Para ello se valieron de la ayuda de un equipo conocido como electroscopio, que permite determinar una relación entre carga eléctrica almacenada e intensidad de radiación. Uno de los datos más curiosos que suministraban estos instrumentos era que aun estando rigurosamente aislados se descargaban lentamente en el seno del aire. Esto lo observaron, en 1903, Lord Rutherford (Premio Nobel "enfadado" porque le concedieron el galardón no en Física sino en Química) y Mclennan. Estaban trabajando con una cámara de ionización y comprobaron la existencia de una pequeña ionización a pesar de un blindaje en la cámara de casi 2 cm de Plomo. Las preguntas eran muchas pero la conclusión era que el aire está ionizado.
Ahora sabemos que la explicación radica en la Radiactividad Ambiental en donde la radiación cósmica juega un papel importante.
La primera pista surgió cuando en 1910 el Padre jesuita Theodor Wulf, se subió con su electroscopio a la Torre Eifel (para comprobar si su equipo también sufría la "obligada" descarga), pero ante su asombro midió más radiactividad. Pensó que esa radiación extra podía tener una procedencia extraterrestre y propuso enviar globos sonda para comprobarlo. Pero prefirió tener los pies en el suelo, y esta aventura y la gloria se la dejó a otros.
La siguiente meta era subir mas alto y sencillamente estudiar los resultados. Así que los físicos en globo...
Es lo que hizo el físico austriaco Victor Hess. En 1911 empezó su carrera hacia lo más alto. Cargado con su correspondiente electroscopio, comprobó que conforme ascendía la intensidad de radiación disminuía pero a una altura de aproximadamente 5000 metros la radiación era más intensa que incluso a nivel del mar. Otro hecho que aumentó el enigma era que la intensidad de ionización no variaba significativamente al pasar del día a la noche, además del gran poder de penetración de esta desconocida radiación. Hess concluyó que había una radiación cuyo origen estaba fuera de la Tierra. Por estos estudios recibiría su Premio Nobel de Física en 1936.
Más tarde, W. Kohlhorster, en Alemania, confirmó las hipótesis de Hess hasta alturas de 9300 m. Otros investigadores dieron la razón a Hess, en especial el americano Robert Millikan, quien acuño el térmivo rayos cósmicos en 1925. También hay que citar en esta empresa las exploraciones de Piccard (quien en el interior de una cabina esférica presurizada alcanzó la altitud de 16201 metros, alcanzando la estratosfera), Regener, etc.
Un hallazgo también fundamental lo realizó el físico holandés Clay en 1927. Comprobó que la intensidad de la radiación cósmica varía con la latitud, siendo máxima en los Polos y mínima en el Ecuador.
Uno de los discípulos de Millikan, Anderson, en 1932, analizando los rayos cósmicos descubrió una partícula prevista sólo en la mente de uno de los físicos más geniales de este siglo, Dirac. Para ello intercaló una lámina de Plomo de seis milímetros de espesor en el interior de una cámara de niebla, colocada entre los polos de un potente electroimán. Entre las muchas trayectorias debidas a los rayos cósmicos, hubo una que destacó por su significación. Correspondía a la de una partícula en todo igual a la del electrón, pero de carga contraria: el positrón.
Otro dato de enorme importancia. En 1933 Pierre Auger observó que detectores de partículas en la superficie terrestre separados varios metros de distancia registraban señales simultáneas. Ya se ha comentado anteriormente que cuando una partícula primaria choca con los átomos de la atmósfera se forman partículas secundarias, las cuales a su vez vuelven a chocar con otros átomos y ŠEl resultado es una "cascada atmosféricas" ( o "chubascos atmosféricos'').
Si los estudios sobre los rayos cósmicos empezaron a nivel del mar, y poco a poco, con ascensiones a montañas o en globos fueron alejándose de la Tierra, ahora también se hacen estos estudios, y en particular de unas de sus más famosas partículas, el neutrino, pero en el interior de cuevas a muchos cientos de metros por debajo del nivel del mar. O sea los físicos bajo tierraŠ
Si quieres conocer más puedes consultar,
Figures in Radiation History
Victor Franz Hess
Discovery of Cosmic Rays
Victor Franz Hess
El Observatorio Pierre Auger : Se informa acerca de este Proyecto y sobre los rayos cósmicos en general.
Radiación cósmica de fondo
En 1931, Karl Jansky, un ingeniero de los laboratorios Bell Telephone en los Estados Unidos, recibió el encargo de estudiar el origen de las perturbaciones que afectaban a las líneas telefónicas, provocando interferencias que distorsionaban la señal a transmitir con la consiguiente pérdida de calidad. Para ello construyó una gran antena de comunicaciones y tras varios meses de trabajo descubrió lo que parecía era su origen. La mayoría de las interferencias eran producidas por la actividad eléctrica que se originaba durante las tormentas. Pero también señaló que había "algo" que procedía del espacio, aunque no supo añadir más detalles. Este hallazgo no despertó ningún interés quizás por esa falta de concreción. Sin embargo, señala un descubrimiento se suma importancia: los cielos nos envían algo más que luz en el espectro visible.Durante los cinco años siguientes este descubrimiento permanece en el olvido hasta que en 1936, G. Reber, construyó en el jardín de su casa otra antena para estudiar esas misteriosas emisiones que provenían del cielo. Tampoco pudo desvelar el secreto, limitándose a publicar sus resultados, en 1940, en la revista Astrophysical Journal.
La II Guerra Mundial hizo su aparición. Muchos proyectos de investigación quedaron relegados en favor de otros con un fuerte componente bélico, como fue el caso del radar. Toda investigación que se hizo en este campo, y fue mucha, contribuyó a que se mejorase nuestra comprensión del mecanismo de envío y recepción de las ondas, además de mejorar la calidad de los equipos que se usaban en las comunicaciones y aumentar la fiabilidad del mensaje a transmitir. Sin embargo nuestra historia comienza más tarde.
La compañía Bell Telephone disponía desde finales de los años cincuenta, en Craford Hill, New Jersey, de una antena de radio con la que poder realizar investigación básica dentro del programa de telecomunicaciones con los satélites ECHO y TELSTAR. En 1964 dos investigadores de dicha compañía, Arzo Penzias y Robert Wilson, fueron asignados al proyecto con la misión de mejorar la calidad de la antena.
Ya por aquel entonces las transmisiones vía satélite se perfilaban como unos de los modos de comunicación más importantes, y era necesario conocer las respuestas de los instrumentos así como las posibles interferencias que se pudieran producir en las señales.
Las características del equipo, un reflector de 7 metros en forma de cuerno con un nivel de ruido muy bajo, lo convertían en un instrumento ideal. Como primera medida, Penzias y Wilson, se propusieron identificar cualquier emisión de ruido en el sistema.
Ya en 1961 uno de los ingenieros de la compañía, E. A. Ohm, comunicaba en el Bell Systems Techical Journal, de un exceso de señal en la antena que después de eliminar todo lo que pudiera explicarlo, correspondía a una longitud de onda de 7.35 cm.
Penzias y Wilson comenzaron sus observaciones preparando la antena para captar cualquier señal a la longitud señalada por Ohm. Eran optimistas y pensaban que serían capaces de identificar y eliminar cualquier interferencia hasta obtener una antena de radio de características casi perfectas. Intuían las posibles causas del ruido detectado por Ohm: el movimiento al azar de los electrones dentro de la estructura de la antena de radio así como en los circuitos de todo el equipo, los ocasionados por la atmósfera terrestre y por cualquier otra fuente de ondas de radio que hubiera en los alrededores de la antena.
La contribución de la atmósfera terrestre, por ejemplo, podía ser fácilmente identificada porque tiene una fuerte dependencia con la dirección: es proporcional al espesor de la atmósfera a lo largo de la dirección en la que apunta la antena, menor en el cenit y mayor hacia el horizonte.
Si eran capaces de analizar cada ruido y cuantificarlo podrían más adelante "restarlo" de la señal global que se obtuviera y así conocer realmente el valor de la señal que les interesaba.
Con gran sorpresa, Penzias y Wilson, comprobaron que captaban a 7.35 cm una cantidad considerable de ruido de microondas. Lo curioso es que este ruido parásito no variaba de intensidad con la hora del día ni con la estación del año, y tampoco dependía de la dirección a la que se orientase la antena: era así pues isótropa. Este no era el resultado que ellos esperaban y revisaron todas sus anotaciones. Pensaron que a lo mejor la antena estaba generando más ruido eléctrico del que ellos habían supuesto y decidieron volver a empezar. Ahora tuvieron que tener en cuenta otros hechos que habían obviado por su previsible poca importancia.
Habían observado que unas palomas usaban la antena como zona de descanso. Fueron atrapadas y disuadidas de que no volvieran por ahí, pero durante su estancia las palomas habían manchado el cuello de la antena con lo que Penzias describió como "un material dieléctrico blanco". Era posible que esta sustancia fuese una fuente de ruido. A principios de 1965 desmontaron parte de la antena y la limpiaron, de paso aprovecharon para revisar todas las junturas de la estructura.
Pero a pesar de todos sus esfuerzos esto sólo produjo una pequeña disminución del ruido. El misterio seguía, ¿acaso esa persistente señal tenía un origen terrestre cuya procedencia fuese difícil de localizar?, ¿era simplemente un problema inherente a la antena ocasionado por una deficiente calidad de algún equipo electrónico o en un mal diseño?, o por el contrario ¿provenía de alguna fuente de origen extraterrestre?
No sabían la respuesta y además eran reacios a presentar sus resultados pensando que había algún error en sus mediciones, o sencillamente que algún detalle se les había escapado. No se daban cuenta que este hallazgo iba a ser uno de los mayores descubrimientos consmológicos de todos los tiempos.
En vez de referirse a esta radiación de microondas en función de su longitud de onda, hablaban de su temperatura equivalente, que comprobaron que era de tan sólo 3.5 grados Kelvin, es decir -269.65 grados centígrados. Esta temperatura se refiere a la que tendría un cuerpo negro que radiase con igual intensidad. La distribución de energía de estos cuerpos viene determinada por la Ley de Planck.
En diciembre de 1964, Penzias se lamentó de los problemas que encontraban en identificar el origen de ese molesto ruido con un colega suyo, B. Burke del MIT. Dio la casualidad de que este acababa de hablar con un amigo suyo, Ken Turner de la Carnagie Institution, quien le había comentado una conferencia impartida por un científico de Princeton, P. E. Peebles. En esta charla, Peebles, informaba de los resultados de un trabajo que había estado realizando con unos compañeros de Princeton y que indicaba que debía de haber un ruido de fondo de radio remanente del Universo primitivo con una temperatura equivalente actual de unos 10º K.
Burke sugirió a Penzias que tanto Peebles como sus colegas (R. H. Dicke, P. G. Roll, D. T. Wilkinson) podían tener algunas ideas interesantes al respecto y decidió llamar a Dicke.
La hipótesis de la existencia de una radiación cósmica que llegase hasta nosotros y que tuviera su origen al poco de formarse el Universo no era nueva.
Para ello habrá que referirse a la teoría del Big Bang.
Según esta teoría, hace unos 15.000 millones de años, tuvo lugar una inmensa explosión de donde surgió el Universo. Toda la materia y energía estaba contenida en un punto de dimensiones ínfimas e infinitamente denso que por causas aun desconocidas experimentó este violento estallido. Por eso se dice que el Universo nació de una singularidad.
A partir de este instante se crea el espacio, el tiempo, y en sucesivas etapas se van formando los núcleos atómicos, átomos, agrupaciones de materia, galaxias, el hombre...
Sin referise a lo que ha ido ocurriendo en estos 15.000 millones de años, si creo que es de interés indicar la etapa que para nosotros es de más interés: la que tuvo lugar 300.000 años después del Big Bang, cuando el Universo tenía tan "solo" 3.000 grados centígrados de temperatura.
Antes de llegar a esta situación, el Universo estaba formado por una sopa cósmica extremadamente caliente de radiación y materia. Su temperatura y densidad eran muy elevadas. Por ejemplo, al cabo de una centésima de segundo después de la gran explosión, la temperatura era del orden de cien mil millones de grados centígrados y la densidad de unos cuatro mil millones de veces mayor que la del agua. En tal estado, la materia y la radiación estaban acopladas y a la joven edad de 300.000 años empezaron a marchar cada una por su lado. Es cuando se rompió el contacto térmico entre ambas. Los electrones se unieron a los protones formando átomos de Hidrógeno mientras que la radiación ha permanecido tal cual: lo único que ha hecho es enfriarse hasta la temperatura actual de 2.7 ºK. Y cada vez se hará más fría. La forma del espectro sin embargo se ha mantenido. Los fotones del fondo difuso que nos llegan actualmente se han propagado sin interacción desde la última vez que lo hicieron con la materia.
Uno de los grandes impulsores de esta teoría, aunque el mérito de ser el primero en haberla considerado le corresponde al francés Georges Lemaitre, fue el físico soviético George Gamow. Junto con su discípulo Ralph Alpher se plantearon la siguiente pregunta: ¿los elementos ligeros, principalmente el Helio, pudieron ser fabricados durante las primeras fases de la historia del Universo en expansión? Sus conclusiones quedarían reflejadas en la famasísima teoría conocida como "alfa, beta gamma". Predijeron la existencia de un fondo de radiación en la zona de microondas, que llenaba el Universo con una temperatura equivalente a 5ºK, y que pensaban que podía ser la radiación remanente del Big Bang, o dicho de otra forma, el eco de la gran explosión. Este resultado fue publicado en Physical Review de 1949. Pero esta asombrosa predicción no recibió en su momento mucha atención por parte de la comunidad científica. El propio Gamow pensaba que con los instrumentos con que se contaba por aquel entonces no eran los adecuados para poder observar lo que a él le gustaba referirse como la radiación fósil del origen del Universo.
Volviendo al tema. Penzias y Wilson invitaron a visitar a su laboratorio a Peebles y Wilkinson, quienes a finales de 1964 habían comenzado a construir una radioantena, por sugerencia de Dickie, en el tejado del Palmer Physical Laboratoty de Princeton. El objetivo era encontrar pruebas de un fondo de radiación cósmica del Universo primitivo. La antena era similar a la que poseían en Bell qunque ésta estaba preparada para obtener datos en otra frecuencia, los 3.2 cm y también dentro del espectro de microondas. El trabajo que estaban desarrollando Penzias y Wilson les sorprendió gratamente y tomaron buena cuenta de él. Cuando regresaron a Princeton informaron s Dickie y a Roll, y decidieron acelerar la construcción de su radioantena. Una vez que la tuvieron preparada, comprobaron con gran satisfacción que a la frecuencia de 3.2 cm obtenían una señal en la misma línea de los 7.5 cm, sólo que la intensidad de ruido cósmico era mayor pero en la proporción esperada a la de un cuerpo negro de 3.5 ºK. También esta radiación era isotrópica, es decir, valía lo mismo en todas las direcciones del espacio. Esta uniformidad parecía indicar que la radiación concierne al Universo en su conjunto y que no se puede achacar a ningún objeto cósmico sea estrella, galaxia...
¿Era posible que lo que estuviesen escuchando fuese el eco de la gran explosión?
Ambos grupos decidieron publicar sus trabajos en 1965 en el Astrophysical Journal. Penzias y Wilson expusieron sus observaciones de forma muy cauta y con un modesto título, "A measurement of excess Antenna Temperature at 4.080 Mc/s" (vol 142, pág. 419). Los 4.080 Mc/s corresponden a la longitud de onda de 7.35 cm. En este artículo indicaban "las mediciones de la temperatura de ruido cenital efectiva han dado un valor de unos 3.5 ºK superiores a lo esperado" añadiendo que "una posible explicación para el suceso es la dada por Dickie, Peebles, Roll y Wilkinson en un artículo publicado en este número". El grupo de Princeton lo hacía en unas páginas anteriores (vol 142, pág. 414), y exponían que el ruido lo achacaban a una manifestación de una radiación fósil del Universo en un estado muy caliente pocos millones de años después de su formación.
Aun cuando tanto el equipo de Bell como el de Princeton estaban al tanto de la teoría del Big Bang, no conocían los trabajos de Gamow, por lo tanto éstos no influyeron en la interpretación que dieron a sus resultados y ninguna de las dos publicaciones hizo mención a ellos. Los dos grupos pensaban que eran los primeros en establecer esas hipótesis así como en obtener medidas experimentales.
La importancia del descubrimiento fue rápidamente comprendida no sólo por otros investigadores, sino que incluso llegó a ser motivo de portada en el diario New York Times el 21 de mayo de 1965, el cual informaba "científicos del laboratorio Bell han observado lo que un grupo de investigadores de la Universidad de Princeton consideran el recuerdo de la explosión que dio origen al Universo".
Por sus trabajos, Penzias y Wilson, recibieron en 1978 el Premio Nobel de Física. Fue una decisión no exenta de polémica, porque una parte de la comunidad científica internacional pensaban que el mérito estaba en el equipo de Princeton o en George Gamow, quienes si habían entendido el alcance de las investigaciones y habían dado una interpretación correcta a los resultados.
La presencia de esta radiación remanente del Universo tuvo importantes consecuencias tanto desde el punto de vista de afianzar o rechazar cualquier modelos cosmológicos, como el de la interpretación filosófica a que dio lugar. El modelo del Big Bang fue adoptado por la mayoría de los científicos como la teoría más válida para explicar el origen y formación del Universo, mientras que otros modelos como el del estado estacionario eran simplemente desechado.
Sin embargo, era prematuro dar por zanjado el asunto. La obtención de sólo dos puntos en la curva del espectro de energías del cuerpo negro a 3.5 ºK, no eran lo suficientemente concluyentes y definitivos como para dar por cerrada cualquier discusión. Por ello muchos radioastrónomos empezaron a realizar sus mediciones en nuevas longitudes de onda. Conforme pasaban los meses nuevos datos se iban incorporando, y lo más interesante es que encajaban con lo esperado. Pero había un problema, y es que todos los datos se encontraban en un mismo lado de la curva. Correspondían a longitudes de onda en la distribución de Plank. La solución ya se sabía que era difícil porque nuestra atmósfera es casi transparente para longitudes de onda superiores a 0.3 cm pero, se hace cada vez más opaca a longitudes más cortas (cabe recordar que a 3.5 ºK, la longitud de onda máxima es del orden del milímetro). Por ello había que intentar obtener las medidas fuera de la atmósfera terrestre. Los satélites artificiales vinieron en ayuda de los radioastrónomos, en especial el COBE dirigido por George Smoot, quien anunció el 23 de abril de 1992 el resultado de las mediciones del satélite.
Y también nosotros podemos detectar la radiación de fondo. Solo hay que conectar la televisión y sintonizar ... con ningún canal. Advertimos muchos puntos luminosos en la pantalla que brillan con gran intensidad y de forma aleatoria, pues bien una parte de ellos son fotones del eco del Big Bang que llegan hasta nosotros después de recorrer su viaje cósmico de ¡15.000 millones de años!
Si quieres conocer más puedes consultar,
The Cosmic Microwave Background Radiation : The Universe is filled with the remanent heat from the Big Bang called the "Cosmic Microwave Background Radiation".
Cómo contribuye la radiación cósmica al fondo radiactivo natural
Cuando lo que se quiere es estudiar niveles bajos de radiactividad, por ejemplo, para determinar la concentración de radionucleidos en muestras ambientales, hay que conseguir que, además de que el equipo detector posee una elevada eficiencia y buena resolución, los niveles de radiactividad que rodean a la muestra objeto de estudio sean los más bajos posibles.Y esto es a veces difícil, porque todo lo que nos rodea tiene su "grado" de radiactividad. Es lo que se denomina radiación de fondo.
El fondo radiactivo proviene de la combinación de contaminantes que tienen distintos orígenes:
- radiactividad ambiental (tanto natural como artificial) de los materiales situados en las proximidades del detector.
- radiación inducida directa o indirecta por la radiación cósmica.
- actividad intrínseca de los materiales que constituyen el propio detector (fundamentalmente en el cristal de Germanio y el criostato, en el caso de detectores de centelleo HPGe).
A todo esto hay que sumar los impulsos espúreos producidos por interferencias en la cadena electrónica de adquisición de datos (microfonía, ruido electrónicoŠ).
También hay que señalar que en los detectores de Germanio, se producen isótopos cósmicos inducidos, Mn54, Co56, 57, 58, 60, que quedan reflejados en el espectro.
De lo que se trata es ahora de intentar que todos estos "componentes radiactivos" que se suman al espectro real de la muestra sean lo menor posible. Para ello se utilizan blindajes. Pero también los blindajes pueden incorporar su "dosis" al conjunto. Si éste es de Plomo puede tener el isótopo Pb210, por lo que se prefiere el Plomo antiguo (por ejemplo, de más de cien años).
En la interacción con un detector y debida a la radiación cósmica hay que distinguir la componente blanda (g, e), dura (en su mayoría muones) y nucleones. Para reducir en lo posible cada una de dichas contribuciones, además de utilizar los llamados blindajes pasivos (formado por capas alternativas de absorbentes de fotones, Pb y Cu, y capas de un elemento ligero que termalize y capture los neutrones producidos por la radiación cósmica), están los activos (vetos cósmicos que rodean al detector y a su blindaje operando en anticoincidencia con él), se recurre a alojar el Laboratorio en instalaciones subterráneas (a muchos metros de agua equivalentes).
Si quieres conocer más puedes consultar
"Shielding and Background Reduction"
R. Núñez-Lagos y A. Virto.
Appl. Radiat. Isot. Vol. 47, No. 9/10, pp. 1011-1021, 1996.
Auroras y viento solar
Durante los días 12 y 13 de marzo de 1989, una violenta tormenta eléctrica privó de electricidad a varios millones de ciudadanos en la ciudad canadiense de Quebec. A la vez y en otras zonas del país, sus habitantes contemplaron el maravilloso espectáculo de las auroras boreales. ¿Dos hechos distantes y distintos? Pueden ser sucesos distantes pero no distintos.Las auroras polares, nombre genérico que recibe la aurora boreal si se observa en el norte, y la austral cuando se observa en el sur, y cuyo término fue introducido por el filósofo francés Pierre Gassendi en 1621, se forman en las capas altas de la atmósfera, más o menos, entre 100 y 350 kilómetros por encima del nivel del mar.
Este fenómeno es causado por el llamado viento solar, partículas expulsadas por el Sol tras sus erupciones y constituido principalmente por electrones y protones, que impacta con el campo magnético terrestre. Así todas estas partículas, si la erupción ha sido muy violenta, entran por los polos magnéticos y al chocar con las moléculas de nuestra atmósfera, éstas se excitan e ionizan provocando el goce del color (auroras), pero también tormentas magnéticas que pueden perturbar las comunicaciones y el funcionamiento de equipos electrónicos.
De esta forma lo que podían haber sido las danzas fantasmagóricas de espíritus, y así lo creían nuestros antepasados en muchas regiones del planeta, se convierte en una interpretación de color e incluso de sonido, por nuestro Sol con la compañía del campo magnético de la Tierra. Claro que para llegar a esta conclusión han tenido que pasar muchos siglos. Y es que relacionar el efecto con la causa no es nada intuitivo.
Salvo en casos muy excepcionales las auroras no se pueden ver en latitudes medias. Pero cuando aparecen sólo crean "complicaciones". Es lo que parece ser que le ocurrió al emperador Tiberio: al contemplar que el horizonte se teñía de rojo, mandó una legión de bomberos al puerto de Ostia, pensando que sus enemigos le estaban atacando. Pero no era mas que viento solar en movimientoŠ.
Si quieres conocer más puedes consultar,
Electrons, Ions and Plasma
The Solar Wind
Overview of the Aurora
What is the Aurora ?
The Aurora Page
Sounds of the Aurora
Auroral large imaging system
Aurora Borealis
Aurora Project
Northern Lights
Aurora
Para partículas cósmicas, el neutrino !!!
Durante el tiempo que estés conectado a esta páginas, tu cuerpo será atravesado por billones de unas "pequeñas partículas" llamadas neutrinos. Pero no hay de qué preocuparse porque no impactan en el cuerpo, lo atravesaran limpia e indiferentemente (somos muy malos detectores de neutrinos). Así que sigue disfrutanto con la lectura...Durante los años 20, los físicos descubrieron un hecho que les llenó de profunda preocupación. Parecía que cuando los átomos emiten partículas beta lo hacían de forma tal que, aparentemente, había una desaparición de energía. Sin embargo, no existían precedentes en la historia de la física en que la energía pudiera desaparecer. Esta situación planteó la necesidad de inventar una partícula que explicara el fenómeno, o rechazar el sagrado concepto de la conservación de energía. Lo cierto es que había que decidir por alguna de las dos alternativas. Para no abandonar el principio fundamental, el físico austriaco Wolfang Pauli (Premio Nobel de Física en 1945) postuló, en 1931, que siempre que un núcleo emite una partícula beta también emite, de forma simultánea, otra partícula, sin carga eléctrica y tal vez sin masa, portadora de la energía que faltaba. Esta partícula recibió posteriormente el nombre de neutrino.
Parece que el neutrino empezó su existencia, en la mente de Pauli, durante la última semana de noviembre de 1930. Una carta que Pauli escribió el 4 de diciembre de 1930, dirigida a un grupo de colegas reunidos en una convención en Tubingen y cuyo comienzo figura en los anales de la historia radiactiva, "Estimados señores y señoras radioactivos", hablaba de esa idea que le rondaba la cabeza.
Pero no fue hasta 1956 cuando Fred Reines y Clyde Cowan, en el reactor nuclear de Savannah River, en Carolina del Norte (USA), descubrieron las interacciones del neutrino, y con ello probaron la existencia de la partícula. Reines recibió en 1995 el Premio Nobel por el descubrimiento del neutrino.
En 1962, un equipo norteamericano dirigido por Leon Lederman, Melvin Schwartz y Jack Steinberger fue todavía más lejos al demostrar que había como mínimo dos tipos de neutrinos, identificando el neutrino muónico asociado al muón, distinto del neutrino electrónico asociado al electrón y descubierto por Reines y Cowan. Pero aún existe otro más, el asociado con el tau t. En resumen, dentro de la familia leptónica existen tres neutrinos asociados al muón , electrón y tau.
Ya se ha comentado que la capacidad de poder detectarlo es muy pequeña. El recorrido libre medio es igual, tal como lo describió B. Pontecorvo, a "una capa de agua que fuera mil millones de veces más espesa que la distancia Tierra-Sol". Pero aún tiene más fascinaciones para los físicos de partículas. La masa nula que les atribuye el Modelo Estándar parece algo no natural y objeto de varios experimentos. Además, los neutrinos son con los fotones, las partículas más abundantes del Universo.
¿Y para qué sirven ? Pues para informar a los astrónomos acerca de la vida y evolución de las estrellas y en particular de las reacciones nucleares que se producen en nuestro Sol. Solo falta que la teoría concuerde con los experimentos...
Aún queda mucho por decir, como indicó el Premio Nobel Carlo Rubbia, "en el ámbito de la física de los neutrinos, quedan muchas cosas por descubrir; se trata de un campo potencialmente rico en sorpresas fundamentales".
Si quieres conocer más puedes consultar,
International Neutrino Astrophysical Observatory Consortium
The Chooz Experiment : The goal of the Chooz experiment is to look for neutrino oscillations.
The Ultimate Neutrino Page : Una excelente página.
L´Histoire des Neutrinos : Lectura obligada.
NOMAD : Neutrino Oscillation MAgnetic Detector.
DUMAND : Deep Undersea Muon and Neutrino Detection.
SNO : The Sudbury Neutrino Observatory (SNO) is a 1000 tonne heavy water Cherenkov detector under constructon...
The first Detection : The first detection of the neutrino by F. Reines and C. Cowan.
Nobel Prize in Physics 1995
Solar neutrino experiments
Un hecho sorprendente, 3 10E20 eV, (Proyecto Ojo de Mosca)
El 15 de octubre de 1991, en la red de 103 telescopios de 1.5 m, conocido como Ojo de Mosca en Utah (USA), ocurrió un suceso histórico.Se detectó un rayo cósmico de 3 1020 eV. Fue el rayo cósmico más energético jamás detectado hasta entonces, con una energía similar a la de un objeto de 5 kg. soltado desde un metro de altura!!!
øCómo se pueden generar estas partículas tan energéticas? øCuál es su procedenciaä?
Si quieres conocer más puedes consultar,
The High Resolution Fly¥s Eye Cosmic Ray
El Proyecto HEGRA
De entre todos los grandes Proyectos de investigación que se desarrollan en el mundo, hay que destacar el que se realiza en nuestro país, en el Roque de los Muchachos (Isla de La Palma).Es un observatorio de radiación cósmica de alta energía. Consiste en tres matrices de detectores y un sistema de 6 telescopios para la medida de la radiación Cherenkov. Todos estos sistemas están distribuidos en un área de casi 40.000 metros cuadrados. Su finalidad es la de buscar fuentes de radiación cósmica. Si quieres conocer más puedes consultar,
Si quieres conocer más puedes consultar,
HEGRA
HEGRA
El experimento HEGRA
Un artículo imprescindible es el publicado en la Revista Española de Física 11 (1) 1997, por Victoria Fonseca (Facultad de Física, Universidad Complutense de Madrid).
Páginas WEB de especial interés
Cosmic Ray resources on the Net : De utilidad para la comunidad científica sobre rayos cósmicos.Scientific American Un excelente artículo sobre Los Rayos Cósmicos
Astro.Uchicago
El Observatorio Pierre Auger : Se informa acerca de este Proyecto y sobre los rayos cósmicos en general.
Sobre Observatorios, Proyectos, Grupos de Trabajo...
EGRET : Energetic Gamma Ray Experiment Telescope
MILAGRO : It is the first detector designed to study air showers in the energy range of 100 GeV to 100 TeV using water Cherenkov techniques.
Telescope Array Project
CASA : The Chicago Air Shower Array.
Pierre Auger Observatory
The Cosmic Ray Tracking Project
HIREGS
AGASA : Akeno Giant Air Shower Array
Research at Leeds University : High Energy Cosmic Ray research at Leeds University
KASCADE : Karlsruhe Shower Core and Array Detector
Gran Sasso : Underground Laboratory for Particle Physics and astrophysics.
Super-Kamiokande : Super-Kamiokande is a joint Japan-US collaboration to construct the world´s largest underground neutrino observatory.
Orito Group : BESS cosmic ray detector.
STACEE : Solar Tower Atmospheric Cherenkov Effect Experiment.
JACEE : It is Japanese-American Collaborative Emulsion Experiment.
UCSD : UCSD Ballooning Homepage.
Prometheus : Low-Background Gamma Ray Telescope.
Dosis
Las contribuciones de las distintas fuentes de radiación a la dosis equivalente anual que recibe una población se encuentra detallada en la tabla siguiente. Hay que señalar que los datos pueden variar, incluso de manera significativa, de unas zonas a otras del planeta.Contribuciones de diversas fuentes a la dosis equivalente anual
Fuente Radiactiva Proporción del total Dosis Promedio mSv Fuentes Naturales Radón 47 % 1.200 Interna 12 % 300 Gamma 14 % 350 Cósmica 10 % 250 Torón 4 % 100 Total Fuentes Naturales 87 % 2.200 Fuentes Artificiales Tratamientos Médicos 12 % 300 Depósitos Radiactivos (Lluvia, Polvo) 0.4 % 10 Miscelánea 0.4 % 10 Ocupacional 0.2 % 5 Total Fuentes Artificiales 13 % 325 Total Todas las fuentes 100 % 2.525
A la vista de la tabla se puede decir que la contribución más importante procede de fuentes naturales, el 87 %, mientras que las radiaciones artificiales contribuyen con un 13 %.
Hay que destacar entre las fuentes naturales la debida al Radón, casi con un 50 % de la dosis equivalente total.
Por lo que respecta a la radiación cósmica contribuye al total con un 10%. Pero se ha indicado que puede variar de un lugar a otro. Los habitantes de zonas montañosas pueden recibir una dosis varias veces superior a la de los que habitan en zonas costeras. Ello se debe a que están menos "apantallados" por la atmósfera.
Este blindaje que es la atmósfera va, naturalmente, disminuyendo conforme vamos ascendiendo, ya sea en una caminata por la montaña, en globo, en avión o en un paseo espacial como hacen los astronautas. Y el resultado es que cuanto más alto, más dosis por radiación cósmica recibimos. Por ejemplo, en un vuelo desde España a EEUU de 7 horas de duración, el pasajero tiene que sumar a su dosis general una de unos 35 micro Sv.
¿ Y los astronautas ?
En los primeros vuelos del Apolo, los cosmonautas, sin la protección adecuada, experimentaron los efectos de los rayos cósmicos cuando intentaban dormir. Veían pequeños destellos luminosos cuando chocaban estos rayos con la retina. Es decir, sus ojos se convertían en detectores. Para evitarlo hubo que proteger las naves espaciales con blindajes de varios centímetros de espesor.
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