Desarrollo. Radiaciones ionizantes.

    La radiación ionizante en el espacio proviene de tres fuentes principales: los rayos cósmicos, el campo magnético terrestre y el Sol. Los rayos cósmicos son partículas interestelares -e incluso intergalácticas- que se originan en los lugares más pintorescos y violentos del Universo. Aproximadamente un 90% son protones energéticos, mientras que un 8% son núcleos de helio (partículas alfa). El 2% restante está compuesto por electrones (partículas beta) y otros núcleos pesados. Además de las partículas cargadas, los rayos cósmicos pueden generar neutrones -y otras partículas como muones o positrones- al colisionar con distintos materiales, lo que amplía sus efectos perniciosos. La capacidad de penetración de estas partículas en la materia varía según su energía y el tipo.

Desarrollo I. Campo Magnético Terrestre. La Magnetosfera.

Capas de la tierra.

    Para poder entender cómo se disuaden los efectos de fenómenos descritos anteriormente hay que conocer las distintas capas que envuelven la tierra y que, en su conjunto, forman la atmósfera.

    La atmósfera está formada por 5 capas. En orden ascendente desde la superficie encontramos en primer lugar la troposfera, que es en la que coexisten todos los seres vivos y abarca una altura aproximada de 10 km sobre la superficie. Más allá de la troposfera las condiciones no permiten el desarrollo de la vida. Es en esta capa donde se producen los fenómenos meteorológicos provocados por el calentamiento desigual de diferentes regiones terrestres que provocará la creación de corrientes y vientos y en consecuencia las borrascas y anticiclones. En la parte más alta encontramos la troposfera, una capa limítrofe con temperaturas bajas muy estables y a partir de la cual, el vapor de agua no puede seguir ascendiendo.

Fuente: El Popular

    La segunda capa en este orden sería la estratosfera que extiende desde tropopausa sobre unos 10-15 km de altura hasta 45-50 km. La temperatura más baja de esta capa la encontramos en su parte inferior pues, conforme ascendemos, se va absorbiendo más radiación. Esto se debe a la presencia de la capa de ozono situada entre los 30 y 40 km de altura. La capa de ozono es una zona donde la concentración de ozono estratosférico es mucho mayor que en el resto de la atmósfera. El ozono nos protege de los rayos dañinos del sol, sin embargo, cuando el ozono se da en la superficie terrestre es un fuerte contaminante atmosférico que provoca enfermedades cutáneas, respiratorias y cardiovasculares. En esta altura tienen lugar vientos horizontales con rachas de 200 km/h, repartiendo contaminantes como CFC por toda la superficie de la capa de ozono y es aquí donde radica su peligro. Al final de la estratosfera encontramos la estratopausa donde se terminan las altas concentraciones de ozono y encontramos una temperatura estable alrededor de 0ºC.

Fuente: Ciencia Geográfica

    La capa superior a la estratosfera es la mesosfera. Es la capa de la atmósfera que se extiende desde los 50 km hasta los 80 km. Su temperatura desciende en altitud. Esta capa de la atmósfera, a pesar de ser fría, es capaz de frenar a los meteoritos al precipitarse en la atmósfera donde se van quemando, de esa forma dejan rastros de fuego en el cielo nocturno.

Fuente: Metereología en Red

     Es la capa más delgada de la atmósfera, ya que sólo contiene el 0,1% de la masa de aire total y en ella se pueden alcanzar temperaturas de hasta -80 grados. En esta capa ocurren importantes reacciones químicas y debido a la baja densidad del aire, se forman diversas turbulencias que ayudan a las naves espaciales cuando vuelven a la Tierra, ya que empiezan a notar la estructura de los vientos de fondo y no sólo el freno aerodinámico de la nave.

    Al final de la mesosfera se encuentra la mesopausa que separa la mesosfera y la termosfera. Se encuentra a unos 85-90 km de altura y en ella la temperatura es estable y muy baja. En esta capa tienen lugar las reacciones de quimioluminiscencia y Aero luminiscencia.

    Tras la mesopausa encontramos la termosfera, capa más amplia de la atmósfera que se extiende desde los 80-90 km hasta los 640 km. Apenas queda aire y las partículas que existen en esta capa se ionizan por la radiación ultravioleta. A esta capa también se le llama ionosfera debido a las colisiones de los iones que tienen lugar en ella. La ionosfera toma un papel importante en la propagación de las ondas de radio.

Fuente: Wordpress

   La temperatura llega a ser de miles de grados Celsius. Todas las partículas que se encuentran en la termosfera están altamente cargadas de energía proveniente de los rayos del sol. Otro dato de interés científico es que los gases no se encuentran dispersados de manera uniforme como ocurre con las anteriores capas de la atmósfera.

    En la termosfera nos encontramos con la magnetosfera. Es aquella región de la atmósfera en la que el campo gravitatorio terrestre nos protege del viento solar y que va a ser protagonista de este trabajo de investigación.

    La capa más alejada de la superficie terrestre es la exosfera y debido a su altura, es la más indefinida y por eso no en sí considerada una capa de la atmósfera. Se extiende entre los 600-800 km de altura hasta los 9.000-10.000 km y separa el planeta Tierra del espacio exterior. Deja escapar átomos y está compuesta, en su mayoría, por hidrógeno.

¿Qué es un campo magnético? Introducción

   Un campo magnético tiene lugar con el movimiento de las cargas eléctricas, como por ejemplo, en un imán: donde se mueven los electrones que tienen carga negativa del polo norte al sur. Los polos magnéticos no son el origen del campo magnético sino una consecuencia del mismo

    El campo magnético terrestre se originó con los movimientos de metales líquidos en el núcleo del planeta y se extiende desde el núcleo, atenuándose progresivamente en el espacio exterior. 

    Quizás te preguntes, ¿Por qué metales líquidos en movimiento forman un campo magnético? Bien, un metal está compuesto de partículas entre las que encontramos los electrones. Cuando este metal se encuentra en reposo, los electrones de cada una de sus partículas tienen un vector diferente, que en su conjunto se anulan. Sin embargo, cuando todos los electrones tienen un movimiento en un sentido, cambia el sentido de estos vectores a la misma y se suman, provocando un flujo de cargas que crean el campo magnético. 

    Este fenómeno terrestre, provoca efectos electromagnéticos en la magnetosfera que nos protegen de la radiación espacial, el viento solar y los rayos cósmicos. Además, permite fenómenos muy diversos, dando lugar a la orientación de las rocas en las dorsales oceánicas, la magnetorrecepción de algunos animales y la orientación de las personas mediante brújulas.

Fuente: Naukas

Antecedentes históricos sobre la magnetosfera.

Walter Maurice Elssaser

    Walter Maurice Elsasser (1904–1991), físico estadounidense de origen alemán, fue el primero en sugerir que la rotación de la Tierra crea, en el núcleo de hierro fundido, lentos remolinos que giran de oeste a este, generando una corriente eléctrica.

    Este proceso crea el equivalente a un imán interno, que se extiende hacia el norte y al sur, y que es responsable del campo magnético terrestre, orientado a lo largo de su eje de rotación, de modo que los polos magnéticos están situados muy cerca de los polos geográficos norte y sur.

    En 1939, postuló la teoría de la existencia de corrien­tes parásitas en el núcleo líquido del planeta, cuya existencia se confirmó más tarde gracias a las explo­raciones que se llevaron a cabo mediante el empleo de satélites artificiales. En la década de 1940, propuso el modelo de la teoría de la dinamo, que atribuye el campo magnético de la Tierra al movimiento del núcleo externo de hierro de la Tierra.

    Finalmente en 1958, el Explorer 1, el primero de la serie de Explorador de misiones espaciales, se puso en marcha para estudiar la intensidad de los rayos cósmicos sobre la atmósfera y medir las fluctuaciones en esta actividad magnética. Gracias a esta expedición fue posible la descripción de la magnetosfera tras el análisis de datos recogidos por contadores Geiger con los que iba equipado. Al mismo tiempo se descubrieron los cinturones de radiación o Van Allen.

    Actualmente existen numerosas líneas de investigación abiertas sobre este campo, como por ejemplo el cuarteto de satélites de la ESA dedicado al estudio de la magnetosfera terrestre (Clúster) y la Magnetospheric Multiscale Mission de la NASA, lanzada el 13 de marzo de 2015 con el mismo objetivo de estudio, el de definir los parámetros de esta capa y poder hacer predicciones sobre su estado.

Magnetospheric Multiscale Mission. NASA

    Nuestro interés por los viajes espaciales nos lleva a poner esta capa en el punto de mira pues, en un hipotético viaje a Marte, atravesaríamos este factor de protección y nos lleva a preguntarnos como podría a un astronauta afectar su ausencia, así como plantear suposiciones sobre cómo evitar tales consecuencias.

Descripción

    La magnetosfera que es parte de un sistema dinámico e interconectado que responde a las condiciones solares, planetarias e interestelares. En la dirección al Sol, la magnetosfera se extiende aproximadamente 60.000 kilómetros, sin embargo, en la dirección opuesta se estira formando una cola que puede extenderse hasta millones de kilómetros.

Sin embargo nos preguntamos; ¿Por qué el campo terrestre es un obstáculo para el viento solar?

    La respuesta es que las líneas del campo magnético interplanetario (IMF) son transportadas junto al viento solar como si fueran “cuerdas” y como si los iones en movimiento fuesen cuentas engarzadas en ellas. Una "cuenta “en una línea de campo solar deberá permanecer siempre en esa línea de campo y, a excepción de que otras líneas de campo de diferentes fuentes se entrecrucen con ella, nunca estará en una línea conectada con la Tierra.

Fuente: Antonio Heras

    En la magnetosfera las distancias se miden a menudo en radios terrestres (RT), siendo un radio terrestre de 6371 Km. De este modo, la distancia desde el centro de la Tierra al "morro" de la magnetosfera es de unos 10,5 RT y hasta los costados es de unos 15 RT, mientras que el radio de la lejana cola es de 25-30 RT. Como referencia, la distancia media a la Luna es de unos 60 RT.

Dimensiones aproximadas de la Magnetosfera (en Radios Terrestres)
Fuente: Wikipedia

     Sin embargo, son solo distancias medias puesto que la presión del viento solar aumenta y disminuye y, cuando lo hace, la magnetopausa se contrae o se expande. Por ejemplo, cuando es golpeada la frontera por un flujo rápido procedente de una eyección de masa de la corona, empuja su "morro" hasta más allá de la órbita sincrónica a 6,6 R_E.

Regiones de la magnetosfera

Fuente: Ecured

    En orden secuencial de capa más exterior a interior encontramos, en primer lugar, el frente de choque. A 10,5 RT el inicio de la influencia magnética como resistencia a las radiaciones espaciales.

    Al frente de choque le sigue la magnetovaina que es, en resumen, la región entre el frente de choque y la magnetopausa, donde las partículas del viento solar son retardadas de velocidades supersónicas a subsónicas.

    La magnetopausa sería la tercera región a 8,5 RT y en ella está el límite del campo magnético terrestre. Se encuentra dentro de la magnetovaina, y se forma cuando se equilibra la energía del viento solar y la del campo magnético terrestre. En otras palabras, la magnetopausa es la frontera entre las líneas de campo de plasma terrestre y las líneas de campo del viento solar.

Fuente: Wikipedia

    Cuando las partículas del viento solar alcanzan nuestro planeta, la inmensa mayoría son desviadas por el campo magnético y rodean la magnetosfera. Algunas partículas que consiguen penetrar quedan atrapadas y giran en espiral alrededor de las líneas de campo, y a viajar alternativamente desde un polo magnético al otro. Al ser los rayos cósmicos o el viento solar el origen de estas partículas, se explica que la mayoría sean protones con energías máximas de unos pocos centenares de MeV. 

  Este movimiento da origen a dos zonas abundantes en partículas, los cinturones de radiación de Van Allen; nombre de su descubridor. Cada una de estas zonas tiene la forma de un anillo rodeando la Tierra. Existen dos grandes cinturones de Van Allen: el interior se extiende desde unos 1.000 kilómetros por encima de la superficie de la Tierra hasta más allá de los 5.000 kilómetros. El exterior se extiende desde unos 15.000 km hasta unos 20.000 kilómetros. Para contextualizarlos, podemos recordar que la Estación Espacial Internacional (ISS) orbita a una altura de unos 400 kilómetros y los satélites geoestacionarios se encuentran a 36.000 kilómetros de altitud.

Cinturones Van Allen. Proporciones. Fuente: Wikipedia.

    De vez en cuando, después de una erupción solar, electrones y protones energéticos consiguen penetrar en la alta atmósfera al nivel de las regiones polares. Ionizan entonces los átomos y las moléculas presentes y dan lugar a un fenómeno luminoso llamado aurora boreal o austral, según el polo en cuestión. Otro causante principal de estos fenómenos en la cola de la magnetosfera.

Fuente: Civitatis 

     Además, presenta una distorsión que permite la penetración de los protones del cinturón de radiación a alturas inferiores sobre una región situada frente a las costas de Brasil (35º S y 35º O). Esta región recibe el apropiado nombre de “Anomalía del Atlántico Sur” (SAA, South Atlantic Anomaly) y afecta a todas las misiones espaciales tripuladas cuya inclinación orbital sea superior a los 30º; de hecho, la mayor parte de la radiación recibida por los tripulantes de la de la estación espacial internacional (ISS) se debe a esta anomalía.

Fuente: NASA

    La plasmasfera es una región toroidal que rodea a la Tierra por su ecuador y está compuesta por plasma, que es una mezcla de electrones e iones. Sin embargo, el plasma de la plasmasfera puede detectarse por toda la magnetosfera, ya que es expandido por fuerzas eléctricas y magnéticas. Gallagher desarrolló un modelo general para describir la densidad del plasma que rodea a la Tierra. En su publicación “Global Core Plasma Model“, a través del Journal of Geophysical Research, utiliza la expresión “Core Plasma” para referirse al plasma de energía-cero (desde 0 a 100 electronvoltios) que constituye la plasmasfera.

    Las cúspides polares son los únicos sitios dónde el efecto de la magnetosfera no es totalmente eficaz. En estas dos regiones, sobre los polos magnéticos del planeta, el campo magnético es extremadamente débil. A través de las cúspides, las partículas del viento solar pueden acceder a la capa superior de la atmósfera de Tierra – la ionosfera - y así impactar ciertas actividades humanas, como las redes de la telecomunicación. Así fue descubierto por las cuatro naves de la misión Clúster de la ESA.

Debilidad magnética. Fuente: BBC

    La magnetocola se sitúa en la parte “trasera” de la magnetosfera. En ella encontramos los lóbulos que son dos grandes haces de líneas de campo casi paralelas que forman la cola. Estos dos haces, se extienden a 200-220 RT. A esas distancias, los lóbulos se encuentran parcialmente penetrados por plasma del viento solar, pero cerca de la Tierra están casi libres. Podemos comparar las densidades típicas de plasma:

Fuente: edu.aytolacoruna

Viento solar cerca de la Tierra	6 iones/cm3
Lado diurno de la magnetosfera exterior	1 ion/cm3
"Lámina de plasma" que separa los lóbulos de la cola	0.3 -- 0.5 iones/cm3
Lóbulos de la cola	0.01 ion/cm3

    Esta densidad tan baja de los lóbulos de la cola nos sugiere que las líneas de campo del lóbulo se conectan finalmente al viento solar, en algún lugar lejos de la Tierra. Los iones y electrones fluyen fácilmente a lo largo de las líneas de campo de los lóbulos, hasta que son barridos por el viento solar. En ocasiones, algunos iones del viento solar se pueden oponer al flujo general del viento y encaminarse hacia la Tierra. No obstante, con este tráfico en un solo sentido, poco plasma permanece en los lóbulos.

    Entre esos lóbulos prolongados y a lo lardo del ecuador magnético se halla un plano que contiene plasma denso y que recibe el nombre de lámina de plasma. Constituye una zona “neutra” donde el campo magnético es muy débil con un grosor típico de 2-6 radios terrestres. En el centro de esta región entran en contacto los dos hemisferios lobulares con orientaciones magnéticas opuestas. Quien los mantiene a raya es un área de mayor densidad que proporciona la presión suficiente para ello.

    Debido al débil campo de la lámina de plasma, los iones y los electrones de la lámina están constantemente agitados y algunos de ellos, especialmente los electrones, se fugan continuamente por los extremos de sus líneas de campo magnético. Sin embargo, si no hay otras partículas que reemplacen a aquellas que escapan del campo esta región se haría más pequeña. Como habíamos dicho antes sobre la interacción entre la magnetosfera y el viento solar y la metáfora de las cuentas y la cuerda, partículas ajenas a la lámina de plasma no podrían pasar a formar parte de ella. Para ello, Dungey proporcionó una excepción a esta regla, que es la de que cuando el plasma fluye a través de un "punto neutro" o "línea neutra", en el cual la fuerza magnética sea cero, los plasmas a ambos lados de ese punto se pueden separar y pueden "reconectarse" a líneas de campo diferentes.

Desarrollo II. Viento Solar.

¿Qué es el viento solar? Introducción.

El viento solar es un flujo continuo de partículas cargadas, que emanan del Sol, en todas las direcciones. Está compuesto por protones, núcleos de hidrógeno, electrones y, en menor cantidad por núcleos de helio (partículas alfa).

El viento solar puede considerarse como la parte más exterior de la corona, que es expulsada de forma brusca hacia el espacio interplanetario por los procesos energéticos en actividad en las regiones subyacentes del Sol. Las partículas alcanzan velocidades comprendidas entre los 350 y los 800 km por segundo; en la proximidad de la órbita terrestre, tiene una densidad de 5 unidades por centímetro cúbico.

Los efectos del viento solar sobre el ambiente que rodea a la Tierra son notables. Entrando en contacto con el campo magnético terrestre, las partículas se mantienen interpoladas en las líneas del propio campo; dando lugar a los cinturones de Van Allen.

Por otra parte, chocando con los estratos más superficiales de la atmósfera, crean fenómenos como las Auroras boreales y las tempestades magnéticas, que tanto influyen en las comunicaciones de radio.

La intensidad del viento solar es modulada tanto por el periodo de rotación del Sol (27 días) como por el ciclo de once años de la actividad solar.

Antecedentes históricos sobre el viento solar.

La primera indicación de que el Sol pudiera emitir un "viento" provino de las colas de los cometas, viendo que apuntan contra el Sol, tanto si se aproximan como si se alejan del él. Kepler, a principios del siglo XVII, conjeturó que esas colas estaban guiadas por la presión de la luz solar y su conjetura aún es válida para la multitud de colas de cometas, que están formadas por polvo.

Más tarde, se dieron cuenta que la presión de la luz solar no podía explicar este comportamiento, pero en 1943 Cuno Hoffmeister, de Alemania, y posteriormente Ludwig Biermann, propusieron que aparte de la luz, el Sol también emitía un flujo constante de partículas, una "radiación corpuscular solar" que empujaba los iones. Las variaciones en la velocidad de las partículas podrían explicar las aceleraciones y por eso la cola no apuntaría directamente desde el Sol debido a que la velocidad de flujo de las partículas casi nunca era mayor que la propia velocidad del cometa.

Teoría de Parker

Nadie aportó una buena razón del por qué debería existir esa "radiación de partículas", hasta que, en 1958 Eugene Parker de la Universidad de Chicago, intentó deducir la estructura de equilibrio de la corona. Se preveía que la corona, a grandes distancias, disminuiría hacia presión y densidad cero, pero Parker halló que la conducción de calor interfería con ese equilibrio, y en lugar de eso sugirió otra solución en la que las capas superiores de la corona fluían hacia fuera del Sol a una velocidad como la de "radiación corpuscular" de Biermann. El flujo se llamó "viento solar", y su existencia fue confirmada posteriormente mediante instrumentos abordo de vehículos especiales.

El viento solar configura la magnetosfera terrestre, ya que es modelada básicamente a partir del campo magnético terrestre por el campo magnético interplanetario, actúa como blindaje que protege su interior de los efectos directos del viento solar, y proporciona energía para sus muchos procesos. Su densidad en la órbita terrestre es de unos 6 iones por cm³ --mucho menor que el "mejor vacío" obtenido en laboratorio sobre la Tierra. La distribución de iones en el viento solar se asemeja generalmente a la distribución de elementos en el Sol --mayoritariamente protones, con un 5% de helio y menores proporciones de oxígeno y otros elementos. (También hay electrones, por supuesto, contrarrestando la carga positiva de los iones y manteniendo el plasma eléctricamente neutro). Todo esto fluye del Sol con una velocidad media de 400 km/s y, tal y como mostró la sonda espacial Voyager 2, este flujo se extiende más allá de los planetas más alejados, más de 30 veces más distantes del Sol que la Tierra y probablemente continúe aún más allá.

¿Dónde nace el viento solar?

Las regiones donde nace el viento solar están inmersas en el campo magnético solar (aunque quizá en regiones donde ese campo es relativamente débil). Sin embargo, el plasma surge desde regiones de campos magnéticos que pueden dispersar esos campos hacia donde sea que lleguen. Esto ocurre por la "línea de preservación del campo", una propiedad proveniente de las ecuaciones del plasma ideal. Por esas ecuaciones, en un plasma ideal, los iones y los electrones que comienzan compartiendo la misma línea de campo magnético, continúan haciéndolo posteriormente, como si la línea fuese un hilo (deformable) y las partículas se encontraran insertadas en él.

Si la energía del campo magnético es dominante, sus líneas de campo mantienen su forma y el movimiento de las partículas deben avenirse a ellas; eso es lo que ocurre en los cinturones de radiación. Por otro lado, si la que es dominante es la energía de las partículas --o sea, si el campo es débil y las partículas densas-- el movimiento de las partículas solo es afectado ligeramente, mientras que las líneas del campo son dobladas y arrastradas a seguir ese movimiento. Este es el caso del viento solar.

Imagine una línea de campo extendiéndose desde la masa solar hasta la corona superior. Las partículas en sus "raíces" permanecen con el Sol, pero las de la alta corona fluyen con el viento solar, hacia la órbita de la Tierra y mucho más allá. Todo este tiempo (bajo condiciones ideales- una buena aproximación) la misma línea de campo continúa conectando ambos grupos. Así algunas líneas de campo solar se extenderán hasta la Tierra y más allá, produciendo el campo magnético interplanetario (IMF). Es este IMF el que permite al viento solar "atrapar" los iones de la cola de un cometa, como se hizo en un "cometa artificial" producido en un experimento en 1985. Como veremos, el IMF juega un papel importante en la relación entre la magnetosfera y el viento solar.

Características del viento solar.

El viento solar se trata de una corriente de partículas cargadas expulsadas de la atmósfera superior del Sol (o de una estrella cualquiera). Este viento consiste principalmente de electrones y protones con energías de entre 10 y 100 keV. El flujo de partículas varía en la temperatura y la velocidad con el tiempo. Estas partículas pueden escapar de la gravedad del Sol debido a su alta energía cinética y la alta temperatura de la corona.

El viento solar crea la heliosfera, una burbuja enorme en el medio interestelar que rodea el Sistema Solar. Otros fenómenos son las tormentas geomagnéticas que pueden destruir redes de energía en la Tierra, las auroras.

La existencia de un flujo continuo de partículas que fluyen hacia el exterior del Sol fue sugerida por el astrónomo aficionado británico Richard C. Carrington. En 1859 Carrington y Richard Hodgson observaron de forma independiente por primera vez lo que más tarde se conocería como llamarada solar. Una llamarada solar es un estallido repentino de energía de la atmósfera solar. Al día siguiente se observó una tormenta geomagnética y Carrington sospechó que existía una conexión entre ambas. George Fitzgerald sugirió más tarde que la materia que se expulsa de forma acelerada desde el sol llega a la Tierra varios días más tarde.

En 1990 se lanzó la sonda Ulysses para estudiar el viento solar desde altas latitudes solares. Todas las observaciones anteriores se habían realizado en o cerca del plano de la eclíptica del Sistema Solar.

Composición del viento solar.

La composición elemental del viento solar en el Sistema Solar es idéntica a la de la corona solar: un 73% de hidrógeno y un 25% de helio, con algunas trazas de impurezas. Las partículas se encuentran completamente ionizadas, formando un plasma muy poco denso. En las cercanías de la Tierra, la velocidad del viento solar varía entre 200 y 889 km/s, siendo el promedio de unos 450 km/s.

Como curiosidad, el Sol pierde aproximadamente 800 kg de materia por segundo en forma de viento solar.

Dado que el viento solar es plasma, extiende consigo el campo magnético solar. A una distancia de 160 millones de km, la rotación solar barre al viento solar en forma de espiral, arrastrando sus líneas de campo magnético, pero más allá de esa distancia el viento solar se dirige hacia el exterior sin mayor influencia directa del Sol.

Las explosiones desusadamente energéticas de viento solar causadas por manchas solares y otros fenómenos atmosféricos del Sol se denominan "tormentas solares" y pueden someter a las sondas espaciales y los satélites a fuertes dosis de radiación. Las partículas de viento solar que son atrapadas en el campo magnético terrestre muestran tendencia a agruparse en los cinturones de Van Allen y pueden provocar las Auroras boreales y las Auroras australes cuando chocan con la atmósfera terrestre cerca de los polos geográficos.

Efecto del viento solar.

    El viento solar forma una "burbuja" en el medio interestelar (hidrógeno y helio gaseosos en el espacio intergaláctico). El punto en el que la fuerza ejercida por el viento solar no es suficientemente importante como para desplazar el medio interestelar se conoce como heliopausa y se considera que es el "borde" más exterior del sistema solar. La distancia hasta la heliopausa no es conocida con precisión y probablemente depende de la velocidad del viento solar y de la densidad local del medio interestelar, pero se sabe que está mucho más allá de la órbita de Plutón.

Sobre la magnetosfera.

    Cuando el viento solar se acerca a un planeta que tiene un bien desarrollado campo magnético (como la Tierra, Júpiter y Saturno), las partículas son desviadas por la fuerza de Lorentz. Esta región, conocida como la magnetosfera, evita que las partículas cargadas expulsadas por el Sol impacten directamente la atmósfera y la superficie del planeta. La magnetosfera tiene más o menos la forma de un hemisferio en el lado hacia el Sol, y por consecuencia se forma una larga estela en el lado opuesto, de unos 300.000 km de largo. La frontera de esta región es llamada la magnetopausa, y algunas de las partículas son capaces de penetrar la magnetosfera a través de esta región por reconexión parcial de las líneas del campo magnético.

    La Tierra misma está protegida del viento solar por su campo magnético, que desvía la mayor parte de las partículas cargadas, y la mayoría de esas partículas cargadas son atrapados en el cinturón de radiación de Van Allen. La única vez que el viento solar es observable en la Tierra es cuando es lo suficientemente fuerte como para producir fenómenos como las auroras y las tormentas geomagnéticas. Cuando esto sucede, aparecen brillantes auroras fuertemente ionizadas en la ionosfera, usando el plasma para expandirse en la magnetosfera, y causando el aumento del tamaño de la geosfera de plasma, y el escape de la materia atmosférica en el viento solar. Las tormentas geomagnéticas se producen cuando la presión del plasma contenido dentro de la magnetosfera es lo suficientemente grande para inflarse y por lo tanto distorsionan el campo electromagnético, influyendo en las comunicaciones de radio.

    El campo magnético del viento solar es responsable de la forma general de la magnetosfera de la Tierra, y las fluctuaciones en su velocidad, densidad, dirección, y arrastre afectan en gran medida el medio ambiente local en el espacio de la Tierra. Por ejemplo, los niveles de radiación ionizante y la interferencia de radio pueden variar por factores de cientos a miles, y la forma y la ubicación de la magnetopausa y la onda de choque en la parte directa al sol puede cambiar varias veces el radio de la Tierra, lo cual puede causar que los satélites geoestacionarios tengan una exposición al viento solar directa. Estos fenómenos son llamados colectivamente meteorología espacial.

Sobre la atmósfera.

    El viento solar afecta a los rayos cósmicos entrantes que interactúan con la atmósfera de los planetas. Por otra parte, los planetas con una magnetosfera débil o inexistente están sujetos al agotamiento de su atmósfera por el viento solar. Venus, el planeta más cercano y más similar a la Tierra en nuestro sistema solar, tiene una atmósfera 100 veces más densa que la nuestra. Las sondas espaciales modernas han descubierto una cola de cometa que se extiende hasta la órbita de la Tierra.

Desarrollo III. Rayos cósmicos.

Historia y descubrimiento

  Para viajar a Marte podemos encontrar numerosos problemas que hacen muy difícil el viaje o lo imposibilitan. Uno de los principales problemas es la cantidad de radiaciones electromagnéticas a las que los astronautas están sometidos durante el trayecto de la Tierra a Marte. Dentro de estas numerosas radiaciones encontramos los rayos cósmicos, o radiación cósmica, que es de las más perjudiciales para los humanos. Los rayos cósmicos son partículas subatómicas procedentes del espacio exterior. Tienen una energía muy elevada debido a su alta velocidad, la cual está muy cercana a la velocidad de la luz. Estos rayos cósmicos fueron descubiertos tras comprobar que la ionización causada por radiaciones de alta energía, daba lugar a la conductividad eléctrica de la atmósfera terrestre. En 1911, Victor Franz Hess, físico austríaco, demostró que la ionización atmosférica aumenta proporcionalmente a la altitud. Concluyó que la radiación debía 
proceder del espacio exterior. 

Fuente: Astrocosmos

  En 1896, Henri Becquerel descubre la radiactividad, esto da lugar a la aceptación de que la electricidad atmosférica (ionización del aire) estaba provocada por la radiación generada por elementos radiactivos del suelo y por los gases radiactivos o isótopos de radón que estos producen. Más tarde durante la década de 1900 a 1910, una medición acerca de la tasa de ionización (ritmo de ionización del aire) respecto a la altitud demostró un descenso debido al aire interpuesto que absorbía la radiación ionizante.


  En 1909, Theodor Wulf realizó el primer electrómetro, un instrumento destinado a la medición de la tasa de producción de iones en el interior de un contenedor sellado herméticamente Con este instrumento, Wulf demostró que la radiación ionizante era mayor en la cúspide de la Torre Eiffel que en su base. Unos años más tarde, en 1911, Domenico Paccini observó las variaciones de la tasa de ionización sobre un lago, sobre el mar y a 3 metros bajo el suelo, simultáneamente y obtuvo como conclusión que una parte de la ionización se debe a fuentes distintas de la radiactividad terrestre. 

  En 1912, Victor Hess utilizó un globo aerostático para elevar tres electrómetros de Wulf con una mejorada precisión a una altura de 5300 metros sobre el nivel del mar dando cuenta de que la tasa de ionización era aproximadamente 4 veces mayor que en la superficie. Realizó un nuevo ascenso al mismo tiempo que tenía lugar un eclipse solar, en el que la Luna bloquea la mayor parte de la radiación solar visible, descartando al Sol como fuente de esta radiación ya que seguía teniendo unos valores semejantes a su anterior medición en unas condiciones ´´normales´´.  Hess realizó una última medida de la tasa de ionización en aumento con la altura y termino concluyendo: “La mejor explicación al resultado de mis observaciones viene dada por la suposición de que una radiación de un enorme poder de penetración entra en nuestra atmósfera desde arriba”. Al año siguiente, en 1913, Werner Kolhörster midió el incremento de la tasa de ionización a 9 kilómetros de altitud confirmando las observaciones de Hess.

Fuente: Wikipedia

  En esta gráfica podemos observar la representación de manera gráfica del incremento de la tasa de ionización con la altitud medida. A la izquierda encontramos el estudio realizado en 1912 por Victor Hess. A la derecha tenemos el estudio de Werner Kolhörster.     

Fuente: doctor Tamashiro

  Una década más tarde, hacia 1926, el físico estadounidense denominó a esta radiación como “rayos cósmicos” debido a que el suponía que los rayos gamma, la radiación más penetrante conocida hasta el momento en esa época, eran los protagonistas del aumento de la tasa de ionización en función de la altura. Actualmente sabemos que la mayoría de esta radiación cósmica está compuesta por núcleos de átomos, de los cuales, alrededor de un 90% son protones, un 9% de núcleos de Helio y finalmente, en una pequeña proporción, rayos gamma y electrones.

  Pasados varios años, a finales de los años 30, Pierre Auger notificó la coincidencia en el tiempo entre distintas detecciones de rayos cósmicos con una separación entre ellos de varias decenas de metros. Esto le hizo afirmar que aquellos rayos cósmicos eran partículas secundarias procedentes de un mismo origen. Posteriormente, realizó una nueva medición en los Alpes suizos donde colocó diversos detectores de rayos cósmicos separados 200 metros entre sí, haciéndole concluir que estos eventos sucedidos eran causados por una cascada de partículas secundarias, que posteriormente explicaremos detalladamente, originadas por la interacción de un único rayo cósmico con la alta atmósfera, lo que dio lugar a la estimación de la energía de estos rayos cósmicos que está por encima de los 10^15 eV (electrón voltio), lo que equivale a 1,60217*10^-3 Julios.

  Tras muchos experimentos y mediciones realizadas a posteriori, se pudo conocer el espectro de estos rayos cósmicos, con el que se pudo conocer su comportamiento. En la siguiente gráfica se ve reflejado el espectro de los rayos cósmicos.

Fuente: doctor Tamashiro

  Estudiando esta gráfica podemos observar que el flujo de rayos cósmicos sufre una variación desde 10^4 partículas por segundo por metro cuadrado en 10^9 eV, hasta 1 partícula por kilómetro cuadrado por siglo en aproximadamente 10^20 eV.

  Es necesario el uso de diferentes técnicas de medición. Para la medición de bajas energías, es decir con su flujo es elevado, se realiza una medición directa mediante instrumentos situados en satélites o globos aerostáticos. Cuando las energías son altas nos es factible el empleo de mediciones directas, es por ello que son necesarias grandes áreas de colección y un mayor tamaño del calorímetro (un dispositivo para medir cualquier constante térmica, en especial el calor específico de un cuerpo, así como las cantidades de calor que desprenden o absorben los cuerpos). Por ello, se recurre a detectores en tierra que cubren grandes áreas empleando a la atmósfera como calorímetro.

Origen

  El origen de estos rayos cósmicos no está claro aún. Se sabe que, en los periodos en que se emiten grandes erupciones solares, el Sol emite rayos cósmicos de baja energía, pero estos fenómenos estelares no son frecuentes. Por lo tanto, no son motivo de explicación del origen de esta radiación. Tampoco lo son las erupciones de otras estrellas semejantes al Sol. En 2007, un grupo de científicos argentinos del Observatorio Pierre Auger realizó un descubrimiento que inauguró una nueva rama de la astronomía.

Fuente: Constelaciones

  Este grupo encontró evidencias de que la mayor parte de las partículas de los rayos cósmicos proviene de una constelación cercana: Centaurus. Esta constelación contiene una galaxia de núcleo activo, cuyo núcleo se debe a la existencia de un agujero negro (probablemente supermasivo), al caer la materia a la ergosfera del agujero negro y rotar velozmente.

Dinámica de los rayos cósmicos

  Es sabido en la sociedad, o al menos en una cantidad considerable de ella que para que un cuerpo, que tenga al menos una minúscula masa, realice un desplazamiento, aunque este cuerpo y este desplazamiento no sean observables a simple vista, es necesario la aplicación de una fuerza sobre dicho cuerpo. Somos conscientes de que al asestar una patada a un balón, este se mueve porque nosotros le aplicamos una fuerza al balón. Pasa igual cuando nosotros saltamos, nosotros caemos, y esto es debido a una fuerza ejercida por el núcleo de la Tierra, que es la gravedad. La fuerza de la gravedad en nuestro planeta es equivalente a 9,8 m/s^2= 9,8 N/Kg. Esta magnitud es sencillamente obtenible aplicando la segunda ley de Newton o ley fundamental de la dinámica. Fuerza sobre una masa m´ en presencia de otra masa m.

 F=-G (m*m´)/r^2 

  En esta fórmula F es la fuerza que ejerce m (la Tierra en el caso explicado anteriormente) sobre m´ (la masa de nuestro cuerpo. G hace referencia a la constante de Gravitación Universal y equivale a 6,67*10^(-11) N*m^2/Kg^2. Por último r es la distancia entre ambas masas (en nuestro caso, el radio de la Tierra 6370 Km).

  Como anteriormente se ha dicho, para que un cuerpo se mueva, necesita una fuerza que le ayude a iniciar ese movimiento. En ese mismo instante el cuerpo que inicia el movimiento adquiere una aceleración que va a hacer que el cuerpo este en constante movimiento hasta que una fuerza opuesta a ese movimiento haga que vaya disminuyendo su velocidad hasta detenerse. Esto es extrapolable en todos los lugares del espacio, un cuerpo le aplica una fuerza a otro, obteniendo este último una aceleración que le va a dotar de una velocidad, que si no es reducida por ninguna fuerza hasta pararse, continuará desplazándose. 

  A continuación, se va a explicar cómo obtienen esta aceleración los rayos cósmicos.

Aceleración de los rayos cósmicos

  El físico y matemático Joseph Larmor elaboró un teorema llamado Teorema de Larmor que dice así: “siempre que se tenga una partícula cargada en una órbita limitada en una región finita (está limitada) del espacio en la que actúa un campo de fuerzas centrales, la adición de un pequeño campo magnético produce un movimiento adicional de precesión superpuesto al movimiento no perturbado de la partícula cargada, cuyo campo magnético es 0”.

Fuente: Wikipedia/Teorema de Larmor

  En esta imagen se puede apreciar la trayectoria que describe la partícula (línea curva verde) como reacción a la adición de un campo magnético.

  A partir de este teorema y las palabras del doctor Tamashiro, podemos considerar que las partículas cargadas son aisladas en el lugar de aceleración debido a la presencia de un campo magnético, pudiendo estimar el tamaño de la región de aceleración mediante el radio de Larmor de la partícula.

Radio de Larmor

En esta fórmula, p es el momento de la partícula perpendicular al campo magnético B y Ze la carga de la partícula. El campo magnético debe ser tan sumamente débil para que las pérdidas generadas por radiación de sincrotrón (radiación electromagnética generada por partículas cargadas (por ejemplo electrones) que se mueven en función de una trayectoria curva a alta velocidad en un campo magnético) sean menores que la ganancia de energía de la partícula.

  Varios modelos de fuentes astrofísicas se valen de los mecanismos de aceleración de Enrico Fermi (físico italiano) de segundo y primer orden para explicar la generación de rayos cósmicos energéticos, de la cual se hablará en apartados posteriores.

  En 1949, Enrico Fermi propuso un mecanismo de aceleración mediante el que las partículas se aceleraban debido a su interacción con una nube de plasma magnetizado (ejemplo de esta nube de plasma es la siguiente imagen) en movimiento. La partícula, que está cargada, al entrar en la nube, su trayectoria es desviada por las inhomegeneidades magnéticas (zonas donde el campo magnético no es homogéneo) y finalmente, esta partícula es expulsada.

Fuente: buscandolaverdad.com

  Algunos grupos teóricos fueron inspirados por el modelo propuesto por Fermi en 1494, planteando así la existencia de inhomogeneidades magnéticas a ambos lados de una onda de choque, terminando con la formulación de un mecanismo de aceleración más eficiente “aceleración de Fermi de 1er orden”, que tiene lugar cuando la partícula realiza un ciclo de ida y vuelta atravesando el frente de onda. La trayectoria de esta partícula es desviada por las turbulencias magnéticas, induciéndolas a atravesar el límite entre la zona pre y post-choque.

  En relación con estas ondas de choque vamos a enumerar algunas de las distintas fuentes astrofísicas que tienen capacidad de generar ondas de choque, en las que las partículas con carga pueden ser aceleradas hasta velocidades relativistas mediante la “aceleración de Fermi de 1er orden”. Encontramos remanentes de supernova (es la estructura nebulosa que resulta de la gigantesca explosión de una estrella como supernova), (ejemplo de estos remanentes de supernova es la siguiente foto) micro cuásares (objetos galácticos con características similares a los cuásares, una fuente astronómica de energía electromagnética, que incluye radiofrecuencias y luz visible), eruptores de rayos Gamma, etc... Gracias a estos mecanismos, los remanentes de supernova tienen la capacidad de acelerar partículas a 10^15eV, pudiendo llegar a alcanzar los 10^17eV. 

Fuente: muyinteresante.es

  Las energías máximas que una partícula puede alcanzar en fuentes en las que tiene lugar el mecanismo de Fermi de primer orden dependen del lapso en el que las partículas cargadas están interactuando con el plasma magnetizado. Disponiendo de una fuente permanentemente activa, la partícula dejará de acelerarse cuando logre escapar de la zona de aceleración, o cuando el radio de Larmor de la partícula, anteriormente explicado, se aproxime a las dimensiones de la fuente. Utilizando estos argumentos, el científico Michael Hillas formuló una expresión para determinar la cantidad máxima de energía que una partícula cargada puede alcanzar en función de la intensidad del campo magnético y del tamaño de las fuentes de aceleración de las partículas:

  El gráfico mostrado a continuación explica la condición expresada en la ecuación de Michael Hillas, en la que podemos considerar que para partículas con energías de 10^(20 ) eV, exclusivamente algunas fuentes astrofísicas satisfacen la ecuación.

Fuente: doctor Tamashiro

  En este diagrama de Hillas se muestra la relación entre el tamaño del campo magnético de los posibles escenarios de aceleración de rayos cósmicos. Aquellos objetos, cuya posición el diagrama esté por debajo de las líneas diagonales, no pueden acelerar las partículas que se dibujan hasta las energías indicadas.

Propagación de los rayos cósmicos

  A sabiendas que las partículas aceleradas son capaces de escapar del lugar donde fueron generadas, es de considerar su propagación hasta que alcanzan nuestro planeta. En primer lugar, si la partícula fue originada en nuestra galaxia, esta partícula debe atravesar primeramente el medio interestelar, para posteriormente llegar a la Tierra. Si por el contrario, su origen es extra galáctico, esta partícula atraviesa el medio interestelar de la galaxia en la que fue originada, después, atravesar el medio intergaláctico y finalmente viajar por el medio interestelar de la vía láctea. En su trayecto hacia la Tierra, las partículas atraviesan nubes de gases neutros y nubes ionizadas, principalmente de hidrógeno, sufriendo desviaciones en su trayectoria debido a las componentes del campo magnético uniforme y caótico. Hablaremos sobre la propagación de los rayos cósmicos dentro de nuestra galaxia primeramente, y después hablaremos de la propagación de estos rayos cósmicos en el medio intergaláctico.

  En relación con la propagación de estos rayos cósmicos en nuestra galaxia, existe un amplio consenso en que las fuentes de los rayos cósmicos en el rango de las bajas energías (˃10^17 eV) están ubicadas en nuestra galaxia, aunque no existe un pleno consenso sobre la fuente que los provee para posteriormente ser acelerados. Existe en general un gran acuerdo, el mecanismo de aceleración dominante en estas fuentes galácticas es el mecanismo de Fermi de primer orden, llegando a alcanzar energías de entere 10^17 y 10^18 eV, y en escenarios particulares, este límite puede ser aumentado hasta, aproximadamente, 10^19 eV.

  Desde el punto de vista de la propagación de partículas cargadas en el medio interestelar, es de notoria importancia saber que la galaxia es un medio magnetizado, en el que las escalas de las estructuras del campo magnético son del orden de los kpc (kilo parsec, una unidad de medida utilizada en astronomía) y las intensidades típicas son del orden de unos pocos micro Gauss (unidad de campo magnético del Sistema Cegesimal de Unidades (CGS)). Estas características convierten la galaxia en una eficiente región de confinamiento de partículas cargadas de baja energía.

  Así como las partículas de la galaxia logran escapar de los campos magnéticos del medio interestelar, partículas extra galácticas son capaces de penetrar dentro de la región de confinamiento galáctico. Es sabido que no existen evidencias firmes observables, pero se especula a cerca de la existencia en el medio intergaláctico de una componente turbulenta del campo magnético.

Fuentes de rayos cósmicos de ultra-alta energía

  Según nos cuenta el doctor Tamashiro, existen diferentes posibilidades a cerca de las fuentes de generación de rayos cósmicos de diferentes energías. Una de ellas son las estrellas neutrónicas, ejemplo de ellas es la primera imagen. La aceleración de los protones y núcleos se daría a través del campo eléctrico intenso generado mediante la rotación rápida de estos objetos compactos y altamente magnetizados.

Fuente: notaculturaldeldia

  Núcleos activos de galaxias. Los chorros de partículas y lóbulos de radio observados en galaxias activas son del producto del incremento del incremento de materia en agujeros negros súper masivos, cuya localización está en las regiones centrales de dichas galaxias. En principio, el núcleo de las galaxias activas es capaz de acelerar partículas mediante la inducción unipolar, al igual que las estrellas neutrónicas.

Fuente: cosmonoticias

  Radio galaxias Fanaroff-Riley II. Este tipo de radio galaxias presenta chorros tenues que finalizan en lóbulos brillantes. Se estima que la energía es eficientemente transportada en estos chorros, desde el centro hasta los extremos donde se encuentran las manchas calientes, precisamente, en este lugar se especula que son acelerados los rayos cósmicos. 

  Remanente de supernova. El colapso gravitacional de una estrella de gran masa, en su etapa final de vida, genera una explosión de supernova liberando una gran energía de forma concentrada espacial y temporalmente. El material eyectado a causa de esta explosión desplaza y comprime al material interestelar vecino, lo que da lugar a una onda de choque. El núcleo de la estrella sobreviviente a dicha explosión genera partículas relativistas y campos magnéticos en las regiones vecinas durante miles de años. El núcleo, las eyecciones estelares y el gas interestelar barrido configuran lo que se denomina remanente de supernova. Existe un general consenso en que los rayos cósmicos de energías ubicadas por debajo de la rodilla (especificado en la gráfica del espectro de los rayos cósmicos) son producidos en esta onda expansiva.

  Por último encontramos los “Gamma Ray Bursts”. Son destellos de fotones de altas energías los cuales pueden ser más brillantes, durante su corta existencia, que cualquier otra fuente de rayos gamma en el cielo. Dependientemente de su duración se formularon diferentes modelos teóricos. Uno de los cuales especula que estos eventos son el producto de la disipación de la energía cinética por vientos relativistas de plasmas en expansión. Existen algunas similitudes entre los Gamma Ray Bursts y los rayos cósmicos de ultra alta energía que indicarían un origen común. Además, la cantidad de energía por unidad de tiempo y por unidad de volumen emitida por las fuentes en forma de Gamma Ray Bursts es comparable a la de los rayos cósmicos.

Fuente: livescience

Rayos cósmicos en la atmósfera terrestre

  Los rayos cósmicos primarios, al llegar a la Tierra interactúan con núcleos de átomos de la atmósfera a una altitud de entre 15 y 60 km, dependiendo de su naturaleza, dando lugar al inicio de una cascada de partículas secundarias. La interacción primaria produce hadrones que interactúan y decaen: los piñones neutros resultantes actúan como fuentes de sublluvias electromagnéticas, en las que los electrones se encuentran entre las partículas más abundantes. Sólo una fracción de la lluvia llega a nivel del suelo. Los muones y neutrinos son las únicas especies capaces de propagarse de forma subterránea llegando a alcanzar profundidades significativas. Estudiar los efectos de los rayos cósmicos en la atmósfera terrestre es esencial porque gracias a esos efectos podemos detectar los rayos cósmicos estimando su dirección y energía.

  En la atmósfera terrestre, las partículas cargadas de la lluvia generan luz de dos maneras diferentes, una produciendo radiación Cherenkov, que es muy colimada puesto que sus rayos son paralelos entre sí, y otra mediante la emisión de luz fluorescente generada por moléculas de nitrógeno al des excitarse una vez interactuado con las partículas cargadas de la lluvia.

  Los rayos cósmicos sufren diversos procesos en la atmósfera terrestre. Los efectos del conjunto de los rayos cósmicos de bajas energías, al interactuar con la atmósfera terrestre, generan un flujo de partículas de fondo en la atmósfera terrestre o “partículas atmosféricas”.

  Se denomina lluvia extensa atmosférica a una cascada de partículas generadas por la interacción de un solo rayo cósmico altamente energético con la alta atmósfera. En un principio, el número de partículas de la cascada aumenta hasta llegar a alcanzar un máximo, y se va atenuando a medida que aumenta la cantidad de partículas con energías inferiores al umbral de producción de partículas. Esquemáticamente, la lluvia consiste en un disco delgado de partículas relativistas, principalmente electrones, positrones y fotones, distribuidos en un radio que puede llegar a varios kilómetros, propagándose a través de la atmósfera con velocidades cercanas a la de la luz.

  Las cascadas de partículas están constituidas principalmente por tres componentes: la electromagnética, la muónica y la hadrónica. La cascada consiste en un núcleo central compuesto por hadrones altamente energéticos que continuamente alimentan la parte electromagnética de la lluvia a través de la generación de fotones proveniente de la decadencia de los piones neutros. Los nucleones y otros hadrones energéticos continúan contribuyendo a la cascad hadrónica. Las decadencias de los piones cargados de baja energía y de los kaones, alimentan la parte muónica de la lluvia.

  En cada interacción hadrónica, aproximadamente un tercio de la energía pasa a la componente electromagnética. Puesto que la mayoría de los hadrones vuelve a interactuar, la mayor parte de la energía de la partícula primaria se traslada a la componente electromagnética de la lluvia. Además, debido a la rápida multiplicación de la cascada electromagnética, los electrones y positrones son el tipo de partículas más numerosas presentes en la lluvia, cuya energía es disipada principalmente por la ionización en la atmósfera.

  Es por ello que la atmósfera actúa como un calorímetro, absorbiendo la mayor parte de la energía del rayo cósmico primario. Una pequeña fracción de la energía resulta en la generación de neutrinos, que es considerada como una porción invisible de energía.

  En la siguiente imagen podemos observar de una manera esquemática el proceso que realiza cada partícula de un rayo cósmico al interactuar con una molécula de aire, generando una cascada de partículas secundarias y diferentes sub cascadas y una determinada radiación.

Fuente: iteda