A principios del siglo XX, los científicos notaron que ciertos instrumentos, denominados electroscopios (ver Fig. 1), los cuales sirven para conocer si un objeto posee carga eléctrica, se descargaban espontáneamente al cabo de un tiempo. Esto los llevo a especular que los átomos presentes en la atmósfera terrestre están ionizados, esto significa que no están en estado neutro, sino cargados.

En 1896, Henri Becquerel y Marie Curie descubrieron que ciertos elementos químicos emiten radiación espontáneamente y que dicha radiación tiene la capacidad de ionizar átomos. Esta propiedad se conoce como radiactividad. Debido a esto, inicialmente se pensó que la ionización atmosférica era producto de elementos radiactivos presentes en la corteza terrestre. Para poner a prueba esta hipótesis, se diseñaron una serie de experimentos para medir el nivel de ionización a diferentes alturas. Si la fuente de la ionización provenía del suelo, se esperaba que la misma disminuyera con la distancia, es decir, cuanto más alejados de la superficie terrestre realizaran la medición, menos ionización esperaban detectar.

Para sorpresa de todos, en 1909, el físico alemán Theodor Wulf realizó mediciones desde lo alto de la torre Eiffel y encontró que la ionización sólo era la mitad de la que se medía sobre la superficie terrestre, lo cual era mucho más de lo que se esperaba a dicha altura. Así fue como entre 1911 y 1913, un físico austríaco, llamado Victor Hess (ver Fig. 2), realizó una serie de viajes en globo aerostático con el objetivo de realizar un estudio más preciso. El 7 de agosto de 1912, Hess alcanzó una altitud de 5300 m y midió un nivel de ionización tres veces mayor que el medido a nivel del mar. Usando datos tomados en un vuelo previo, llevado a cabo durante un eclipse parcial de Sol, Hess pudo excluir al Sol de la lista de posibles fuentes de ionización y concluyó que "los resultados sólo pueden ser explicados suponiendo que una radiación con gran poder de penetración ingresa desde arriba". Así fue como se originó la idea de lo que en 1925 el físico norteamericano Robert Millikan denominaría rayos cósmicos y por cuyo descubrimiento se le adjudicó en 1936 el premio Nobel de física a Victor Hess.

Los rayos cósmicos son principalmente partículas cargadas que poseen energías mayores que su energía en reposo¹. La mayoría de ellos son protones, un 10% son núcleos de helio, un 2% son electrones y un 1% elementos más pesados, como por ejemplo hierro.

Examinando la atmósfera terrestre, se encuentra que, cada segundo, arriban mil rayos cósmicos por metro cuadrado. Las energías de estas partículas van desde 10^-3 GeV hasta 10¹¹ GeV² aproximadamente. El flujo de rayos cósmicos, es decir, la cantidad de energía por unidad de área, tiempo y ángulo sólido en ese rango de energías, se conoce como espectro de rayos cósmicos (ver Fig. 3).

Las partículas de menores energías, es decir, aquellas que tienen hasta 30 GeV, son de origen solar. Esto se debe a que el Sol posee un viento magnetizado que evita que rayos cósmicos de bajas energías provenientes de fuera del Sistema Solar alcancen las regiones más internas del mismo. Observando el espectro de estas partículas, es fácil notar que es de forma lineal a tramos, cada uno de ellos con diferente pendiente. El primero de estos cambios de pendiente se produce a energías del orden de 10^5-6 GeV, mientras que el segundo lo hace a energías de 10⁸ GeV. La forma general del espectro de rayos cósmicos es muy similar a la de una pierna humana, por lo que se denomina al primer cambio de pendiente rodilla y al segundo tobillo.

Los astrofísicos estamos bastante de acuerdo en que los rayos cósmicos en el rango comprendido entre 30 GeV y la rodilla son de origen galáctico. Por otro lado, se cree que el tobillo representa la transición al régimen extragaláctico, debido a que partículas con energías tan altas producidas en la Vía Láctea no podrían permanecer en ella, sino que escaparían rápidamente y no las detectaríamos. A energías del orden de 10¹¹ GeV, el espectro se corta abruptamente. La causa de esto se piensa que es el efecto GZK, que produce la pérdida de energía de las partículas mediante la interacción de los rayos cósmicos con campos de radiación intergalácticos. En consecuencia, lo que originalmente eran rayos cósmicos ultraenergéticos nos llegan como partículas menos energéticas debido a que perdieron energía en el trayecto que recorrieron hasta la Tierra. En el caso de los protones, las interacciones más importantes se producen por interacciones con el fondo cósmico de radiación.

Para dimensionar un poco más la cantidad de rayos cósmicos que existen en cada rango de energías podemos decir que, a energías de 10^3-4 GeV, encontramos una partícula por metro cuadrado por segundo, mientras que, a la altura de la rodilla, solo hallamos una partícula por metro cuadrado por año y arriba de 10⁹ GeV, una partícula por kilómetro cuadrado por año. Vemos entonces que, para poder aumentar las posibilidades de detectar rayos cósmicos ultraenergéticos, será necesario cubrir con detectores grandes áreas.

Los métodos de detección de rayos cósmicos pueden dividirse básicamente en dos categorías: directos e indirectos. Los métodos directos sirven para detectar partículas de hasta 10⁵ GeV y consisten principalmente en detectores adosados a globos o satélites, como así también a la Estación Espacial Internacional (ver Fig. 4). A energías mayores que 10⁵ GeV, el flujo de partículas es muy bajo, por lo cual resulta más conveniente realizar la detección utilizando métodos indirectos.

Cuando un rayo cósmico ingresa a la atmósfera terrestre interactúa con las partículas que la conforman. Si un rayo cósmicos impacta con un núcleo atmosférico, se generan nuevas partículas menos energéticas que la original. A su vez, esas partículas en su trayectoria hacia la superficie terrestre pueden ir decayendo espontáneamente por ser inestables o interactuar con otras partículas generando a su vez más partículas. Lo que tendremos entonces es una lluvia de partículas en la atmósfera, que serán las que detectaremos. En otras palabras, el método es indirecto porque el rayo cósmico original no podrá ser detectado debido a que se perdió en el camino en el cual se generaron nuevas partículas. Lo que se hace entonces es contar y medir las partículas secundarias, para reconstruir y conocer cuál fue la partícula original que inicio la lluvia. Como mencioné antes, en estos casos no alcanza con colocar algunos detectores aislados, sino que deben colocarse arreglos enteros de ellos cubriendo grandes extensiones de territorio. La altura o profundidad a la que se instalan depende del tipo de partículas que se espera detectar. En la provincia de Mendoza, más precisamente en la ciudad de Malargüe, funciona desde 1999 el observatorio de rayos cósmicos Pierre Auger. Aproximadamente 500 científicos de distintos países, incluidos Argentina, México, Alemania, Italia, Reino Unido, entre otros, trabajan tomando datos, analizándolos y poniendo en funcionamiento los detectores. El complejo cuenta con detectores Cherenkov (ver Fig. 5), los cuales son básicamente tanques de agua muy bien sellados que se hallan bajo tierra y que permiten detectar el paso de las partículas generadas en la atmósfera por los rayos cósmicos. También hay detectores de fluorescencia, que permiten medir las emisiones correspondientes a la lluvia de partículas y otros instrumentos, como centelladores de plástico y antenas de radio.

Las fuentes galácticas de rayos cósmicos más populares son los remanentes de supernova y las estrellas de neutrones. Cuando una estrella con más de ocho veces la masa del Sol llega al final de su vida, se produce lo que se denomina explosión supernova. Durante estos eventos, gran parte de la materia que conformaba la estrella es inyectada a grandes velocidades en el medio interestelar, lo cual produce la creación de ondas de choque donde pueden acelerarse partículas hasta energías relativistas.

Por otro lado, las estrellas de neutrones, que son uno de los posibles finales de una estrella que sufre una explosión supernova, también pueden acelerar partículas producto de que son objetos altamente magnetizados y que poseen gran velocidad de rotación. Estas fuentes explican muchos de los rayos cósmicos observados hasta las energías correspondientes a la rodilla, región en la cual el origen de las partículas puede decirse que se torna incierto. Si bien se piensa que todas las partículas con energías mayores a dicho punto deben tener un origen extragaláctico, la situación está lejos de ser clara. Los principales candidatos a fuentes son los núcleos galácticos activos, más comúnmente conocidos como AGN por sus siglas en inglés³ . De cualquier manera, hasta el día de hoy no se ha encontrado una correlación fehaciente entre rayos cósmicos de mayores energías y estas fuentes, por lo que no puede asegurarse nada.

La mayor complicación que acarrea el estudio de los rayos cósmicos es que, al ser partículas cargadas, la interacción de los mismos con el campo magnético galáctico produce la modificación completa de sus trayectorias. Por este motivo, no resulta posible asociarlos con una fuente determinada, ya que la dirección de arribo no tiene correlación con la dirección original en la que fueron emitidos por la fuente. En los tiempos que corren, la astronomía se ha vuelto una ciencia donde el estudio de las fuentes astrofísicas desde una sola perspectiva no aporta la información suficiente, por lo cual debe recurrirse a diferentes estudios. En el caso de las fuentes de rayos cósmicos, se espera que por los procesos de interacción de estas partículas con el medio que las rodea se generen rayos gamma y neutrinos en la cercanía de la fuente. La radiación gamma también nos da información sobre la propagación de los rayos cósmicos, es decir, los recorridos que realizan entre la fuente y otros lugares del Universo, por lo cual también constituye una gran fuente de información en ese sentido.

El estudio de rayos cósmicos nos permite conocer más sobre los procesos y fenómenos que tienen lugar en el Universo, como así también sobre física de partículas. Las energías máximas que pueden obtenerse en los aceleradores de partículas terrestres son del orden 10⁷ GeV, mientras que ya vimos que podemos encontrar partículas en la naturaleza que tienen energías de hasta 10¹¹ GeV. Como en muchos otros casos, aquí el mejor laboratorio que tenemos es el propio Universo, que pone en evidencia nuestras limitaciones tecnológicas, demostrando que todavía es demasiado lo que no entendemos y que nos queda mucho por investigar y descubrir.