Un experimento en globo a 30 km en 1947 reveló que había más que protones en la radiación cósmica. Hoy se sabe que el flujo primario de rayos cósmicos se compone aproximadamente de 87% de protones, 11% de helio y 2% de elementos más pesados. Las abundancias nucleares son similares a las del sistema solar, pero las diferencias dicen más. Por ejemplo, se puede calcular que el flujo de 10Be[1] viaja una media de 5 millones de años hasta llegar a la Tierra.
No obstante, los resultados implican un origen adicional para los positrones, aparte de las colisiones interestelares. El exceso de positrones puede venir de fuentes estelares de alta energía, como los púlsares, o de la destrucción de partículas de materia oscura aún no identificadas.
En 1932 Patrick Blackett y Giuseppe Occhialini iniciaron el estudio del espectro de energía de los rayos cósmicos. Llegaron hasta 20 GeV. En la actualidad, se han observado energías de radiación cósmica primaria hasta unos 1020 eV, pero tales sucesos son extremadamente raros.
Las cascadas de partículas que provocan los rayos cósmicos primarios se pueden detectar en una gran extensión del suelo. Se han registrado separaciones de hasta 300 m. Una sola cascada puede contener más de un millón de partículas secundarias. Al principio, se pensaba que eran cascadas electromagnéticas (de gammas y pares electrón-positrón), pero luego se comprendió que la amplia extensión lateral de las mismas se debía a colisiones nucleares que generaban piones.
Aún nos quedan algunas cuestiones finales. No te pierdas el último artículo de esta serie sobre los rayos cósmicos.
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Fuente:
http://www.physicstoday.org/resource/1/phtoad/v65/i2/p30_s1
1. ^ El litio, el berilio y el boro son mucho más abundantes en los rayos cósmicos que en el sistema solar.
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