VIII. EL ORIGEN DE LOS RAYOS CÓSMICOS: UN PROBLEMA NO RESUELTO

DESDE su descubrimiento en 1912 hasta hoy en día múltiples han sido los intentos por explicar cómo es posible producir partículas cargadas de energías tan altas como las observadas en la radiación cósmica. Recordemos la bella teoría de Millikan, donde identificó a los rayos cósmicos con el "grito primigenio" de elementos pesados que están siendo creados continuamente en el Universo (véase el capítulo I). Desde entonces un número apreciable de investigadores han aportado ideas en las que se consideran diversas fuentes que van desde el Sol hasta los distantes núcleos activos de galaxias,⁶⁶ y que han invocado a los más diversos mecanismos de aceleración cuya gama incluye desde las llamadas tormentas estelares hasta el acto original de creación del Universo.

Como ya hemos visto en otros capítulos, es muy probable que la generación de rayos cósmicos se dé en escenarios astrofísicos, de donde toman sólo una pequeña parte de la energía liberada; así pues, la dificultad para proponer modelos sobre su origen reside no tanto en inventar hipótesis, sino en verificar si ellas son representativas de lo que ocurre en la naturaleza. El conocimiento detallado que hoy en día se tiene de los rayos cósmicos mismos, de la estructura de nuestra galaxia y de la evolución de las estrellas establece severas restricciones hacia las teorías que intentan explicar los problemas centrales sobre el origen de los rayos cósmicos. A nuestro entender, las principales preguntas a responder son:

1) ¿Dónde se producen?
2) ¿Cómo son acelerados?
3) ¿Cuándo fueron producidos?
4) ¿Qué les sucede en su camino hacia la Tierra?

Antes de intentar explicar los avances logrados en la solución de estas cuestiones nos gustaría exponer algunas de las características sobresalientes que se han observado y que toda teoría razonable debe intentar reproducir.

El primer hecho importante conocido acerca de la radiación cósmica se refiere a su composición química: en general se ha observado una sobrepoblación de núcleos pesados con respecto a las abundancias universales. Esta sobreabundancia es, como ya vimos en el capítulo V, mucho más pronunciada en el grupo L (Li, Be, B), cuyo número es 3 x10⁵ veces mayor. Los electrones constituyen tan sólo el 2% del total de la radiación cósmica primaria.

Mediciones de algunos isótopos⁶⁷ radiactivos como el Be¹⁰ o el Al²⁶ nos han permitido saber que la "edad" de los rayos cósmicos es de aproximadamente diez millones de años, lo cual resulta de suma importancia para estimar la cantidad de materia atravesada antes de llegar a la Tierra, la cual se ha calculado en 50 kg/ m² aproximadamente. También sabemos que nos llegan en forma isotrópica y que su número no ha variado mucho desde hace alrededor de mil millones de años.

En la Tierra han podido detectarse partículas de hasta 10²¹ eV, y las de energías altas han sido mucho menos abundantes que las de energías bajas. De hecho, el número de rayos cósmicos varía inversamente con la energía de las partículas elevada a la potencia 2.5 por arriba de los 10⁹ eV.⁶⁸ Por debajo de esta energía los rayos cósmicos galácticos no pueden distinguirse de los solares y por tanto no se conoce la distribución energética de aquéllos.

La densidad de los rayos cósmicos deducida a partir de las observaciones de rayos g en nuestra galaxia no concuerda exactamente con la distribución de los tipos de objetos que por lo general se suponen son fuentes de rayos cósmicos (supernovas, pulsares, estrellas masivas).

Como ya mencionamos, su densidad de energía es alrededor de 10⁶ eV/ m³, la cual resulta comparable con la cantidad de radiación total recibida de todas las estrellas de nuestra galaxia en forma de luz visible. Esto nos da una idea de la enorme energía total contenida en los rayos cósmicos. Pasemos ahora a analizar posibles formas de obtener esa energía.

MECANISMOS DE ACELERACIÓN

Una vez que la controversia sobre la naturaleza de los rayos cósmicos fue resuelta en favor de las partículas cargadas y pudieron medirse las energías que éstas tenían, los científicos empezaron a imaginar posibles formas de acelerar estas partículas.

Los primeros intentos se basaron exclusivamente en la teoría clásica del electromagnetismo, lo cual no es sorprendente pues era la única herramienta de que se disponía en el momento. En 1933 W. F. G. Swann sugirió que los campos magnéticos fluctuantes de las estrellas podrían, por el mecanismo de inducción, acelerar partículas hasta las energías observadas en los rayos cósmicos; acentuando que lo importante no era la magnitud del campo sino la razón temporal de cambio, demostró que la variación de campos a una razón comparable con la observada en las manchas solares (extendida sobre una parte importante de la superficie de una estrella) podría fácilmente producir partículas de 10¹⁰ eV. Este mecanismo se conoce hoy en día con el nombre de betatrón, y es la base de operación de un dispositivo del mismo nombre que se usa en el laboratorio para producir partículas de alta energía.

La primera teoría cuantitativa que hizo predicciones capaces de ser comparadas con las observaciones fue la que E. Fermi formuló en 1949. La forma más fácil de visualizaría es por medio de una analogía mecánica; se basa en el principio de que las partículas cargadas pueden ganar energía al chocar con nubes magnetizadas de velocidades distribuidas al azar.

La forma como estas nubes magnetizadas pueden acelerar partículas es enteramente análoga al choque de una raqueta con una pelota de tenis: si la pelota y la raqueta se mueven en dirección opuesta una hacia la otra, la pelota saldrá del encuentro con más velocidad que la que traía originalmente (colisión "de frente"); si por el contrario, raqueta y pelota se mueven en la misma dirección al momento de chocar, la pelota será frenada (colisión "de cola"). En este símil la pelota sería un rayo cósmico y la raqueta una nube magnetizada. Dos posibles formas de que ocurran estas colisiones se muestran en la figura 33; en una la partícula entra en una región donde el campo magnético es creciente, con lo que aumenta su ángulo de paso⁶⁹ hasta que el plano de giro es perpendicular al campo y entonces la partícula se refleja. El otro tipo de reflexión representa a una partícula guiada por una línea de campo muy curvada.

Suponiendo que las velocidades de las nubes están distribuidas al azar, Fermi calculó que la probabilidad de colisiones "de frente" era mayor que la de colisiones "de cola", puesto que ésta depende de la velocidad relativa entre partícula y nube, por lo que las partículas extraerían en forma neta energía de las nubes y serían aceleradas. Los cálculos de Fermi fueron más allá, hasta encontrar que este mecanismo era capaz de producir un espectro de rayos cósmicos de forma potencial, tal y como se observa, donde el exponente de la potencia es el cociente que resulta del tiempo entre colisiones subsecuentes y el tiempo de permanencia en la galaxia. Haciendo algunas simplificaciones, y bajo la suposición de que la distancia media entre colisiones es de aproximadamente 1 año luz (10¹⁶ m) se llega a un exponente de 2.9, muy cercano al obtenido experimentalmente.

Figura 33. Colisión de una partícula cargada con campos magnéticos. La partícula puede rebotar (arriba) o ser guiada alrededor de la fuerte curvatura (abajo) de la línea de campo. Si el campo magnético está en movimiento, la partícula puede ganar o perder energía en el encuentro.

Este sencillo cálculo resulta asombrosamente cercano a la realidad, sin embargo, hay un factor primordial que no ha sido considerado: las partículas ganan energía en las colisiones pero también la pierden por ionización. Un cálculo más detallado demostrará que existe una energía mínima a partir de la cual las ganancias empiezan a ser mayores que las pérdidas, esta energía se encuentra alrededor de los 10⁸ eV para protones, pero es mucho mayor para partículas más pesadas.

Como vemos, la propuesta original de Fermi presentaba algunos problemas para ser en verdad operativa, sin embargo, mediciones realizadas recientemente a bordo de satélites en el viento solar muestran que este mecanismo puede explicar algunos eventos de partículas energéticas. Esto ha dado lugar a que algunos teóricos propongan que sea posible aplicar versiones modificadas del modelo de Fermi en otros escenarios astrofísicos, como remanentes de supernovas o estrellas masivas con violentos vientos estelares, y no en el medio interestelar como originalmente se propuso.

En vista de los problemas que presentaba su modelo, principalmente por ser un mecanismo muy lento, Fermi propuso en 1954 una segunda idea. Si el efecto de las colisiones "de cola" pudiese disminuirse al mínimo para disminuir las pérdidas de energía de las partículas, entonces podríamos obtener las energías de rayos cósmicos de manera mucho más rápida. Esto se logra mediante la existencia de una onda de choque. Una onda de choque es una discontinuidad brusca en las propiedades de un gas que se propaga a velocidades mayores que la velocidad del sonido en el medio. El caso más típico de una onda de choque astrofísica es la creada por la explosión de una supernova, que puede alcanzar velocidades de hasta 10⁴ km/s, mucho mayores que la del sonido, que en ese medio es de unos 10 km/s.

Consideremos ahora lo que sucedería a una población de partículas previamente energizadas que se encuentren en la región cercana a la onda de choque. En la región frente a la discontinuidad (corriente arriba) las partículas son alcanzadas por la onda de choque, y ganan energía en el encuentro. Algunas de estas partículas que han cruzado a la región detrás de la onda (corriente abajo) son dispersadas por las irregularidades magnéticas presentes de tal forma que pueden cruzar de nuevo corriente arriba, y en esta región son de nuevo dispersadas y relanzadas contra la onda de choque para ser aceleradas de nuevo. Este proceso es mucho más rápido que el anterior y produce también un espectro de rayos cósmicos de tipo potencial con exponente cercano a 2.5. Las únicas condiciones que requiere para su operación es que la discontinuidad sea grande y que exista una población de partículas previamente acelerada por otros mecanismos que bien podrían ser ráfagas estelares similares a las de nuestro Sol o algunos de los que mencionaremos a continuación.

Figura 34. El movimiento de los espejos hacia cada uno de ellos puede acelerar partículas. El efecto es análogo a lo que sucede cuando una bola de ping pong rebota entre la mesa y la raqueta que se mueve rápidamente hacia la parte alta de la mesa.

Una variante del mecanismo de Fermi fue propuesta en 1960 por S. Colgate, quien hizo notar que las explosiones de supernovas pueden generar ondas de choque muy rápidas que arrastrarían el material por el que atraviesan, acelerándolo. Cuando la onda de choque avanza hacia las capas exteriores que son menos densas, tenderá a acelerarse hasta aproximarse a la velocidad de la luz y de esta manera tendría la posibilidad de acelerar algunos átomos de las capas exteriores de la estrella hasta energías muy altas. Estos investigadores estimaron que cerca de 10^-4 de la masa total de la estrella podría adquirir una energía más allá de los 10¹⁰ eV. El espectro que se produce es similar al observado y se llega a energías altas en forma rápida, lo cual hace a este mecanismo muy atractivo. Podríamos imaginar esta situación como la acción de un látigo donde la perturbación se mueve cada vez más rápido hasta que se oye el "chasquido".

En 1959 H. Alfvén imaginó un mecanismo denominado bombeo magnético que podría ser operante donde existieran campos magnéticos que oscilaran. La idea fundamental es la siguiente: si tenemos una región donde el campo magnético es débil en el centro e intenso hacia las fronteras (Figura 34), esto constituirá una botella magnética, pues muchas de las partículas que se encuentren dentro serán constantemente reflejadas en los extremos de la región debido al aumento en su ángulo de paso. Si estos "espejos", por medio de una corriente eléctrica alternante, son hechos oscilar de tal forma que se aproximen y se alejen cíclicamente, tendrán siempre colisiones "de frente" con partículas cuyos periodos de oscilación en la región sean cercanos al de la corriente alterna, y ganarán energía en cada una de estas colisiones.

El bombeo magnético ha podido explicar algunas observaciones de partículas energéticas en las magnetósferas de la Tierra y Júpiter, que por estar deformadas por el viento solar el campo es más intenso del lado día que del lado noche, generándose una situación similar a la descrita en el párrafo anterior. Análogamente, cualquier sistema binario de estrellas donde una de las compañeras posea un viento estelar y la otra esté magnetizada constituirá un escenario ideal para acelerar partículas por bombeo magnético. De hecho los modelos propuestos para explicar las señales de rayos g recibidas de Cygnus X-3 visualizan a ésta como un sistema binario con una estrella gigante que tiene como compañera, bien a una estrella de neutrones o a un hoyo negro⁷⁰ Los rayos g como ya vimos, son producidos por la interacción de protones o núcleos más pesados muy energéticos con material estelar. Las estrellas de neutrones poseen campos magnéticos muy intensos y en particular los pulsares, que tienen velocidades de rotación muy rápidas (del orden de milisegundos), son también obvios candidatos para este proceso de aceleración.

Antes de terminar esta sección quisiéramos mencionar brevemente otro mecanismo propuesto para producir rayos cósmicos. Lo ideó S. I. Syrovatskii, quien en 1961 exploró la posibilidad de acelerar partículas en medios turbulentos magnetizados; la energía de la turbulencia es comunicada al campo magnético, que a su vez cede ésta a los rayos cósmicos. Lo interesante de este mecanismo es que está basado en un argumento totalmente distinto: la equipartición de la energía entre las distintas componentes de un sistema termodinámico.

RELOJES EN LOS RAYOS CÓSMICOS

El uso de abundancias de isótopos radiactivos para medir la edad de alguna muestra de material es una práctica común en muchas ciencias hoy en día: por ejemplo, el uso del C¹⁴ en arqueología o las determinaciones de K⁴⁰ o Rb⁸⁷ para fechar las edades geológicas de las rocas. Desde hace tiempo se ha reconocido que la edad de los rayos cósmicos galácticos puede ser determinada de manera similar si se conocen las abundancias de isótopos adecuados.

Por mediciones de la composición química de núcleos estables en la radiación cósmica sabemos que ésta atraviesa alrededor de 50 kg/ m² de material interestelar al viajar desde sus fuentes hasta la Tierra. Si el medio por el que viaja tiene una densidad promedio de unos cuantos átomos por m³ (valores típicos obtenidos por técnicas astronómicas) y si su velocidad es cercana a la de la luz, tardará en su viaje unos cuantos millones de años. Para medir esta edad de manera más precisa se necesitan isótopos cuya vida media sea comparable con la cruda estimación hecha arriba. Los isótopos más usados en estos estudios son el Be¹⁰ y el Al²⁶, cuyas vidas medias son de 1.6 y 0.87 millones de años respectivamente.

Un núcleo radiactivo en la radiación cósmica puede tener dos posibles orígenes: puede ser una partícula primaria producida, por ejemplo, en una supernova, o puede ser una secundaria producida por la fragmentación de un núcleo más pesado al sufrir una colisión con el material interestelar.⁷¹ Se ha estimado que casi todos los isótopos radiactivos mencionados son productos de fragmentación, pues sus abundancias relativas son mucho mayores en los rayos cósmicos que en el Sistema Solar.

Para obtener los tiempos de propagación que interesan es necesario resolver una ecuación de continuidad donde se tomen en cuenta la producción de los núcleos en cuestión a partir de la fragmentación de otros, la destrucción de aquéllos por colisiones posteriores, y su decaimiento radiactivo. Una vez determinado el tiempo de propagación, se puede conocer también la densidad del material atravesado pues existe una relación de estas dos cantidades con el total de materia encontrada en su camino que, como ya dijimos, es de aproximadamente 50 kg/ m².

Los datos de Be¹⁰ y Al²⁶ obtenidos implican una "edad" de diez millones de años y una densidad de 3 x 10⁵ átomos/ m³ para el medio interestelar. Esta densidad es más baja que la determinada por métodos astronómicos y esta contradicción es una de las incógnitas que aún persisten en el conocimiento del origen de los rayos cósmicos.

Hasta aquí hemos tratado brevemente tres aspectos relacionados con el origen de la radiación cósmica de la manera más sencilla que nos fue posible, apegándonos al conocimiento de hoy en día. Para dar una visión más completa del problema debiéramos referirnos a la composición química y los procesos de propagación en el medio interestelar, pero para abordarlos adecuadamente necesitaríamos, en el primer caso, discutir cuestiones relacionadas con la síntesis nuclear de elementos pesados, y el segundo implica una serie de cambios inducidos por interrelaciones nucleares, ionización, radiación sincrotrónica, colisiones Compton y posiblemente ganancia de energía por procesos tipo Fermi en el medio interestelar. Por tanto, pensamos que discutir estos temas está más allá del alcance de este libro y referimos al lector interesado a obras más especializadas.

Antes de finalizar quisiéramos, sin embargo, indicar algunos de los puntos en el debate sobre el origen galáctico o extragaláctico de la radiación cósmica.

¿GALÁCTICOS O EXTRAGALÁCTICOS?

La galaxia en la que se encuentra nuestro Sistema Solar, la Vía Láctea, es una masa rotante de aproximadamente 10¹¹ estrellas con polvo, gas y nubes de plasma errantes en medio de ellas. Está compuesta por un disco y un halo elipsoidal. El volumen de halo es cerca de 50 veces el del disco. El radio del disco es de alrededor de 50 mil años luz y su grosor de unos 3 000 años luz. Las estrellas jóvenes están distribuidas en el disco, en cúmulos y asociaciones estelares, mientras que las más viejas están concentradas alrededor del centro de la galaxia y se extienden hacia el halo. Una estructura espiral se forma a partir del núcleo galáctico; nuestro Sol se encuentra a una distancia de 30 000 años luz del centro.

El periodo de rotación de la galaxia es de 200 millones de años aproximadamente y se estima que tiene una edad de 15 mil millones de años. La densidad de átomos de hidrógeno en el disco se reduce unas cien veces en el halo, pero existen grandes regiones cuyas dimensiones son de unos diez años luz en las que la densidad puede ser de hasta unas 1 000 veces más grande. Estas nubes de gas ionizado se caracterizan por tener campos magnéticos congelados y movimientos turbulentos dentro de ellas producen campos desordenados en pequeña escala y campos ordenados en gran escala. Esto se ha deducido a partir de la polarización de la luz estelar debido a la orientación magnética de partículas de polvo no esféricas a través de las cuales pasa la luz. El campo magnético galáctico es del orden de 0.03 nT en el halo. Campos magnéticos más intensos pueden apreciarse en fuentes discretas de radio.

Las teorías sobre el origen de los rayos cósmicos pueden dividirse en dos: galácticas o extragalácticas. Entre estas dos hipótesis extremas existen algunas teorías conciliatorias, pero el problema es: ¿de qué evidencia disponemos para distinguir entre estas alternativas? Existen argumentos en favor de los dos extremos y quizá ambas tengan algo de cierto. A fin de poner las cosas un poco más en claro hagamos una pregunta más concreta: ¿en qué volumen del espacio se encuentra una densidad de energía de los rayos cósmicos igual a la que medimos alrededor de la Tierra? Los dos extremos a discutir son el modelo de disco, en el que la densidad de la energía medida para los rayos cósmicos es sólo representativa del disco de nuestra galaxia, fuera del cual la densidad de rayos cósmicos es considerablemente menor. En el extremo opuesto está el modelo extragaláctico universal, en el cual la densidad de la energía local es la misma aproximadamente en todo el Universo. Existen muchos modelos intermedios, por ejemplo, el del halo galáctico, en el que el volumen de confinamiento es el halo de nuestra galaxia, o el del grupo local de galaxias, cuyas dimensiones son de unos 2 millones de años luz, o bien el del supercúmulo local de galaxias, donde los rayos cósmicos se encuentran en una región de 100 millones de años luz aproximadamente.

Presentamos ahora las evidencias:

a) Electrones en los rayos cósmicos. Puesto que la radiación de fondo en microondas llena todo el espacio, los electrones relativistas están expuestos a pérdidas por efecto Compton inverso. Si nos basamos en este hecho se puede calcular la "edad" máxima que se espera para una energía dada y de ahí la distancia máxima de la que puede provenir; por ejemplo, para un electrón de 100 GeV de energía se obtiene una distancia de 4.2 millones de años luz, por lo tanto, los electrones que se observan en la alta atmósfera no pueden provenir de las radiogalaxias ni del supercúmulo local y llegamos así a la conclusión de que los electrones deben ser de origen galáctico.

b) La composición química. Si los rayos cósmicos atraviesan una cantidad de materia de 50 kg/ m² en su viaje hacia la Tierra, es posible demostrar que la composición observada puede obtenerse a partir de una composición intrínseca (o primaria) en las supernovas, más fragmentaciones en el medio interestelar. Este argumento sostiene el origen galáctico de la radiación cósmica. Sin embargo, es posible demostrar por medio de argumentos cosmológicos que aun suponiendo la existencia de un gas interestelar, éste no modificaría sustancialmente la cantidad de materia que los rayos cósmicos atraviesan (50 kg/ m²) y por tanto su composición química no se alteraría. De aquí que no exista evidencia contra la hipótesis extragaláctica en la composición química.

c) Espectro de los rayos cósmicos. Los espectros obtenidos tanto de fuentes extragalácticas de radio como de remanentes de supernovas conducen a un espectro potencial para la radiación cósmica con índice cercano a 2.5. Así pues, tanto fuentes galácticas como extragalácticas pueden producir los espectros observados en los rayos cósmicos.

d) Relojes. De los resultados obtenidos en las mediciones de Be¹⁰ puede deducirse que una fracción sustancial de rayos cósmicos debe haber sido producida en un radio de cuatro millones de años luz alrededor de la Tierra, lo cual favorecería, a primera vista, los modelos galácticos del origen de la radiación cósmica.

Sin embargo, antes de excluir los modelos extragalácticos, debemos mencionar que las mediciones de Be¹⁰ no han sido aún concluyentes debido a la extrema dificultad que existe para medir este isótopo, pues sus abundancias son muy bajas comparadas con el Be⁹. Así pues, mientras no exista evidencia definitiva respecto a las abundancias de Be¹⁰ la decisión entre modelos galácticos y extragalácticos no estará aún definida.

e) Rayos g  por decaimiento de p ⁰. Como vimos en el capítulo anterior, las colisiones de núcleos energéticos con el material interestelar dan lugar a reacciones nucleares en las que se generan mesones p, que a su vez decaen y producen rayos g; la detección de estos rayos g difusos se utiliza como trazador de rayos cósmicos cargados. Si existiesen rayos cósmicos en los espacios intergalácticos se esperaría entonces un flujo intergaláctico de rayos g debido a las colisiones mencionadas; aun cuando el flujo esperado no se observa, esto no puede tomarse como evidencia del origen galáctico de los rayos cósmicos pues no existe evidencia de que exista un gas intergalático de la densidad requerida.

El científico soviético V. L. Ginzburg ha calculado que desde la Nube de Magallanes debería llegar a la Tierra por el proceso aquí descrito un flujo de 3 x 10^-3 fotones por metro cuadrado por segundo correspondiente a rayos g con energías mayores a 100 MeV. Este flujo está más allá de las capacidades de los detectores de rayos g que existen hoy en día, por tanto este nuevo resultado no ayuda a resolver el conflicto que aquí nos ocupa mientras no se puedan desarrollar los detectores adecuados.

f) Isotropía. Este es el único caso en que los modelos galácticos tienen serias dificultades; éstas comienzan con las partículas de energías de 10¹⁸ eV o mayores, puesto que el radio de giro de un protón de esta energía es de aproximadamente mil años luz en el campo magnético galáctico, que se estima del orden de 0.3 nT en el disco. Mil años luz es una distancia comparable con el grosor del disco y, por tanto, sería muy difícil contener a partículas de esta energía dentro de la galaxia, puesto que en el halo su radio de giro sería mucho mayor. Se puede argumentar, para salvar a los modelos galácticos, que si las partículas de las más altas energías son en su gran mayoría núcleos de hierro, entonces sus rigideces magnéticas son mucho menores (véase el Apéndice C) y el radio de giro correspondiente a la energía de 10¹⁹ eV es de unos 300 años luz, que es mucho menos que el grosor del disco galáctico. Aun así, sería observable cierto grado de anisotropía en estas energías, cuestión que no está del todo resuelta pues el flujo de partículas de estas energías es tan bajo que sólo se reciben unas cuantas de ellas por mes en todos los detectores colocados alrededor de la Tierra.

g) Balance energético. Bajo la suposición de que los rayos cósmicos son producidos por las supernovas de nuestra galaxia se puede hacer una estimación de la energía disponible en éstas y compararla con la que contienen aquéllos. Un cálculo sencillo puede hacerse con base en la emisión de radio de alguna supernova conocida, y con esto tener una estimación de la energía disponible en forma de electrones. Si tomamos, por ejemplo, la supernova de Tycho, encontraremos que esta energía es de 10⁴² joules, cantidad considerable de energía si la comparamos con la energía cinética contenida en la expansión de la supernova, que es de 2 x 10⁴⁴ joules, pues debe recordarse que 10⁴² joules representa un mínimo de energía en las partículas, puesto que en ese cálculo no se incluyeron los protones.

Vamos a verificar ahora si estas cantidades son suficientes para proporcionar la energía necesaria en los rayos cósmicos. La densidad de energía en los rayos cósmicos estaría determinada por varias cantidades, a saber: el intervalo de tiempo entre supernovas, el volumen en que los rayos cósmicos se encuentran confinados, el tiempo característico de confinamiento y la energía media emitida en cada supernova en forma de rayos cósmicos. Si usamos los números adecuados para calcular el volumen del disco galáctico, suponemos un tiempo de confinamiento de un millón de años, una producción de supernovas de una por cada 30 años y sabemos que la densidad de energía contenida en los rayos cósmicos es de 10 ⁶ eV/ m³, la energía media emitida en forma de partículas en cada supernova debería ser de alrededor de 3 x 10⁴³ joules (nótese que este número incluye los protones que no incluimos en el cálculo anterior). La conclusión de este análisis es pues que las supernovas son capaces de producir la energía total contenida en los rayos cósmicos.

Si analizamos ahora desde el mismo punto de vista la posibilidad del origen extragaláctico, un cálculo análogo al del párrafo anterior implicaría que las fuentes extragalácticas de rayos cósmicos deberían contener una energía de aproximadamente 10⁵⁹ joules en promedio. Una galaxia con 10¹¹ masas solares tiene disponible 2 x 10⁵⁸ joules en forma de energía en reposo, por tanto 10⁵⁹ joules tan solo en partículas se antoja un número muy grande. Existe la posibilidad de que las masas galácticas no hayan sido estimadas en forma correcta y puedan ser hasta 100 veces mayores; aun así, se necesitarían mecanismos capaces de convertir energía con una eficiencia del 10%, que no ha sido observada.

V. L. Ginzburg calculó, sacando el cociente entre la energía en reposo del Universo y la densidad de energía contenida en los rayos cósmicos, que la conversión de energía debería darse con una eficiencia entre 0.1 y 1%, la cual sigue siendo aún alta según el mencionado autor. Sin embargo, en la Nebulosa del Cangrejo la energía gravitacional del colapso estelar se convierte en energía de partículas con eficiencias mayores al 1%. Por tanto, no parece descabellado pensar en que pudieran existir objetos extragalácticos que convirtiesen energía con eficiencias aún mayores al 10%, ¿por qué no?

De nuevo, los modelos galácticos parecen ser los más adecuados aun cuando no podemos descartar definitivamente los extragalácticos.

Con esto terminamos nuestra revisión del problema del origen de los rayos cósmicos. Como puede apreciarse, en este problema hay aún muchas preguntas por responder, lo que lo hace un activo campo de investigación en estos días. Llegamos también al final de nuestro libro, con el cual esperamos no sólo haber dado a nuestros lectores una visión general del desarrollo y situación actual de la investigación en rayos cósmicos, sino también haber sido capaces de contagiarles un poco del entusiasmo con el que lo hemos escrito.