V. LA RADIACI�N C�SMICA PRIMARIA Y SU PASO POR LA ATM�SFERA

GENERALMENTE, el nombre radiaci�n c�smica se le ha dado a la totalidad de las diferentes part�culas primarias que llegan al tope de la atm�sfera (radiaci�n c�smica primaria), as� como al conjunto de part�culas secundarias producidas en la atm�sfera por interacciones nucleares entre las primarias y n�cleos atmosf�ricos (radiaci�n c�smica secundaria). Una lista de todas aquellas part�culas que desempe�an un papel importante en la fenomenolog�a de los rayos c�smicos, as� como una descripci�n de algunas de sus propiedades, se da en el cuadro 1 del Ap�ndice D. Adem�s de estas part�culas existen otras muchas, en la familia de las "part�culas elementales", que rara vez aparecen en la radiaci�n c�smica; pertenecen m�s al dominio de la f�sica de altas energ�as que al de la f�sica de rayos c�smicos, es por ello que no han sido incluidas en el cuadro.

La d�cada de los cuarenta sirvi� para entender la naturaleza y propiedades de las diferentes part�culas encontradas en la radiaci�n c�smica local. Pero no fue sino hasta finales de la misma cuando por fin se encontr� una respuesta a la pregunta primordial de Hess: �qu� es la radiaci�n c�smica primaria que proviene del espacio exterior y que llega continuamente al tope de nuestra atm�sfera?

Como ya hemos visto, durante los treinta se hab�an llevado a cabo varios intentos al tratar de dilucidar el problema. Rossi, por ejemplo, basado en argumentos an�logos a los utilizados por St�rmer para explicar el fen�meno de las luces del norte o auroras, en 1930 hab�a predicho que el predominio de un signo de carga (+ o -) sobre el otro dar�a lugar a una asimetr�a este-oeste en la intensidad de la radiaci�n c�smica. Sin embargo, sus mediciones en Florencia, Italia, no pudieron demostrar la existencia de tal efecto. Al a�o siguiente, T. H. Johnson y J. C. Street, mientras trabajaban en Mount Washington (EUA) notaron una mayor intensidad que proven�a del oeste. Esta observaci�n fue sorprendente para muchos, ya que en esa �poca la mayor�a de quienes apoyaban la hip�tesis corpuscular cre�an, consciente o inconscientemente, que los rayos c�smicos primarios eran electrones, y que para ellos, como ya hemos visto, el acceso ser�a mucho m�s f�cil desde el este. Esto dio lugar a un gran n�mero de investigaciones que se llevaron a cabo principalmente en regiones cercanas al ecuador, donde el efecto, de acuerdo con la teor�a, deb�a ser mucho m�s pronunciado. Fue as� como T. H. Johnson, junto con L. �lvarez y A. Compton, en la ciudad de M�xico, confirmaron en 1933 que la mayor intensidad proven�a del oeste, lo que indicaba que la mayor parte de los rayos c�smicos eran part�culas cargadas positivamente.

Como a menudo ocurre en la ciencia, por una diferencia de algunos meses, la precedencia de este importante descubrimiento se le otorg� a Johnson por haber sido el primero en publicar sus resultados. Adem�s, se dijo que la predicci�n del efecto este-oeste correspond�a a G. Lemaitre y M. Sandoval Vallarta, siendo que el trabajo de �stos hab�a sido publicado casi tres a�os despu�s que el de Rossi.

Ahora bien, si la comprobaci�n del efecto este-oeste hubiese ocurrido un a�o antes, la identificaci�n de los rayos c�smicos primarios como protones hubiese sido inmediata. Sin embargo, tan solo un a�o antes, Anderson hab�a descubierto el positr�n; es as� que en 1933 hab�a dos candidatos al t�tulo. La pregunta era, entonces: �los rayos c�smicos primarios son protones o los reci�n descubiertos positrones? La evidencia experimental recabada hasta ese entonces no permit�a discernir a una part�cula de la otra.

Bajo esas condiciones, a principios de los cuarenta, un grupo de investigadores de la Universidad de Chicago, encabezado por M. Schein, inician una serie de experimentos en globo a grandes alturas (alrededor de los 20 km o una profundidad atmosf�rica de aproximadamente 560 kg/ m², donde la presi�n atmosf�rica es de alrededor de un treintavo de atm�sfera). Sus resultados mostraban que las part�culas encontradas a esas alturas pasaban a trav�s de varios cent�metros de plomo sin producir chubascos tan abundantes como se esperar�a en caso de que fuesen electrones. M�s a�n, dichas part�culas tampoco eran absorbidas por el plomo de manera tan r�pida como los electrones. Basados en esos resultados, Schein y colaboradores llegaron a la conclusi�n casi correcta de que todos los rayos c�smicos primarios eran protones.

En 1947, F. L. Hereford realiz� en Swarthmore varios vuelos en globo, en los cuales llev� a bordo complejos arreglos experimentales dise�ados para responder de manera efectiva a la carga de las part�culas que lo atravesaran; encontr� que n�cleos con n�mero at�mico Z � 2 estaban presentes en la radiaci�n c�smica primaria.²³

Un a�o m�s tarde, experimentos realizados por P. Freier, E. J. Lofgren, E. P. Ney, H. L. Bradt, F. Oppenheimer y B. Peters, con emulsiones nucleares y c�maras de niebla en globos a gran altura, demostraron que elementos de la tabla peri�dica, al menos hasta la vecindad del hierro, se encontraban tambi�n presentes en la familia de los rayos c�smicos primarios.

Hoy en d�a sabemos que elementos con carga tan grande como Z

90 han sido encontrados en la radiaci�n c�smica primaria, y que, contrario a la opini�n que se ten�a tan solo hace unos 30 a�os, se encuentran electrones incluso en la radiaci�n c�smica primaria, aunque en cantidades menores que el 3%.

El cuadro 1 muestra las abundancias relativas de los elementos encontrados en la radiaci�n c�smica primaria. Los n�cleos de todos estos elementos se encuentran completamente desprovistos de sus electrones, ya que part�culas cargadas con tan altas energ�as llegan a perderlos por un proceso de ionizaci�n inversa al atravesar peque�as cantidades de materia. Los diferentes grupos se identifican de acuerdo con el n�mero at�mico (Z); la nomenclatura usada sigue el siguiente esquema: hidr�geno (Z = 1); helio (Z = 2); elementos ligeros (Z = 3-5), L; elementos medianos (Z = 6-9), M; y los pesados (Z � 10), H. Subgrupos del �ltimo son el de los elementos muy pesados (Z = 20-30), VH; y los reci�n detectados VVH (Z = 31-92); elementos m�s pesados que los del grupo de hierro y que llegan hasta los elementos transur�nicos, han sido denominados superpesados (Z

100), SH.

En algunas ocasiones, a todos aquellos n�cleos con carga m�ltiple se les denomina n�cleos pesados, para distinguirlos de los protones, ya que est�n cargados por una raz�n masa a carga A/Z

2, mientras que para los protones A/Z = 1.²⁴

En el cuadro tambi�n hemos incluido las abundancias generales de los elementos en el Universo, de acuerdo con estimaciones basadas en diversas observaciones astron�micas tales como: espectros estelares, composiciones mete�ricas, etc. La comparaci�n de las abundancias de los elementos en los rayos c�smicos con las existentes en el Universo tiene, como veremos m�s adelante, importantes implicaciones con respecto a la historia de la vida de los rayos c�smicos.

CUADRO 1. Abundancias relativas de los elementos de la radiaci�n c�smica primaria y en el Universo. La composici�n de los rayos c�smicos se refiere a n�cleos que tienen la misma energ�a por nucle�n.

		Número	Porcentaje de	Porcentaje de	Razón
Grupo	Elemento	atómico Z	abundancia de los RC	abundancia cósmica AC	RC / AC

Protón	H	1	93	90.7	1
Alfa	He	2	6.3	9.1	0.7
L	Li, Be, B	3 - 5	0.10	4 x 10^-7	3 x 10⁵
M	C, N, O, F	6 - 9	0.42	0.14	3
H	Ne - K	10 - 19	0.14	0.054	10
VH	Ca - Zn	20 - 30	0.04	2 x 10^-3	20
VVH	Ga - U	31 - 92	2 x 10^-6	10^-6	2
SH	> U	110	?	?	?

Con respecto a la componente electr�nica primaria, la cual constituye un peque�o porcentaje de los rayos c�smicos que llegan al tope de la atm�sfera, parecen predominar part�culas cargadas negativamente. A energ�as de varios GeV, la fracci�n de positrones es �nicamente del orden de 10%.

Simplemente como un dato m�s sobre la composici�n de los rayos c�smicos primarios hay que mencionar que existen tambi�n componentes neutras en la radiaci�n c�smica. Rayos g, neutrinos y neutrones son generados hasta en el mismo Sol en ocasi�n de eventos como las r�fagas o llamaradas solares (v�ase el cap�tulo VI), de ah� que su presencia dentro de la familia de las radiaciones que nos llegan desde afuera, por peque�as que �stas sean, literalmente forma parte de la radiaci�n c�smica. De esta manera, los nuevos y excitantes campos de investigaci�n de la astronom�a de rayos X, rayos g y neutrinos, se agregan a las llamadas astronom�as invisibles (radio, infrarroja y ultravioleta)²⁵

y a la tradicional astronom�a �ptica en una �ntima relaci�n con la f�sica de rayos c�smicos.

La interpretaci�n de estos hechos y datos sobre la radiaci�n c�smica primaria est� relacionada con el problema del origen de los rayos c�smicos y las propiedades del espacio interestelar, como veremos en el cap�tulo VIII. Basta aqu� con mencionar que un estudio detallado de la estructura fina de la composici�n de la radiaci�n c�smica primaria nos proporciona importante informaci�n sobre hechos sobresalientes en la vida de los rayos c�smicos, como es, por ejemplo, la cantidad de materia que han atravesado en su camino hacia la Tierra desde su lugar de origen. As�, por ejemplo, tenemos que c�lculos basados en las abundancias relativas observadas en los is�topos del helio indican que �stos han atravesado, desde su nacimiento, aproximadamente 30 kg/ m² de materia antes de llegar a la Tierra. El mismo resultado se deduce a partir de las abundancias relativas del numeroso grupo de elementos L. Este grupo se produce por la fragmentaci�n de elementos m�s pesados al atravesar esos 30 o 40 kg/ m² de materia interestelar.

Por otra parte, la raz�n Be/ B refleja la edad de los rayos c�smicos. Uno de los is�topos del berilio, producido por frag mentaci�n de elementos m�s pesados, es el Be¹⁰, el cual es radiactivo. Este is�topo decae en B¹⁰ despu�s de cuatro millones de a�os, de ah� que las cantidades relativas de estos dos is�topos dependan del tiempo total de su viaje hasta la Tierra, el cual llega a estar en el rango de 1 a 100 millones de a�os.

El espectro de energ�a de la radiaci�n c�smica primaria nos describe c�mo est�n distribuidas con respecto a la energ�a las diferentes componentes de �sta. Para determinar la relaci�n intensidad vs. energ�a de cada componente se ha utilizado, como vimos en el cap�tulo anterior, a la Tierra como un analizador magn�tico. As�, por ejemplo, en la figura 15 se muestra c�mo var�an con la latitud geomagn�tica las rigideces umbrales en la direcci�n vertical: podemos ver que el incremento en el n�mero de cuentas de un telescopio vertical entre l = 60� y l = 54� se debe a part�culas con rigideces entre aproximadamente 1 y 2 GV.

Los resultados de las mediciones del espectro de energ�a de las diversas componentes de la radiaci�n c�smica se muestran en la figura 16. En ella se dan los llamados espectros integrales de energ�a, los cuales expresan la relaci�n de c�mo la intensidad j(> E) de los rayos c�smicos, con energ�as que exceden cierto l�mite inferior E, var�a con la energ�a.

Figura 15. Variaci�n de la rigidez umbral vertical con la latitud geomagn�tica, todas las part�culas con rigideces que exceden la rigidez de corte del cono principal son permitidas, mientras que aquellas con rigideces menores que la del cono de St�rmer son prohibidas.

Dado que esos espectros pueden ser representados por leyes de potencia de la forma:

donde K y g son constantes, al tomar el logaritmo de ambos lados de la ecuaci�n, como se ha hecho en la figura, la relaci�n entre j(> E) y E son l�neas rectas con una pendiente igual a g. Es interesante hacer notar, como puede verse en la figura, que el exponente no var�a considerablemente en todo el rango de energ�as de los rayos c�smicos por arriba de los 10 GeV. Como veremos m�s adelante, los �nicos cambios (peque�os pero significativos) que ocurren alrededor de 10¹⁵ y 10¹⁸ eV est�n relacionados con el origen de los rayos c�smicos. El aplanamiento de los espectros integrales hacia las bajas energ�as refleja la influencia del Sol en la propagaci�n de estos rayos c�smicos.

Figura 16. Espectro lineal de energ�a de la radiaci�n c�smica primaria. El eje de las x representa la energ�a total y el de las y intensidad unidireccional de part�culas primarias.

Desde el punto de vista de la significaci�n cosmol�gica de los rayos c�smicos, uno de los par�metros m�s importantes es la densidad de energ�a de la radiaci�n c�smica. Sin entrar en detalles, �sta se puede estimar a partir de las observaciones mostradas en la figura 16 y es del orden de 10⁶ eV/ m³. La significaci�n de este valor tan grande de la densidad de energ�a de los rayos c�smicos es evidente, si consideramos que es igual a la densidad de energ�a de la luz de las estrellas. Esto ser� considerado con mayor detalle en el cap�tulo VIII.

Como ya vimos en el cap�tulo anterior, los rayos c�smicos primarios en su camino hacia la Tierra se encuentran con el campo magn�tico de �sta mucho antes de tener la oportunidad de chocar con las mol�culas de la atm�sfera. El punto exacto donde ocurre la primera colisi�n es, de hecho, una cuesti�n aleatoria. En promedio, los protones chocan despu�s de haber atravesado aproximadamente 800 kg/ m² de materia, o alrededor de un catorzavo de la masa total de aire sobre el nivel del mar; las part�culas a chocan despu�s de haber atravesado alrededor de 250 kg/ m² y n�cleos m�s pesados, despu�s de atravesar aun menores espesores atmosf�ricos. Por lo tanto, la probabilidad de que un rayo c�smico escape de una colisi�n nuclear y llegue al nivel del mar es pr�cticamente de cero. En monta�as de gran altura uno puede encontrar uno que otro rayo c�smico primario, pero part�culas a o n�cleos primarios m�s pesados s�lo los encontraremos cerca del tope de la atm�sfera y para su detecci�n requerimos, por lo tanto, de detectores en globos.

Cuando la radiaci�n c�smica primaria penetra en la atm�sfera, todo lo que sucede resulta de las colisiones de un prot�n²⁶

con la materia del aire. Dichas colisiones pueden ser de dos tipos: con la estructura electr�nica del �tomo, o con el mismo n�cleo. Puesto que el n�cleo es tan peque�o el segundo tipo de colisiones es menos com�n, pero involucran cambios de energ�a muy grandes, y son �stos, cuando ocurren, los que determinan toda la formaci�n de rayos c�smicos secundarios.

Las colisiones del primer tipo, las m�s frecuentes, generalmente dan lugar a que un electr�n sea liberado de la estructura del �tomo "blanco". Este es el mecanismo que conocemos como ionizaci�n y en el que se basa el funcionamiento de detectores como la c�mara de ionizaci�n, contadores Geiger y otros que se utilizan en el estudio de los rayos c�smicos. Un prot�n de energ�a relativista da lugar a aproximadamente 6 000 colisiones ionizantes en un metro de aire a presi�n normal,²⁷

o lo que es lo mismo, en aproximadamente 0.01 kg/ cm² de espesor de materia (v�ase el Ap�ndice E). La energ�a transferida en cada colisi�n est� relacionada mucho m�s con la energ�a de amarre de los electrones del �tomo, que con la energ�a de la part�cula proyectil (siempre y cuando �sta sea mucho mayor), y var�a poco de una sustancia a otra: para muchos materiales es de aproximadamente 30 eV. Las colisiones individuales tienen s�lo un ligero efecto en part�culas como los rayos c�smicos primarios al moverse a trav�s de la atm�sfera: las deflexiones en sus trayectorias son pr�cticamente despreciables, y la p�rdida de 30 eV, de los varios millones que traen, son microsc�picas. Sin embargo, dado que existen muchas de �stas los efectos acumulativos son sustanciales.

A partir de estos valores se puede calcular que si un prot�n penetrase verticalmente toda la atm�sfera, interaccionando �nicamente de esta manera, perder�a s�lo 2 GeV de energ�a ionizando el aire. Por esta raz�n, aun si no existiesen otros tipos de interacci�n, un rayo c�smico primario con energ�a cin�tica inicial menor de 2 GeV al llegar a la atm�sfera no producir�a efecto alguno observable al nivel del mar.

La figura 17 muestra diversas mediciones de la intensidad de la radiaci�n c�smica, como funci�n de la altura, obtenidas desde los primeros d�as de la investigaci�n sobre los rayos c�smicos. La (d), en part�cular, muestra c�mo la curva ha sido extendida en nuestros d�as a grandes alturas usando cohetes y sat�lites. Muestra tambi�n, de manera m�s convincente, c�mo la radiaci�n primaria da lugar a la generaci�n de part�culas secundarias en la atm�sfera. Si el proceso de ionizaci�n que acabamos de describir fuese el importante, lo que observar�amos ser�a una variaci�n en la intensidad con la altura como la representada por la l�nea punteada, es decir, un decrecimiento de la intensidad a medida que los protones, cada vez con menor energ�a cin�tica, usan la totalidad de �sta en ionizar la atm�sfera, y de esta manera alcanzar el final de su "rango".

Figura 17. Variaci�n de la intensidad de la radiaci�n c�smica con la altura. Mediciones realizadas por: (a) Hess (1912); (b) Kolh�ster (1913, 1914), (c) Pfotzer (1936); y (d) en uno de los primeros vuelos en cohete.

La �nica manera en que puede ocurrir lo que se observa es mediante un incremento local del n�mero de part�culas ionizantes, esto es, mediante la generaci�n de muchas part�culas secundarias a partir de una sola primaria, y en casos extremos, dando lugar a la formaci�n de chubascos (v�ase el cap�tulo III).

Lo anterior se logra cuando un rayo c�smico primario choca directamente con el n�cleo de un �tomo atmosf�rico y lo desintegra. Es �nicamente es ese tipo de colisiones donde el n�mero de part�culas cargadas secundarias puede incrementarse.

Para tener una idea de qu� tan frecuentes son este tipo de interacciones en la atm�sfera, es �til expresar la probabilidad de una reacci�n nuclear particular en t�rminos de un �rea efectiva de secci�n transversal del n�cleo. �sta no es m�s que el �rea, asociada con cada n�cleo, tal que si una part�cula incidente penetra dicha �rea la interacci�n tendr� lugar.²⁸

Dado que la mayor parte de la materia contiene aproximadamente 10²⁵ �tomos por kilogramo,²⁹

y el �rea efectiva que presenta un n�cleo (el tama�o en el cual las part�culas que lo forman parecen estar empacadas) es de aproximadamente 10^-28 m², una colisi�n nuclear ocurrir� en promedio despu�s de que la part�cula incidente atraviese alrededor de 800 kg/ m² de aire (620 kg/ m² de agua o 1716 kg/ m² de plomo), distancia que se conoce como longitud de interacci�n y que equivale aproximadamente a un catorzavo de la masa total de la atm�sfera sobre el nivel del mar.

Ahora bien, puesto que , por otro lado el n�mero de part�culas que atraviesan la materia sin interaccionar disminuye exponencialmente,³⁰

de estos dos hechos podemos ver que la primera colisi�n que sufrir� un prot�n primario al llegar a la atm�sfera ser�, en general, muy arriba, y ese prot�n tendr�, entonces, una probabilidad m�nima de llegar hasta la superficie sin haber sufrido alguna interacci�n nuclear.

Nuestro conocimiento actual sobre interacciones nucleares le debe mucho a las investigaciones sobre la radiaci�n c�smica primaria. La primera evidencia de la producci�n de reacciones nucleares causadas por rayos c�smicos provino de los experimentos de Blau y Wambacher, en 1937, al observar en emulsiones nucleares³¹

expuestas durante varios meses, a alturas de monta�a, lo que ha dado en llamarse estrellas, es decir, los diversos fragmentos, productos de la desintegraci�n nuclear de un �tomo (protones, neutrones y part�culas a), emitidos en todas direcciones cuando una part�cula de alta energ�a (rayo c�smico) choca con un �tomo "blanco".

Cuando un rayo c�smico primario choca directamente con el n�cleo de un �tomo atmosf�rico, dependiendo de la energ�a de la part�cula primaria, el tama�o del n�cleo, etc., puede ocurrir una variedad de procesos. �stos pueden dividirse en procesos de absorci�n y de dispersi�n (el�stica e inel�stica). En los procesos de dispersi�n el�stica la cantidad de movimiento y la energ�a cin�tica total se conservan, se trata de una colisi�n como la de dos "bolas de billar". En los de dispersi�n inel�stica, por su parte, una fracci�n de la energ�a del rayo c�smico incidente es absorbida por el n�cleo, en el que queda, a su vez, excitado. Esta energ�a es posteriormente emitida en forma de rayos g, part�culas a, etc., lo que se conoce como proceso de evaporaci�n.

Debido a la energ�a tan grande de la part�cula incidente, la mayor parte de las part�culas secundarias que se producen se propagan en la misma direcci�n que tra�a la primaria.

Existen tres modos (Figura 18) a trav�s de los cuales la part�cula primaria cede su energ�a a trav�s de la atm�sfera hasta el nivel del mar o a�n m�s abajo: v�a 1) la componente nucle�nica o nuclear-activa, 2) la componente dura o mes�nica, y 3) la componente blanda o electromagn�tica.

Figura 18. Principales modos de producci�n de part�culas secundarias a trav�s de la atm�sfera.

Dependiendo de la energ�a que trae la part�cula primaria, predomina uno de esos tres mecanismos de conversi�n de la energ�a primaria en una componente secundaria.

Neutrones y protones, productos de la desintegraci�n de un �tomo atmosf�rico por una part�cula primaria de baja energ�a son los que dan lugar a la componente nucle�nica. Sin embargo, estos nucleones, de energ�a menor que la de la part�cula primaria, tienen suficiente energ�a como para actuar como si fuesen part�culas primarias e interaccionar con nuevos �tomos atmosf�ricos, dando lugar, as�, a lo que se conoce como proceso de cascada. Al llegar a las capas bajas de la atm�sfera, el flujo de esta componente decrece r�pidamente con la profundidad atmosf�rica y constituye tan solo un peque�o porcentaje del flujo total de part�culas cerca del nivel del mar.

A mayores energ�as de la part�cula primaria, las interacciones nucleares no son el�sticas, esto es, la energ�a total que tra�a la part�cula primaria no es igual a la de los nucleones producidos en la desintegraci�n nuclear. Parte de esa energ�a se ha ido en la creaci�n de un nuevo tipo de part�culas y en proveerles la energ�a cin�tica con la cual se alejan del punto donde ocurri� la interacci�n. Son estas nuevas part�culas, los mesones p o piones, y en lo que se convierten, lo que determina casi toda la radiaci�n c�smica secundaria que observamos al nivel del mar.

Los piones, al igual que todas aquellas part�culas que son creadas en interacciones nucleares son, como tambi�n hab�a predicho Yukawa, inestables: de ah� que tengan que decaer, en uno o varios pasos, en alg�n tipo de part�cula estable. Los piones, en particular, existen en tres diferentes estados de carga, es decir, pueden tener carga el�ctrica positiva, negativa o ser neutros. La forma de decaimiento de cada uno de ellos se da en el cuadro 1 del Ap�ndice D. Mientras que los cargados decaen en mesones m de la misma carga, los neutros decaen en rayos g, los cuales mediante una sucesi�n de procesos electromagn�ticos descritos en el cap�tulo III dan lugar a un gran n�mero de part�culas que se extienden sobre grandes �reas. El n�mero de part�culas es aproximadamente proporcional a la energ�a primaria.

Los mesones m, producto del decaimiento de los piones cargados, son tambi�n inestables, pero gracias a la transformaci�n de Lorentz³²

su vida media (alrededor de 2 x 10^-6 s) es lo suficientemente larga como para que algunos de ellos sobrevivan el largo viaje³³

hasta la superficie. De hecho, los muones son el tipo m�s abundante de part�culas de la radiaci�n c�smica secundaria al nivel del mar.

La componente blanda o electromagn�tica est� formada fundamentalmente por electrones y positrones resultantes del decaimiento de los mesones m (negativos y positivos), procesos de ionizaci�n, producci�n de pares y de las cascadas fot�n-electr�n. Los positrones resultantes del decaimiento de mesones m positivos y de la producci�n de pares tienden a desaparecer en la atm�sfera a trav�s de procesos de aniquilamiento con electrones de los �tomos del aire. Los electrones producto del decaimiento de los muones pueden ser lo suficientemente energ�ticos como para iniciar un chubasco.

Algunos mesones p pueden ser producidos en interacciones nucleares de los nucleones secundarios m�s energ�ticos. M�s a�n, algunos muones, aunque son part�culas que interaccionan d�bilmente, en ocasiones pueden producir nucleones.

Del car�cter de la producci�n de part�culas y de los procesos de decaimiento podemos ver que la composici�n de la radiaci�n c�smica secundaria var�a con la altura, es decir, con la profundidad atmosf�rica. El contenido de neutrones de la componente nucle�nica es especialmente variable, en parte debido al decaimiento de neutrones y en parte a reacciones nucleares.

Como podemos darnos cuenta, el estudio de las interacciones nucleares nos ha permitido construir descripciones muy �tiles de la radiaci�n c�smica secundaria de manera que podemos interpretar lo que observamos en t�rminos de la radiaci�n c�smica primaria, de la cual se derivan.

As�, por ejemplo, el espectro primario de energ�as ha podido ser determinado a partir de la frecuencia con que ocurren chubascos atmosf�ricos extensos al nivel del mar como funci�n del tama�o del chubasco.

Por otro lado, a partir de la intensidad de la radiaci�n c�smica secundaria, detectada en la superficie por detectores como el monitor de neutrones o telescopios de mesones³⁴

ha sido posible estudiar directamente las variaciones temporales en la intensidad de la radiaci�n c�smica primaria. Para esto ha sido necesario desarrollar modelos te�ricos que toman en cuenta las posibles fuentes de variaci�n de la intensidad observada, como son:

1) Variaciones asociadas con alteraciones en el estado de la atm�sfera (presi�n, temperatura, distribuci�n de masa). Este tipo de variaciones son generalmente conocidas como efectos meteorol�gicos.

2) Variaciones asociadas con cambios en el umbral geomagn�tico, que pueden ocurrir como resultado de cualquier perturbaci�n geomagn�tica. La amplitud de estas variaciones es peque�a.

Una vez que a la intensidad registrada se le eliminan este tipo de variaciones, la intensidad resultante mostrar� �nicamente aquellas variaciones de origen primario, las cuales se reflejan en cambios en el espectro de energ�a primaria. Estas variaciones de origen extraterrestre son las m�s interesantes desde el punto de vista astrof�sico, ya que a partir de ellas podemos obtener informaci�n sobre las condiciones electromagn�ticas en la vecindad de la Tierra y el Sol, en el medio interplanetario, y en la galaxia.