III. INTERACCIONES DE LA RADIACIÓN CÓSMICA CON LA MATERIA

COMO ya vimos en el capítulo anterior, el experimento de Bothe y Kolhörster resultó crucial para dilucidar la naturaleza de los rayos cósmicos. Los autores concluyeron que las partículas ionizantes no podían ser electrones de rechazo producidos en la interacción de radiación gamma con la materia (efecto Compton), ya que de otra manera el poder de penetración de dicha radiación debería de ser muy grande y no existía en esa época razón alguna para suponerlo. Más aún, pensaron que los rayos cósmicos primarios eran partículas cargadas y que las que observaron en su experimento, cerca del nivel del mar, eran parte de esos rayos cósmicos primarios que habían sido capaces de atravesar la atmósfera. Como veremos en el presente capítulo, el hecho de que esa conclusión resultase ser una sobresimplificación de la realidad no le resta méritos al carácter pionero del trabajo de Bothe y Kolhörster.

La técnica de Bothe y Kolhörster de usar dos o más contadores operando en coincidencia, que ha dado en llamarse telescopio contador,¹⁹ ha desempeñado, hasta nuestros días, un papel muy importante en la historia del estudio de los rayos cósmicos. Con telescopios contadores fue posible no sólo mostrar que lo que llegaba a la superficie eran partículas cargadas, sino también observar la dirección en que dichas partículas viajaban. Usando ese tipo de detectores muy pronto se mostró, si es que aún existían dudas, que esas partículas venían principalmente de la dirección vertical y que la intensidad se reducía considerablemente al inclinar el telescopio.

CHUBASCOS DE PARTÍCULAS

Los experimentos con telescopios inclinados a 90° con la vertical condujeron, sin embargo, a resultados inesperados e hicieron que la investigación sobre los rayos cósmicos diera otro paso fundamental para comprender esta misteriosa radiación. Se encontró que un conjunto de contadores Geiger operando en coincidencia, pero colocados de manera que una sola partícula proveniente de arriba y viajando en línea recta no pudiera descargarlos, de vez en cuando se descargaban simultáneamente. La conclusión obvia fue que las partículas de la radiación cósmica que estaban observando en la superficie no siempre llegaban solas, sino que a veces lo hacían como miembros de cierto grupo que viajaba más o menos verticalmente. No es de extrañar, entonces, que a esos grupos de partículas, que descendían juntos casi al mismo tiempo, se les denominara chubascos de rayos cósmicos.

Las primeras observaciones de estos chubascos las realizó, en 1929, el físico ruso D. Skobeltzyn al observar las trayectorias de algunas partículas negativas (con energías mucho mayores que las de los rayos b ordinarios) que aparecían simultáneamente en las fotografías que había tomado en una cámara de niebla.

DESCUBRIMIENTO DEL POSITRÓN

Tres años más tarde, en 1932, Carl D. Anderson, al trabajar en el laboratorio de Millikan en el Instituto Tecnológico de California, con una cámara de niebla colocada en el campo de un poderoso electroimán, pudo medir la deflexión magnética de las trayectorias y determinar el radio de curvatura (véase el Apéndice C) de las partículas generadas en un chubasco. Este era mayor de siete metros, lo que implicaba una energía cinética de 5 x 10⁹ eV para partículas con masa igual a la del electrón o 4 x 10⁹ eV para partículas con la masa del protón, es decir, cientos de veces mayor que cualquier energía previamente medida. Para darnos una idea de lo que esto significa diremos que 1 GeV (10⁹ eV) es poco más de la milésima parte de la energía necesaria para mover un gramo de materia un centímetro. Una pequeña partícula subatómica con 1 000 GeV de energía sería entonces capaz de desplazar un bloque de 0.001 kg una distancia de 0.01 m.

Otro de sus hallazgos fue que alrededor de la mitad de las trayectorias se desviaban hacia la derecha mientras que la otra mitad lo hacía hacia la izquierda. Anderson concluyó que en la radiación cósmica de origen local las partículas cargadas positiva y negativamente abundaban por igual. Las partículas positivas, sin embargo, tenían una masa muy pequeña como para poder considerarlas protones. De estos experimentos concluyó que esas partículas eran electrones que se movían hacia arriba o partículas ligeras desconocidas, de carga positiva, que se movían hacia abajo. En el espíritu del conservadurismo científico Anderson adoptó en un principio la primera interpretación. Sin embargo, Millikan lo increpó apuntando que "todo mundo sabe que las partículas de los rayos cósmicos viajan hacia abajo y no hacia arriba, excepto en casos muy raros y, por lo tanto, esas partículas debían ser protones que se movieran hacia abajo".

Para Anderson este punto de vista era difícil de aceptar ya que prácticamente en todos los casos la ionización producida por esas partículas era muy baja para que su masa fuese la del protón.

Para resolver esa aparente paradoja Anderson insertó en medio de la cámara de niebla una placa de plomo con objeto de determinar la dirección en que viajaban esas partículas y distinguir las que se movían hacia arriba y las que se movían hacia abajo. No tardó mucho en obtener un claro ejemplo de una partícula ligera de carga positiva que atravesaba la placa de plomo entrando a la cámara desde abajo y moviéndose hacia arriba. Las mediciones sobre la ionización producida y la curvatura de la partícula mostraban con claridad que se trataba de una partícula con masa mucho menor que la del protón: prácticamente igual a la del electrón. Resulta curioso que, a pesar de las fuertes críticas de Millikan en el sentido de que eran raros los casos de rayos cósmicos que se movieran hacia arriba, éste era uno de esos casos.

En esa misma época se encontraba trabajando también en el Laboratorio Cavendish el joven físico inglés Paul A. M. Dirac, quien había propuesto años antes una nueva teoría sobre el electrón. En dicha teoría, Dirac combinaba los principios básicos de la mecánica cuántica con los postulados de la teoría de la relatividad de Einstein. Para muchos la teoría de Dirac no tenía sentido: predecía cosas absurdas como la existencia de partículas con masa y energía negativas.

Mediante un argumento un tanto caprichoso Dirac mostró que su teoría podía sostenerse si se suponía la existencia de electrones tanto positivos como negativos. Aunque trató de identificar al electrón positivo con el protón, en su teoría, sin embargo, se negaba obstinadamente a aceptar que la hipotética partícula tuviese una masa diferente a la del electrón negativo. Las dos partículas tenían que ser idénticas, excepto por el signo de sus cargas. De acuerdo con una expresión que vendría a ponerse de moda después, cada una de esas partículas era la antipartícula de la otra. Las partículas positivas de los experimentos de Anderson y de otros posteriores de Blackett y Occhialini eran los electrones positivos requeridos por la teoría de Dirac. De inmediato, las piezas del rompecabezas empezaron a caer en su lugar.

PROCESO DE MATERIALIZACIÓN DE LA ENERGÍA

¿Por qué eran tan raros esos electrones positivos que no habían podido ser observados con anterioridad? La respuesta, según la teoría de Dirac, era que los electrones positivos en la materia tenían una vida muy corta, ya que al encontrarse con un electrón negativo las dos partículas se aniquilaban una a otra. Sus masas eran transformadas en energía de acuerdo con la expresión de Einstein E = mc² y esa energía era radiada en forma de fotones.

¿Por qué los chubascos contenían el mismo número de electrones positivos y negativos? La respuesta, nuevamente de acuerdo con la teoría de Dirac, era que el electrón positivo siempre era creado junto con un electrón negativo. La masa de los dos resultaba de un proceso de materialización, conocido como producción de pares, en el cual parte o toda la energía de la partícula primaria era transformada en masa. En esta teoría, fotones de alta energía eran capaces de producir pares de electrones positivos y negativos a través de la materialización de energía. Blackett y Occhialini habían observado en sus experimentos que frecuentemente se originaban chubascos en una placa colocada en medio de una cámara de niebla sin que hubiese traza de que alguna partícula entrara a la placa desde arriba. Estos rayos neutros, como los denominaron, eran los fotones requeridos por la teoría de Dirac.

Con el descubrimiento del positrón, nombre dado por Anderson al electrón positivo, se atestigua por primera vez el proceso de creación de partículas de materia a partir de energía. Por otro lado, el positrón representaba también el primer ejemplo de una partícula de antimateria. Se cree hoy en día que todas las partículas tienen su correspondiente antipartícula, de hecho, muchas han sido ya identificadas.

OBSERVACIONES SOBRE LA PRODUCCIÓN DE CHUBASCOS

Volviendo a nuestra historia, en el mismo año en que Anderson descubría el positrón, Bruno Rossi, interesado también en la producción de chubascos por los rayos cósmicos, colocó tres contadores Geiger en una configuración triangular, como se muestra en el interior de la figura 6, de manera que la descarga de los tres sólo podía ser causada por un chubasco que contuviese al menos dos partículas, incluyendo la incidente, o por el caso, poco probable, de dos partículas independientes pasando a través del aparato casi simultáneamente. La placa colocada arriba de los contadores era de plomo. Sin esta placa, Rossi observó 6.75 coincidencias triples por hora. Cuando se colocaba la placa de 0.01 m de plomo, el número de triples coincidencias aumentaba a 14.1 por hora. Era claro, por lo tanto, que la mayoría de las coincidencias observadas con el plomo en su lugar, se debía a chubascos de partículas provenientes de la interacción de los rayos cósmicos con el mismo plomo.

Figura 6. Número de coincidencias de un grupo de contadores como función del espesor de la placa de plomo colocada por arriba de ellos. El arreglo usado por Rossi se muestra en la parte superior.

Al estudiar el número de coincidencias como función del espesor de la placa, Rossi encontró que dicho número se incrementaba rápidamente hasta alcanzar un máximo para un espesor de la placa entre 0.01 y 0.02 m. Después de ese máximo la curva, como puede verse en la figura, decrecía primero con rapidez para después hacerlo más lentamente a medida que el espesor seguía incrementándose.

En ese entonces muchos pensaban que las partículas penetrantes encontradas en la atmósfera eran los mismos rayos cósmicos primarios. Supuestamente, estas partículas iniciaban los chubascos por interacción con los núcleos atómicos. Sin embargo, la forma de la curva número de coincidencias vs. espesor del plomo (véase la figura 6), mostraba otra cosa. Se sabía que las partículas de la radiación cósmica podían penetrar hasta varios metros de plomo; su número y energía no cambiarían mucho al penetrar tan solo unos cuantos centímetros de plomo. Aun así, el número de chubascos que salían de la placa de plomo decrecía aproximadamente a la mitad cuando el espesor se incrementaba de 0.02 a 0.05 m. Era claro que la radiación responsable de los chubascos era mucho más fácilmente absorbida por el plomo que la famosa Höhenstrahlung.

Estos experimentos fueron, de hecho, cruciales. Si era posible crear en el laboratorio chubascos en capas de plomo, ¿no era también posible que todos los chubascos se originaran en la atmósfera, y que muchas otras partículas detectadas con un telescopio contador tuviesen el mismo origen, aun cuando fuesen observadas como partículas individuales y no como miembros de un grupo de chubascos?

Estos resultados experimentales, así como otros que se habían obtenido hasta ese entonces, y que hemos omitido para ser breves, permitieron que en el transcurso de los siguientes tres años se pudiera desarrollar una teoría satisfactoria sobre el fenómeno de los chubascos y llegar a ciertas conclusiones importantes sobre la radiación que los producía.

LOS CHUBASCOS COMO UN PROCESO DE CASCADA

De acuerdo con ciertos autores, entre los que destacan Bethe y Heitler, Bhabha, Carlson y Oppenheimer, cuando un fotón de alta energía (varios GeV) penetra en un bloque de plomo, después de viajar una distancia pequeña (del orden de 0.007 m según la teoría) desaparece, dando lugar a dos electrones (uno positivo y el otro negativo), los cuales, de acuerdo con el principio de conservación de la energía, comparten la energía del fotón incidente. Los dos electrones no viajan muy lejos antes de radiar cada uno un fotón, por lo cual pierden una gran fracción de su energía.

Estos fotones, así creados, pronto se materializan en un nuevo par de electrones y el proceso continúa. En cada nueva interacción se crea un par de partículas. Dos electrones surgen de un solo fotón; un electrón y un fotón, de un solo electrón. Durante este proceso, la energía de la partícula individual se reduce, en promedio, a la mitad. Como resultado de este proceso, el número de partículas se incrementa al principio mientras que sus energías se reducen.

A la larga, como la energía original ha sido compartida entre un número cada vez mayor de partículas recién creadas, la mayoría de los electrones no tienen la energía suficiente para radiar nuevos fotones y son, entonces, rápidamente frenados por pérdidas por ionización. Igualmente, el mayor número de fotones recién radiados tienen menor energía y son incapaces de producir pares de electrones, y son rápidamente absorbidos por colisiones Compton. De esta manera, el chubasco envejece y termina por morir.

Esta interpretación de los chubascos demostró ser la correcta y estableció varios hechos importantes:

1) La radiación local contenía electrones y fotones con energías de varios giga electrón volts (GeV).
2) Los chubascos observados resultaban de un proceso de cascada iniciado por esos electrones y fotones.
3) Las interacciones individuales, responsables de las cascadas, eran colisiones radiativas de electrones y producción de pares por fotones. Estos procesos ocurrían en la vecindad de los núcleos atómicos; sin embargo, no producían cambio alguno en la estructura de los núcleos, lo cual era contrario a la idea que se tenía en un principio de que los chubascos eran el resultado de desintegraciones nucleares. Cada interacción daba lugar a sólo dos partículas (dos electrones o un fotón y un electrón). Los grupos de muchas partículas que ocasionalmente parecían divergir de un solo punto resultaban de varias interacciones individuales que ocurrían, una después de otra, en la materia.
4) Las partículas ionizantes que constituían la componente blanda de la radiación cósmica local, la menos penetrante, eran electrones de chubascos que tenían su origen en la atmósfera o en los techos de los edificios donde se efectuaban los experimentos.

Estos resultados eran, desde luego, muy alentadores. Sin embargo, era aún necesario explicar la aparente contradicción entre los datos experimentales sobre los chubascos y los datos sobre las partículas muy penetrantes, que perdían energía únicamente por ionización al atravesar espesores considerables de materiales pesados (como el plomo).

DESCUBRIMIENTO DEL MESÓN MU

Uno de los objetivos principales de los experimentos que se llevaron a cabo en aquella época fue el de identificar la naturaleza de esas partículas penetrantes de la radiación cósmica. Se sabía que tenían unidad de carga eléctrica y, por lo tanto, debían ser electrones positivos, negativos o protones, las únicas partículas individuales cargadas conocidas en aquel entonces.

Existían, sin embargo, diversas dificultades con respecto a la naturaleza de esas partículas. La objeción más importante a que fueran protones era que un protón con la misma rigidez magnética de un electrón de 200 MeV (véase el Apéndice C) ionizaría aproximadamente 10 veces más que el electrón. Sin embargo, todas las trayectorias observadas en cámaras de niebla mostraban una mínima ionización.

El problema más serio al considerarlas como electrones —positivos o negativos— era que no se observaban las pérdidas de energía por radiación de los electrones que, de acuerdo con cálculos teóricos basados en la teoría de Bethe y Heitler, deberían ser muy grandes.

Ésta era la situación en 1934, las partículas penetrantes no parecían ser protones ni electrones. Algunos científicos insistieron, sin embargo, en considerarlas como electrones, aunque de un tipo diferente, y hablaban de electrones verdes y electrones rojos; los primeros eran del tipo penetrante y los segundos del tipo absorbible, los cuales perdían grandes cantidades de energía al producir radiación. Otros pensaron en la existencia de un nuevo tipo de partícula, una con masa intermedia entre la del electrón y la del protón.

Pero en 1935, el físico japonés H. Yukawa publicó sus famosas y fundamentales ideas sobre la naturaleza de las fuerzas nucleares y como consecuencia de ellas la posible existencia de un nuevo tipo de partícula portadora de esas fuerzas nucleares, análoga al fotón, portador de las fuerzas electromagnéticas. Sin embargo, a diferencia de estas fuerzas, las nucleares poseen únicamente un pequeño rango de acción. Esto significa que si las fuerzas nucleares son descritas en términos de una partícula portadora, esta partícula debe tener una masa finita, a diferencia del fotón, cuya masa en reposo es cero.

Yukawa, basado en el rango conocido de las fuerzas nucleares, estimó que esa partícula debía tener una masa en reposo aproximadamente 200 veces más pesada que el electrón. De la teoría se desprendía también que deberían existir partículas tanto cargadas como neutras y que cuando se encontrasen libres éstas deberían manifestarse como partículas inestables, es decir, debían decaer como lo hacen los núcleos de sustancias radiactivas. Aún más, Yukawa había determinado, equivocadamente, que la vida media²⁰ de estas partículas, antes de decaer, debía ser del orden de un microsegundo (10^-6 s)²¹ y los productos del decaimiento de cada partícula serían un electrón y un neutrino. La existencia de esta última partícula, con masa cero y sin carga eléctrica, había sido postulada por Pauli y Fermi para explicar por qué los electrones emitidos en el decaimiento b de un elemento radiactivo dado tenían una variedad de energías.

Ese mismo año, Anderson y Neddermeyer obtuvieron las primeras evidencias de un nuevo tipo de partículas. En una serie de experimentos llevados a cabo en Pikes Peak (California), usando una cámara de niebla con una placa de plomo de 0.0035 m de espesor en medio, observaron desintegraciones nucleares en las que muchos protones eran expelidos, pero en algunos casos se observaban también partículas cuya ionización y curvaturas no correspondían a protones ni a electrones de rigideces equivalentes. Pero no fue sino hasta 1937, después de haber tomado más de 6 000 fotografías en las cuales midieron separadamente las pérdidas de energía de partículas individuales y asociadas, que llegaron a la conclusión de que "existen partículas de carga unitaria pero con una masa (la cual puede no tener un valor único) mayor que la de un electrón libre y mucho menor que la de un protón".

Más o menos en la misma época, J. Street y E. C. Stevenson, trabajando en la Universidad de Harvard, reportaron resultados experimentales en los que a partir de la concentración de gotitas a lo largo de la trayectoria de una partícula, en una cámara de niebla, concluían que la partícula en cuestión tenía una masa de aproximadamente 200 masas del electrón. En esta investigación Street y Stevenson no sólo habían establecido, sin lugar a dudas, la existencia de una nueva partícula, sino que habían proporcionado una estimación bastante exacta de su masa (el verdadero valor es de 206.77).

Durante algún tiempo a esta nueva partícula se le conoció con diversos nombres como: barión, partícula X, electrón pesado, mesotrón, o yukón (en honor a Yukawa), siendo por último el de mesón, que viene del griego Mesos y que significa medio, el que logró la aceptación general. Poco después, cuando las investigaciones revelaron la existencia de otro tipo de mesones, los físicos le pusieron al mesón original el prefijo mu (m).

Desde un principio fue claro que la partícula de Yukawa y el mesón de los rayos cósmicos no podían ser la misma partícula. La partícula de Yukawa fue propuesta para explicar las fuertes fuerzas nucleares, mientras que los mesones de la radiación cósmica parecían ignorar por completo las fuerzas nucleares e interaccionar con la materia únicamente a través de fuerzas electromagnéticas.

Sin embargo, no fue sino hasta 1947, con el descubrimiento del pion por C. F. Powell y su grupo, que esta partícula pudo ser identificada con la de Yukawa, aunque el subsecuente descubrimiento de toda una multitud de partículas ha mostrado lo extremadamente complejo del carácter de las fuerzas nucleares, un problema aún sin solución.

El descubrimiento de los mesones m en 1937 cerró otro capítulo en la historia de los rayos cósmicos, el cual se había iniciado con los experimentos de Bothe y Kolhörster. La naturaleza de la radiación cósmica local, observada en la atmósfera, era ahora clara: las partículas penetrantes eran mesones m; las partículas que eran fácilmente absorbidas eran electrones, y las no ionizantes eran fotones. Los mesones m, los electrones y los fotones constituían prácticamente la totalidad de la radiación encontrada al nivel del mar.