V. LA RADIACIÓN CÓSMICA PRIMARIA Y SU PASO POR LA ATMÓSFERA

GENERALMENTE, el nombre radiación cósmica se le ha dado a la totalidad de las diferentes partículas primarias que llegan al tope de la atmósfera (radiación cósmica primaria), así como al conjunto de partículas secundarias producidas en la atmósfera por interacciones nucleares entre las primarias y núcleos atmosféricos (radiación cósmica secundaria). Una lista de todas aquellas partículas que desempeñan un papel importante en la fenomenología de los rayos cósmicos, así como una descripción de algunas de sus propiedades, se da en el cuadro 1 del Apéndice D. Además de estas partículas existen otras muchas, en la familia de las "partículas elementales", que rara vez aparecen en la radiación cósmica; pertenecen más al dominio de la física de altas energías que al de la física de rayos cósmicos, es por ello que no han sido incluidas en el cuadro.

La década de los cuarenta sirvió para entender la naturaleza y propiedades de las diferentes partículas encontradas en la radiación cósmica local. Pero no fue sino hasta finales de la misma cuando por fin se encontró una respuesta a la pregunta primordial de Hess: ¿qué es la radiación cósmica primaria que proviene del espacio exterior y que llega continuamente al tope de nuestra atmósfera?

Como ya hemos visto, durante los treinta se habían llevado a cabo varios intentos al tratar de dilucidar el problema. Rossi, por ejemplo, basado en argumentos análogos a los utilizados por Störmer para explicar el fenómeno de las luces del norte o auroras, en 1930 había predicho que el predominio de un signo de carga (+ o -) sobre el otro daría lugar a una asimetría este-oeste en la intensidad de la radiación cósmica. Sin embargo, sus mediciones en Florencia, Italia, no pudieron demostrar la existencia de tal efecto. Al año siguiente, T. H. Johnson y J. C. Street, mientras trabajaban en Mount Washington (EUA) notaron una mayor intensidad que provenía del oeste. Esta observación fue sorprendente para muchos, ya que en esa época la mayoría de quienes apoyaban la hipótesis corpuscular creían, consciente o inconscientemente, que los rayos cósmicos primarios eran electrones, y que para ellos, como ya hemos visto, el acceso sería mucho más fácil desde el este. Esto dio lugar a un gran número de investigaciones que se llevaron a cabo principalmente en regiones cercanas al ecuador, donde el efecto, de acuerdo con la teoría, debía ser mucho más pronunciado. Fue así como T. H. Johnson, junto con L. Álvarez y A. Compton, en la ciudad de México, confirmaron en 1933 que la mayor intensidad provenía del oeste, lo que indicaba que la mayor parte de los rayos cósmicos eran partículas cargadas positivamente.

Como a menudo ocurre en la ciencia, por una diferencia de algunos meses, la precedencia de este importante descubrimiento se le otorgó a Johnson por haber sido el primero en publicar sus resultados. Además, se dijo que la predicción del efecto este-oeste correspondía a G. Lemaitre y M. Sandoval Vallarta, siendo que el trabajo de éstos había sido publicado casi tres años después que el de Rossi.

Ahora bien, si la comprobación del efecto este-oeste hubiese ocurrido un año antes, la identificación de los rayos cósmicos primarios como protones hubiese sido inmediata. Sin embargo, tan solo un año antes, Anderson había descubierto el positrón; es así que en 1933 había dos candidatos al título. La pregunta era, entonces: ¿los rayos cósmicos primarios son protones o los recién descubiertos positrones? La evidencia experimental recabada hasta ese entonces no permitía discernir a una partícula 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 atmosférica de aproximadamente 560 kg/ m², donde la presión atmosférica es de alrededor de un treintavo de atmósfera). Sus resultados mostraban que las partículas encontradas a esas alturas pasaban a través de varios centímetros de plomo sin producir chubascos tan abundantes como se esperaría en caso de que fuesen electrones. Más aún, dichas partículas tampoco eran absorbidas por el plomo de manera tan rápida como los electrones. Basados en esos resultados, Schein y colaboradores llegaron a la conclusión casi correcta de que todos los rayos cósmicos primarios eran protones.

En 1947, F. L. Hereford realizó en Swarthmore varios vuelos en globo, en los cuales llevó a bordo complejos arreglos experimentales diseñados para responder de manera efectiva a la carga de las partículas que lo atravesaran; encontró que núcleos con número atómico Z ³ 2 estaban presentes en la radiación cósmica primaria.²³

Un año más tarde, experimentos realizados por P. Freier, E. J. Lofgren, E. P. Ney, H. L. Bradt, F. Oppenheimer y B. Peters, con emulsiones nucleares y cámaras de niebla en globos a gran altura, demostraron que elementos de la tabla periódica, al menos hasta la vecindad del hierro, se encontraban también presentes en la familia de los rayos cósmicos primarios.

Hoy en día sabemos que elementos con carga tan grande como Z

90 han sido encontrados en la radiación cósmica primaria, y que, contrario a la opinión que se tenía tan solo hace unos 30 años, se encuentran electrones incluso en la radiación cósmica primaria, aunque en cantidades menores que el 3%.

El cuadro 1 muestra las abundancias relativas de los elementos encontrados en la radiación cósmica primaria. Los núcleos de todos estos elementos se encuentran completamente desprovistos de sus electrones, ya que partículas cargadas con tan altas energías llegan a perderlos por un proceso de ionización inversa al atravesar pequeñas cantidades de materia. Los diferentes grupos se identifican de acuerdo con el número atómico (Z); la nomenclatura usada sigue el siguiente esquema: hidrógeno (Z = 1); helio (Z = 2); elementos ligeros (Z = 3-5), L; elementos medianos (Z = 6-9), M; y los pesados (Z ³ 10), H. Subgrupos del último son el de los elementos muy pesados (Z = 20-30), VH; y los recién detectados VVH (Z = 31-92); elementos más pesados que los del grupo de hierro y que llegan hasta los elementos transuránicos, han sido denominados superpesados (Z

100), SH.

En algunas ocasiones, a todos aquellos núcleos con carga múltiple se les denomina núcleos pesados, para distinguirlos de los protones, ya que están cargados por una razón masa a carga A/Z

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

En el cuadro también hemos incluido las abundancias generales de los elementos en el Universo, de acuerdo con estimaciones basadas en diversas observaciones astronómicas tales como: espectros estelares, composiciones meteóricas, etc. La comparación de las abundancias de los elementos en los rayos cósmicos con las existentes en el Universo tiene, como veremos más adelante, importantes implicaciones con respecto a la historia de la vida de los rayos cósmicos.

CUADRO 1. Abundancias relativas de los elementos de la radiación cósmica primaria y en el Universo. La composición de los rayos cósmicos se refiere a núcleos que tienen la misma energía por nucleón.

		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 electrónica primaria, la cual constituye un pequeño porcentaje de los rayos cósmicos que llegan al tope de la atmósfera, parecen predominar partículas cargadas negativamente. A energías de varios GeV, la fracción de positrones es únicamente del orden de 10%.

Simplemente como un dato más sobre la composición de los rayos cósmicos primarios hay que mencionar que existen también componentes neutras en la radiación cósmica. Rayos g, neutrinos y neutrones son generados hasta en el mismo Sol en ocasión de eventos como las ráfagas o llamaradas solares (véase el capítulo VI), de ahí que su presencia dentro de la familia de las radiaciones que nos llegan desde afuera, por pequeñas que éstas sean, literalmente forma parte de la radiación cósmica. De esta manera, los nuevos y excitantes campos de investigación de la astronomía de rayos X, rayos g y neutrinos, se agregan a las llamadas astronomías invisibles (radio, infrarroja y ultravioleta)²⁵

y a la tradicional astronomía óptica en una íntima relación con la física de rayos cósmicos.

La interpretación de estos hechos y datos sobre la radiación cósmica primaria está relacionada con el problema del origen de los rayos cósmicos y las propiedades del espacio interestelar, como veremos en el capítulo VIII. Basta aquí con mencionar que un estudio detallado de la estructura fina de la composición de la radiación cósmica primaria nos proporciona importante información sobre hechos sobresalientes en la vida de los rayos cósmicos, como es, por ejemplo, la cantidad de materia que han atravesado en su camino hacia la Tierra desde su lugar de origen. Así, por ejemplo, tenemos que cálculos basados en las abundancias relativas observadas en los isótopos del helio indican que éstos 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 fragmentación de elementos más pesados al atravesar esos 30 o 40 kg/ m² de materia interestelar.

Por otra parte, la razón Be/ B refleja la edad de los rayos cósmicos. Uno de los isótopos del berilio, producido por frag mentación de elementos más pesados, es el Be¹⁰, el cual es radiactivo. Este isótopo decae en B¹⁰ después de cuatro millones de años, de ahí que las cantidades relativas de estos dos isótopos dependan del tiempo total de su viaje hasta la Tierra, el cual llega a estar en el rango de 1 a 100 millones de años.

El espectro de energía de la radiación cósmica primaria nos describe cómo están distribuidas con respecto a la energía las diferentes componentes de ésta. Para determinar la relación intensidad vs. energía de cada componente se ha utilizado, como vimos en el capítulo anterior, a la Tierra como un analizador magnético. Así, por ejemplo, en la figura 15 se muestra cómo varían con la latitud geomagnética las rigideces umbrales en la dirección vertical: podemos ver que el incremento en el número de cuentas de un telescopio vertical entre l = 60° y l = 54° se debe a partículas con rigideces entre aproximadamente 1 y 2 GV.

Los resultados de las mediciones del espectro de energía de las diversas componentes de la radiación cósmica se muestran en la figura 16. En ella se dan los llamados espectros integrales de energía, los cuales expresan la relación de cómo la intensidad j(> E) de los rayos cósmicos, con energías que exceden cierto límite inferior E, varía con la energía.

Figura 15. Variación de la rigidez umbral vertical con la latitud geomagnética, todas las partículas con rigideces que exceden la rigidez de corte del cono principal son permitidas, mientras que aquellas con rigideces menores que la del cono de Störmer 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 ecuación, como se ha hecho en la figura, la relación entre j(> E) y E son líneas rectas con una pendiente igual a g. Es interesante hacer notar, como puede verse en la figura, que el exponente no varía considerablemente en todo el rango de energías de los rayos cósmicos por arriba de los 10 GeV. Como veremos más adelante, los únicos cambios (pequeños pero significativos) que ocurren alrededor de 10¹⁵ y 10¹⁸ eV están relacionados con el origen de los rayos cósmicos. El aplanamiento de los espectros integrales hacia las bajas energías refleja la influencia del Sol en la propagación de estos rayos cósmicos.

Figura 16. Espectro lineal de energía de la radiación cósmica primaria. El eje de las x representa la energía total y el de las y intensidad unidireccional de partículas primarias.

Desde el punto de vista de la significación cosmológica de los rayos cósmicos, uno de los parámetros más importantes es la densidad de energía de la radiación cósmica. Sin entrar en detalles, ésta se puede estimar a partir de las observaciones mostradas en la figura 16 y es del orden de 10⁶ eV/ m³. La significación de este valor tan grande de la densidad de energía de los rayos cósmicos es evidente, si consideramos que es igual a la densidad de energía de la luz de las estrellas. Esto será considerado con mayor detalle en el capítulo VIII.

Como ya vimos en el capítulo anterior, los rayos cósmicos primarios en su camino hacia la Tierra se encuentran con el campo magnético de ésta mucho antes de tener la oportunidad de chocar con las moléculas de la atmósfera. El punto exacto donde ocurre la primera colisión es, de hecho, una cuestión aleatoria. En promedio, los protones chocan después 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 partículas a chocan después de haber atravesado alrededor de 250 kg/ m² y núcleos más pesados, después de atravesar aun menores espesores atmosféricos. Por lo tanto, la probabilidad de que un rayo cósmico escape de una colisión nuclear y llegue al nivel del mar es prácticamente de cero. En montañas de gran altura uno puede encontrar uno que otro rayo cósmico primario, pero partículas a o núcleos primarios más pesados sólo los encontraremos cerca del tope de la atmósfera y para su detección requerimos, por lo tanto, de detectores en globos.

Cuando la radiación cósmica primaria penetra en la atmósfera, todo lo que sucede resulta de las colisiones de un protón²⁶

con la materia del aire. Dichas colisiones pueden ser de dos tipos: con la estructura electrónica del átomo, o con el mismo núcleo. Puesto que el núcleo es tan pequeño el segundo tipo de colisiones es menos común, pero involucran cambios de energía muy grandes, y son éstos, cuando ocurren, los que determinan toda la formación de rayos cósmicos secundarios.

Las colisiones del primer tipo, las más frecuentes, generalmente dan lugar a que un electrón sea liberado de la estructura del átomo "blanco". Este es el mecanismo que conocemos como ionización y en el que se basa el funcionamiento de detectores como la cámara de ionización, contadores Geiger y otros que se utilizan en el estudio de los rayos cósmicos. Un protón de energía relativista da lugar a aproximadamente 6 000 colisiones ionizantes en un metro de aire a presión normal,²⁷

o lo que es lo mismo, en aproximadamente 0.01 kg/ cm² de espesor de materia (véase el Apéndice E). La energía transferida en cada colisión está relacionada mucho más con la energía de amarre de los electrones del átomo, que con la energía de la partícula proyectil (siempre y cuando ésta sea mucho mayor), y varía poco de una sustancia a otra: para muchos materiales es de aproximadamente 30 eV. Las colisiones individuales tienen sólo un ligero efecto en partículas como los rayos cósmicos primarios al moverse a través de la atmósfera: las deflexiones en sus trayectorias son prácticamente despreciables, y la pérdida de 30 eV, de los varios millones que traen, son microscópicas. Sin embargo, dado que existen muchas de éstas los efectos acumulativos son sustanciales.

A partir de estos valores se puede calcular que si un protón penetrase verticalmente toda la atmósfera, interaccionando únicamente de esta manera, perdería sólo 2 GeV de energía ionizando el aire. Por esta razón, aun si no existiesen otros tipos de interacción, un rayo cósmico primario con energía cinética inicial menor de 2 GeV al llegar a la atmósfera no produciría efecto alguno observable al nivel del mar.

La figura 17 muestra diversas mediciones de la intensidad de la radiación cósmica, como función de la altura, obtenidas desde los primeros días de la investigación sobre los rayos cósmicos. La (d), en partícular, muestra cómo la curva ha sido extendida en nuestros días a grandes alturas usando cohetes y satélites. Muestra también, de manera más convincente, cómo la radiación primaria da lugar a la generación de partículas secundarias en la atmósfera. Si el proceso de ionización que acabamos de describir fuese el importante, lo que observaríamos sería una variación en la intensidad con la altura como la representada por la línea punteada, es decir, un decrecimiento de la intensidad a medida que los protones, cada vez con menor energía cinética, usan la totalidad de ésta en ionizar la atmósfera, y de esta manera alcanzar el final de su "rango".

Figura 17. Variación de la intensidad de la radiación cósmica con la altura. Mediciones realizadas por: (a) Hess (1912); (b) Kolhöster (1913, 1914), (c) Pfotzer (1936); y (d) en uno de los primeros vuelos en cohete.

La única manera en que puede ocurrir lo que se observa es mediante un incremento local del número de partículas ionizantes, esto es, mediante la generación de muchas partículas secundarias a partir de una sola primaria, y en casos extremos, dando lugar a la formación de chubascos (véase el capítulo III).

Lo anterior se logra cuando un rayo cósmico primario choca directamente con el núcleo de un átomo atmosférico y lo desintegra. Es únicamente es ese tipo de colisiones donde el número de partículas cargadas secundarias puede incrementarse.

Para tener una idea de qué tan frecuentes son este tipo de interacciones en la atmósfera, es útil expresar la probabilidad de una reacción nuclear particular en términos de un área efectiva de sección transversal del núcleo. Ésta no es más que el área, asociada con cada núcleo, tal que si una partícula incidente penetra dicha área la interacción tendrá lugar.²⁸

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

y el área efectiva que presenta un núcleo (el tamaño en el cual las partículas que lo forman parecen estar empacadas) es de aproximadamente 10^-28 m², una colisión nuclear ocurrirá en promedio después de que la partícula 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 interacción y que equivale aproximadamente a un catorzavo de la masa total de la atmósfera sobre el nivel del mar.

Ahora bien, puesto que , por otro lado el número de partículas que atraviesan la materia sin interaccionar disminuye exponencialmente,³⁰

de estos dos hechos podemos ver que la primera colisión que sufrirá un protón primario al llegar a la atmósfera será, en general, muy arriba, y ese protón tendrá, entonces, una probabilidad mínima de llegar hasta la superficie sin haber sufrido alguna interacción nuclear.

Nuestro conocimiento actual sobre interacciones nucleares le debe mucho a las investigaciones sobre la radiación cósmica primaria. La primera evidencia de la producción de reacciones nucleares causadas por rayos cósmicos provino de los experimentos de Blau y Wambacher, en 1937, al observar en emulsiones nucleares³¹

expuestas durante varios meses, a alturas de montaña, lo que ha dado en llamarse estrellas, es decir, los diversos fragmentos, productos de la desintegración nuclear de un átomo (protones, neutrones y partículas a), emitidos en todas direcciones cuando una partícula de alta energía (rayo cósmico) choca con un átomo "blanco".

Cuando un rayo cósmico primario choca directamente con el núcleo de un átomo atmosférico, dependiendo de la energía de la partícula primaria, el tamaño del núcleo, etc., puede ocurrir una variedad de procesos. Éstos pueden dividirse en procesos de absorción y de dispersión (elástica e inelástica). En los procesos de dispersión elástica la cantidad de movimiento y la energía cinética total se conservan, se trata de una colisión como la de dos "bolas de billar". En los de dispersión inelástica, por su parte, una fracción de la energía del rayo cósmico incidente es absorbida por el núcleo, en el que queda, a su vez, excitado. Esta energía es posteriormente emitida en forma de rayos g, partículas a, etc., lo que se conoce como proceso de evaporación.

Debido a la energía tan grande de la partícula incidente, la mayor parte de las partículas secundarias que se producen se propagan en la misma dirección que traía la primaria.

Existen tres modos (Figura 18) a través de los cuales la partícula primaria cede su energía a través de la atmósfera hasta el nivel del mar o aún más abajo: vía 1) la componente nucleónica o nuclear-activa, 2) la componente dura o mesónica, y 3) la componente blanda o electromagnética.

Figura 18. Principales modos de producción de partículas secundarias a través de la atmósfera.

Dependiendo de la energía que trae la partícula primaria, predomina uno de esos tres mecanismos de conversión de la energía primaria en una componente secundaria.

Neutrones y protones, productos de la desintegración de un átomo atmosférico por una partícula primaria de baja energía son los que dan lugar a la componente nucleónica. Sin embargo, estos nucleones, de energía menor que la de la partícula primaria, tienen suficiente energía como para actuar como si fuesen partículas primarias e interaccionar con nuevos átomos atmosféricos, dando lugar, así, a lo que se conoce como proceso de cascada. Al llegar a las capas bajas de la atmósfera, el flujo de esta componente decrece rápidamente con la profundidad atmosférica y constituye tan solo un pequeño porcentaje del flujo total de partículas cerca del nivel del mar.

A mayores energías de la partícula primaria, las interacciones nucleares no son elásticas, esto es, la energía total que traía la partícula primaria no es igual a la de los nucleones producidos en la desintegración nuclear. Parte de esa energía se ha ido en la creación de un nuevo tipo de partículas y en proveerles la energía cinética con la cual se alejan del punto donde ocurrió la interacción. Son estas nuevas partículas, los mesones p o piones, y en lo que se convierten, lo que determina casi toda la radiación cósmica secundaria que observamos al nivel del mar.

Los piones, al igual que todas aquellas partículas que son creadas en interacciones nucleares son, como también había predicho Yukawa, inestables: de ahí que tengan que decaer, en uno o varios pasos, en algún tipo de partícula estable. Los piones, en particular, existen en tres diferentes estados de carga, es decir, pueden tener carga eléctrica positiva, negativa o ser neutros. La forma de decaimiento de cada uno de ellos se da en el cuadro 1 del Apéndice D. Mientras que los cargados decaen en mesones m de la misma carga, los neutros decaen en rayos g, los cuales mediante una sucesión de procesos electromagnéticos descritos en el capítulo III dan lugar a un gran número de partículas que se extienden sobre grandes áreas. El número de partículas es aproximadamente proporcional a la energía primaria.

Los mesones m, producto del decaimiento de los piones cargados, son también inestables, pero gracias a la transformación 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 más abundante de partículas de la radiación cósmica secundaria al nivel del mar.

La componente blanda o electromagnética está formada fundamentalmente por electrones y positrones resultantes del decaimiento de los mesones m (negativos y positivos), procesos de ionización, producción de pares y de las cascadas fotón-electrón. Los positrones resultantes del decaimiento de mesones m positivos y de la producción de pares tienden a desaparecer en la atmósfera a través de procesos de aniquilamiento con electrones de los átomos del aire. Los electrones producto del decaimiento de los muones pueden ser lo suficientemente energéticos como para iniciar un chubasco.

Algunos mesones p pueden ser producidos en interacciones nucleares de los nucleones secundarios más energéticos. Más aún, algunos muones, aunque son partículas que interaccionan débilmente, en ocasiones pueden producir nucleones.

Del carácter de la producción de partículas y de los procesos de decaimiento podemos ver que la composición de la radiación cósmica secundaria varía con la altura, es decir, con la profundidad atmosférica. El contenido de neutrones de la componente nucleónica 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 útiles de la radiación cósmica secundaria de manera que podemos interpretar lo que observamos en términos de la radiación cósmica primaria, de la cual se derivan.

Así, por ejemplo, el espectro primario de energías ha podido ser determinado a partir de la frecuencia con que ocurren chubascos atmosféricos extensos al nivel del mar como función del tamaño del chubasco.

Por otro lado, a partir de la intensidad de la radiación cósmica 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 radiación cósmica primaria. Para esto ha sido necesario desarrollar modelos teóricos que toman en cuenta las posibles fuentes de variación de la intensidad observada, como son:

1) Variaciones asociadas con alteraciones en el estado de la atmósfera (presión, temperatura, distribución de masa). Este tipo de variaciones son generalmente conocidas como efectos meteorológicos.

2) Variaciones asociadas con cambios en el umbral geomagnético, que pueden ocurrir como resultado de cualquier perturbación geomagnética. La amplitud de estas variaciones es pequeña.

Una vez que a la intensidad registrada se le eliminan este tipo de variaciones, la intensidad resultante mostrará únicamente aquellas variaciones de origen primario, las cuales se reflejan en cambios en el espectro de energía primaria. Estas variaciones de origen extraterrestre son las más interesantes desde el punto de vista astrofísico, ya que a partir de ellas podemos obtener información sobre las condiciones electromagnéticas en la vecindad de la Tierra y el Sol, en el medio interplanetario, y en la galaxia.