Hipótesis audaz: los humanos morirán de todos modos, ¿verdad? No importa cuál sea la tecnología del futuro...

Los rayos cósmicos generalmente se refieren a la Tierra cuando la nebulosa solar se formó hace unos 4.600 millones de años. A la Tierra recién nacida se le llama la primera generación de atmósfera [1]

En ese momento, debido a que la Tierra no era lo suficientemente masiva, carecía de gravedad suficiente para absorber la atmósfera y había un fuerte viento solar (el El sol fue expulsado constantemente debido a la expansión de alta temperatura (el flujo de partículas cerca del sol tiene una velocidad de aproximadamente 350 a 450 kilómetros por segundo), por lo que la atmósfera de primera generación, principalmente hidrógeno y helio, fue rápidamente lanzada al espacio. Mientras la Tierra seguía girando y acumulándose, debido a su propia condensación y contracción y al calor generado por la transformación de materiales radiactivos (como el uranio y el torio), la Tierra primitiva siguió calentándose, y su interior llegó incluso al punto de incandescencia. Como resultado, los materiales más pesados ​​se hundieron hacia adentro para formar el núcleo y el manto, mientras que los materiales más livianos se distribuyeron en la superficie para formar la corteza.

La corteza recién formada es relativamente débil, y la temperatura en el interior de la tierra es muy alta, por lo que la actividad volcánica es frecuente. Muchos gases expulsados ​​por los volcanes constituyen la atmósfera de segunda generación, es decir, la atmósfera primitiva.

La atmósfera primitiva es una atmósfera reducida sin oxígeno libre. Existe mayoritariamente en forma de compuestos, con mayor peso molecular y movimiento más lento. En este momento, la masa y la gravedad de la Tierra son suficientes para absorber la atmósfera, por lo que los diversos componentes de la atmósfera original no pueden escapar fácilmente. Posteriormente, la temperatura de la superficie terrestre disminuyó gradualmente y el vapor de agua se condensó en lluvia, que cayó sobre las zonas bajas de la superficie terrestre y se convirtió en ríos, lagos y océanos primitivos. En ese momento, debido a que no había oxígeno libre (O2) en la atmósfera ni capa de ozono (O3) en el cielo para bloquear y absorber los rayos ultravioleta del sol, los rayos ultravioleta podían llegar directamente a la superficie de la Tierra y convertirse en una fuente de energía para la síntesis de materia orgánica. Además, el calor liberado por las descargas celestes y las erupciones volcánicas, los rayos cósmicos (flujos de partículas de alta energía procedentes del espacio, cuya fuente se desconoce actualmente) y las ondas de choque generadas por los meteoritos que atraviesan la atmósfera (generando altas temperaturas de varios miles de hasta decenas de miles de grados Celsius) también contribuyen a la síntesis de materia orgánica. Pero las emisiones al cielo pueden ser las más importantes, porque esta energía proporciona más energía y se libera cerca de la superficie del océano, donde la materia orgánica reducida sintetizada en la atmósfera podría fácilmente ser arrastrada hacia el océano prístino.

Generación de rayos cósmicos

El sistema solar discurre en la Vía Láctea en forma de disco. Se mueve con respecto al centro de la Vía Láctea y alcanza el punto más alejado del centro de la Vía Láctea cada vez. 62 millones de años. Todo el "disco galáctico" se mueve a una velocidad de 200 kilómetros por segundo en el gas caliente que lo rodea. "El disco de la Vía Láctea no es tan liso como un disco volador", afirmó el científico. "Es plana." Los rayos cósmicos se producen cuando el "norte" o frente de una galaxia roza el aire caliente que la rodea.

[Editar este párrafo] Investigación

Debido al énfasis en la investigación de los rayos cósmicos, países de todo el mundo han invertido fondos y equipos en investigación. La ex Unión Soviética, Japón, China, Estados Unidos, Francia y otros países han establecido sucesivamente observatorios de rayos cósmicos. Aunque aún no se ha determinado el origen de los rayos cósmicos, los científicos han ido comprendiendo poco a poco las características de los rayos cósmicos y su impacto en la Tierra y el medio ambiente humano.

Sabemos que los rayos cósmicos son principalmente flujos de partículas de alta energía compuestas por protones, núcleos de helio, núcleos de hierro y otros núcleos desnudos. También contiene corrientes de rayos gamma neutros y neutrinos que pueden atravesar la Tierra. Se aceleran y modulan en los campos magnéticos de las galaxias intergalácticas y del Sol, y algunos de ellos acaban llegando a la Tierra a través de la atmósfera. La humanidad utiliza principalmente tres métodos de observación para estudiar los rayos cósmicos en el mundo microscópico, a saber: observación espacial, observación terrestre y observación subterránea (o submarina).

Para poder observar eficazmente los rayos cósmicos durante mucho tiempo, muchos países han establecido observatorios. En 1943, la antigua Unión Soviética estableció la estación montañosa de Aragaz a una altitud de 3.200 metros en Armenia. Después de la guerra, Japón construyó el Observatorio Anshan a una altitud de 2.770 metros. En 1954, China estableció la estación Dongchuan a una altitud de 3.200 metros en Yunnan. En 1990, China y Japón cooperaron para establecer el Observatorio de Rayos Cósmicos Yangbajing en el Tíbet. Casi todos los rayos cósmicos externos de alta energía, excepto los neutrinos, chocarán con núcleos atómicos como el oxígeno y el nitrógeno en la atmósfera al atravesar la atmósfera, y se convertirán en partículas de rayos cósmicos secundarios y partículas secundarias de rayos cósmicos ultra altos. -La energía de los rayos cósmicos es suficiente. La energía produce la próxima generación de partículas y, por analogía, se producirá un enorme enjambre de partículas; el francés Ogier observó este fenómeno en los Alpes y lo llamó "lluvia atmosférica a gran escala".

Durante el proceso de lluvia atmosférica prolongada, las partículas con energía inferior a 14 electronvoltios tienen dificultades para alcanzar altitudes bajas por debajo de los 3.000 metros, pero el enjambre de partículas de energía ultraalta alcanza su máximo a 4.000 metros.

Debido a que Yangpajing en el Tíbet se encuentra a una altitud de 4.300 metros, no nieva durante todo el año y el terreno es plano y abierto. Tiene condiciones convenientes en términos de energía, transporte y vida, por lo que los investigadores científicos pueden realizar observaciones ininterrumpidas aquí. durante muchos años. Tomemos como ejemplo el detector de centelleo Yangbajing. A medida que las partículas pasan a través del centelleador, pierden energía y hacen que el centelleador emita fluorescencia. Este destello de luz se convierte en una señal de pulso eléctrico después de ser amplificado por un fotocátodo y un tubo fotomultiplicador. Esta señal se envía mediante cables a un sistema de grabación electrónico, donde queda grabada en cinta magnética durante todo el año. Al mismo tiempo, podemos pensar que cuanto más centelleador se instale por unidad de área, mayor será la densidad, más partículas de radiación recibirán y más precisa será la grabación; Además de los detectores de centelleo, los métodos de recolección de rayos cósmicos construidos en la estación Yangbajing incluyen: una cámara de látex de 80 metros cuadrados y un detector de lluvia local en el reactor de neutrones; un detector experimental de alfombra RPC de 50 metros cuadrados.

Los rayos cósmicos aún sufren un proceso de transformación y lluvia. A excepción de los neutrinos, casi todos los rayos cósmicos de alta energía chocarán con núcleos atómicos como el oxígeno y el nitrógeno en la atmósfera al atravesar la atmósfera y se convertirán en partículas secundarias de rayos cósmicos. Los rayos tendrán suficiente energía para producir la próxima generación de partículas. Si esto continúa, la transformación de primer nivel producirá un enorme enjambre de partículas. En 1938, el francés Ogier observó este fenómeno en los Alpes y lo denominó "lluvias atmosféricas a gran escala".

[Editar este párrafo] Impacto

Aunque la atmósfera bloquea parte de la radiación cuando los rayos cósmicos llegan a la Tierra, la intensidad del flujo de rayos sigue siendo muy alta y es probable que tenga un impacto en el tráfico aéreo causar cierto impacto. Por ejemplo, los sistemas de control y de navegación utilizados en los aviones modernos están compuestos por microcircuitos muy sensibles. Una vez que es atacado por partículas cargadas a gran altura, puede fallar, causando considerables problemas y amenazas al vuelo de la aeronave.

Algunos científicos creen que el problema del calentamiento global, que durante mucho tiempo ha sido una preocupación generalizada para la comunidad internacional, probablemente esté directamente relacionado con los rayos cósmicos. Este punto de vista sugiere que el efecto invernadero puede no ser el único culpable del calentamiento global, pero que los rayos cósmicos pueden contribuir al calentamiento global al cambiar la forma en que se forman las nubes en la atmósfera inferior. Estos científicos creen que los cambios en los niveles de los rayos cósmicos pueden ser la clave para explicar el enigma. Sugieren que los iones cargados formados por partículas energéticas del espacio exterior pueden hacer que las gotas de agua se condensen, lo que puede aumentar el crecimiento de las nubes. Es decir, menos rayos cósmicos significa que se crean menos nubes, lo que permite que el sol caliente directamente la superficie de la Tierra. Los datos de observación sobre la actividad solar y su intensidad de radiación en los últimos 20 años respaldan una nueva visión de que cuando la actividad solar se vuelve más intensa, la cobertura de las nubes bajas disminuye. Esto se debe a que las partículas cargadas de baja energía emitidas por el sol (también conocido como viento solar) pueden desviar los rayos cósmicos. A medida que se intensifica la actividad solar, el viento solar también se fortalece, de modo que llegan menos rayos cósmicos a la Tierra y, por tanto, se forman menos nubes. . Además, en el espacio superior, si la concentración de partículas cargadas producidas por los rayos cósmicos es alta, estos iones cargados pueden chocar entre sí y recombinarse en partículas neutras. Sin embargo, los iones cargados en altitudes bajas permanecen relativamente tiempo suficiente para provocar la formación de nuevas nubes.

Además, varios científicos estadounidenses también creen que los rayos cósmicos probablemente estén relacionados con la extinción y aparición de especies biológicas. Creen que un aumento repentino de los rayos cósmicos en una determinada etapa probablemente destruirá la capa de ozono de la Tierra, aumentará la radiactividad del medio ambiente terrestre y conducirá a la mutación de especies o incluso a su extinción. Por otro lado, estos rayos pueden provocar la mutación de nuevas especies, creando generaciones completamente nuevas. Al mismo tiempo, la teoría afirma que algunas criaturas que viven en cuevas, en el fondo marino o debajo de la superficie no están extintas porque pueden escapar de la mayor parte de la radiación. Desde esta perspectiva, los rayos cósmicos son los verdaderos "misiles cósmicos".

[Editar este párrafo] Significado

A día de hoy, los humanos todavía no podemos decir exactamente dónde se generan los rayos cósmicos, pero en general se cree que pueden provenir de explosiones de supernovas y de actividades lejanas. galaxias. Traen información valiosa sobre el entorno espacial solar y terrestre de forma gratuita. Los científicos esperan recibir estos rayos para observar y estudiar sus orígenes y cambios microscópicos en el entorno cósmico.

El estudio de los rayos cósmicos se ha convertido gradualmente en un campo importante de la astrofísica, y muchos científicos están tratando de resolver el misterio de los rayos cósmicos. Pero hasta ahora no se conocía del todo el origen de los rayos cósmicos. Generalmente se cree que la generación de rayos cósmicos puede estar relacionada con explosiones de supernovas.

En este sentido, algunos científicos creen que los rayos cósmicos se producen en el momento de la explosión de una supernova. Cuando una estrella "muerta" explota y se dispara al espacio, emitirá una corriente de partículas cargadas de alta energía. Otra teoría cree que son rayos cósmicos. provienen de explosiones de supernovas.

No importa cuál sea la conclusión final, los científicos siempre ponen gran entusiasmo en el estudio de los rayos cósmicos. En el libro "Cosmic Missiles", Roger Collet dio una brillante explicación de por qué deberíamos estudiar los rayos cósmicos:

"El estudio de los rayos cósmicos se ha convertido en un importante campo de la astrofísica. Aunque hasta ahora El origen de los rayos cósmicos Los rayos cósmicos no han sido determinados, pero en general se piensa que el estudio de los rayos cósmicos puede proporcionar mucha información sobre procesos en los ambientes más exóticos del universo: conocimientos sobre radiogalaxias, discos de acreción alrededor de quásares y estrellas de neutrones, y agujeros negros formados por afluencia de materia Nuestra comprensión de estos objetos astrofísicos es todavía superficial. El principal impulsor de la investigación actual sobre los rayos cósmicos es el deseo de comprender por qué la naturaleza puede producir partículas con energías tan extraordinarias."

[editar] Este párrafo. ] Historia de la investigación

En 1903, Ernest Rutherford (1871-1937) (izquierda) y H.L. Cook estudiaron este tema. Descubrieron que si se eliminaran cuidadosamente todas las fuentes radiactivas, se producirían unos diez pares de iones por segundo por centímetro cúbico del electroscopio. Blindaron completamente el electroscopio con hierro y plomo y la producción de iones pudo reducirse en casi tres décimas. En su artículo, propusieron la idea de que podría haber algún tipo de radiación muy penetrante, similar a los rayos gamma, ingresando al electroscopio desde el exterior y estimulando la radiactividad secundaria.

En 1909, para descubrir la causa de este fenómeno, Wright repitió el experimento anterior en el hielo del lago Ontario, Canadá, y descubrió que el número de disociación disminuía ligeramente.

En 1910, el padre francés Theodore Wulf realizó un experimento en lo alto de la Torre Eiffel de París, a 300 metros de altura. Comparando la intensidad de ionización residual en la parte superior de la torre y el suelo, el resultado fue que la parte superior de la torre era aproximadamente el 64% del suelo, que era más alto que el 10% que esperaba. Sugirió que podría haber fuentes gamma en la atmósfera superior, o que la absorción de rayos gamma podría ser menor de lo esperado.

En 1910-1911, Alfred Gockel llevó la cámara de ionización a una altitud de 4.500 metros en Zurich, Suiza, y registró tasas de descarga en varias altitudes diferentes. Y concluyó: "La disminución de la radiación con el aumento de la altitud... es más sorprendente de lo que se había observado anteriormente". Se sugirió que esta radiactividad podría provenir de más allá de la Tierra, el primer signo de los rayos cósmicos.

El físico austriaco Victor Franz Hess (1883-1964) era un aficionado a los globos aerostáticos. Ideó un dispositivo que colgaba una cámara de ionización cerrada debajo de un globo, con paredes lo suficientemente gruesas como para soportar una diferencia de presión de una atmósfera. Utilizó un globo para llevar la cámara de ionización de alto voltaje a grandes altitudes y registró directamente las indicaciones del electrómetro después de la compensación de temperatura. Construyó diez globos de reconocimiento, cada uno equipado con de 2 a 3 cámaras de ionización que podían funcionar simultáneamente.

En 1911, el primer globo alcanzó una altura de 1070 metros. Por debajo de esta altitud, la radiación es aproximadamente la misma que la del nivel del mar. Al año siguiente, su globo se elevó a 5.350 metros. Encontró que a 700 metros sobre el suelo había una disminución en la ionización (causada por una disminución en el fondo causada por la radioactividad del suelo), parecía haber un ligero aumento por encima de los 800 metros, y luego continuaba aumentando a medida que el globo ascendía. . Entre los 1.400 y los 2.500 m se encuentra claramente sobre el nivel del mar. A una altitud de 5.000 metros, la intensidad de la radiación es 9 veces mayor que la del suelo. Como las mediciones eran las mismas durante el día y la noche, Hess concluyó que la radiación no provenía del sol sino del espacio.

Hess creía que se debería presentar una nueva hipótesis: "Esto hasta ahora desconocido se ha descubierto principalmente a gran altura... Puede ser radiación penetrante desde el espacio". 1912 Hess Un artículo titulado "Radiación penetrante". en Seven Free Balloons" fue publicado en el Journal of Physics.

El descubrimiento de Hess despertó un gran interés. Desde entonces, la comunidad científica ha realizado extensas investigaciones sobre los diversos efectos y orígenes de los rayos cósmicos. Al principio esta radiación se llamó "radiación de Hess" y más tarde se denominó oficialmente "rayos cósmicos".

En aquel momento, muchos físicos se mostraron escépticos ante las mediciones de Hess, argumentando que esta ionización atmosférica no procedía del espacio sino que era causada por fenómenos geofísicos, como la radiactividad emitida por algo que forma la corteza terrestre. Los rayos cósmicos ahora se consideran un término general para los flujos de partículas de alta energía desde el espacio.

En 1914, el físico alemán Werner Kolhorst (1887-1946) elevó el globo a 9.300 metros, y el flujo libre era 50 veces mayor que el nivel del mar, confirmando el juicio de Hess.

En 1922, los científicos estadounidenses Robert Andrew Millikan (1868-1953) (izquierda) e I.S. Bowen llevaron estos experimentos a una altitud de 55.000 pies. Para resolver la fuente de esta radiación, primero las midieron en la cima de una montaña alta.

En el verano de 1925, Millikan y sus asistentes realizaron experimentos en las profundidades del lago Muir y del lago Arrowhead en las montañas de California, tratando de determinar la fuente de los rayos cósmicos midiendo la relación entre el grado de ionización y la profundidad del lago. Fueron elegidos porque están hechos de agua de nieve para evitar la contaminación radiactiva. Además, los dos lagos están muy separados, con una diferencia de altura de 6,675 pies, lo que puede evitar interferencias mutuas y facilitar la comparación.

1925 165438+El 9 de octubre, la Academia Nacional de Ciencias celebró una reunión en Madison, Wisconsin. Millikan informó las medidas. Sus resultados mostraron que estos rayos no procedían de la Tierra ni de la atmósfera inferior, sino del universo. Millikan estaba de acuerdo con la mayoría de la gente en ese momento en que los rayos cósmicos eran un tipo de radiación electromagnética de alta frecuencia cuya frecuencia era mucho más alta que la de los rayos X y era la frecuencia promedio de estos últimos. Creía que, dado que el poder de penetración de este rayo era mucho más fuerte que el de los rayos gamma más duros, no debía estar compuesto de partículas cargadas. Si asumimos que los rayos cósmicos son en realidad corrientes de partículas cargadas como los rayos catódicos, pueden penetrar con una penetración equivalente a un bloque de plomo de 6 pies de espesor, dando a estas partículas una alta energía que era inimaginable en ese momento. Si se supone que los rayos cósmicos están compuestos de fotones (es decir, cuantos de radiación electromagnética), entonces cuando los rayos cósmicos irradien hacia la Tierra, sus trayectorias de vuelo no se verán afectadas por el geomagnetismo; por el contrario, si los rayos cósmicos están compuestos; de partículas cargadas, entonces definitivamente se verán afectadas por el campo geomagnético, más partículas cargadas vuelan a latitudes altas que a latitudes bajas, lo cual es un "efecto de latitud". Las mediciones de Millikan mostraron que los rayos cósmicos provienen de todas direcciones y no se ven afectados por el Sol y la Vía Láctea, ni por la atmósfera o la latitud geomagnética.

En 1927, Dimitr Skobelzyn tomó fotografías de las huellas de los rayos cósmicos en una cámara de niebla, basándose en la ligera desviación de la trayectoria en la cámara de niebla, por primera vez se confirmó la trayectoria de las partículas de rayos cósmicos.

En 1927-1929, el físico holandés J. Clay (1882-1955) descubrió rastros del efecto de latitud durante sus viajes desde los Países Bajos a la isla indonesia de Java: la intensidad de los rayos cósmicos cerca del ecuador es relativamente pequeño Bajo.

El método de conteo de coincidencias propuesto por Walter Bott (1891-1957) se desarrolló sobre la base del contador Geiger. Su innovación fue utilizar dos tubos de conteo, de modo que los dos tubos de conteo solo contaran si tenían una colisión de ionización al mismo tiempo. Usó métodos de coincidencia para determinar si las leyes de conservación de la energía y el momento se cumplían para cada colisión de fotones y electrones, o si las leyes se cumplían como promedios estadísticos. Para utilizar contadores para estudiar si las partículas alfa dispersas eran consistentes con los electrones en retroceso, él y Geiger estudiaron la dispersión Compton simple y concluyeron que las leyes de conservación de la energía y el momento eran válidas para cada colisión de fotones y electrones. Desde entonces, el método de la coincidencia se ha utilizado ampliamente en el estudio de los rayos cósmicos. Alrededor de 1930, algunos descubrimientos importantes en el campo de los rayos cósmicos eran casi todos inseparables de la ley. Los inventos que se ajustan al método también proporcionan herramientas eficaces para el estudio de la física nuclear, los rayos alfa y los ultrasonidos. Bosch y Born compartieron el Premio Nobel de Física de 1954.

En el otoño de 1931, en la Conferencia Internacional de Física Nuclear celebrada en Roma, los físicos cuestionaron abiertamente la hipótesis de Millikan sobre la naturaleza electromagnética de los rayos cósmicos. El físico italiano Bruno Benedetto Rossi (1905-1993) (derecha) propuso, basándose en el análisis de una gran cantidad de datos experimentales, que los rayos cósmicos observados desde el nivel del mar están compuestos esencialmente de partículas cargadas de muy alta energía, a juzgar por los resultados de la deflexión de las fuertes; En los campos magnéticos, su energía es aproximadamente superior a varios miles de millones de electronvoltios, mucho más que la estimación de Millikan.

Estas partículas cargadas pueden haber sido producidas en la atmósfera por la radiación gamma inicial de alta energía de fuentes cósmicas, pero la energía de esta radiación gamma (es decir, fotones) es mucho mayor que la energía liberada durante la "estructura atómica" de Millikan. Existe una segunda posibilidad: que las partículas de alta energía observadas en los rayos cósmicos sean la radiación cósmica original, o al menos una parte significativa de ella.

Millikan le pidió al estudiante graduado Anderson que usara una cámara de niebla para medir directamente la energía de los rayos cósmicos en un campo magnético fuerte. Sin embargo, el trabajo de Anderson negó la hipótesis de Millikan y condujo al descubrimiento del positrón.

En 1932, C.D. Anderson (1905-1991) (izquierda) descubrió el positrón, lo que supuso el primer resultado significativo en la investigación de los rayos cósmicos.

Anderson fue alumno de R.A Millikan, profesor de física en el Instituto de Tecnología de California. Había estado estudiando los rayos cósmicos con Millikan desde 1930. A partir de 1930, C.D. Anderson fue responsable de utilizar cámaras de niebla para observar los rayos cósmicos. Anderson utilizó una cámara de niebla Wilson con un potente imán para estudiar los rayos cósmicos. Dejó que las partículas de los rayos cósmicos pasaran a través de un fuerte campo magnético en la habitación, rápidamente tomó fotografías de las trayectorias de las partículas y luego infirió las propiedades de las partículas basándose en la longitud de la trayectoria, la dirección, el radio de curvatura y otros datos.

El 2 de agosto de 1932, C.D. Anderson descubrió una extraña huella en la foto. Esta trayectoria es la misma que la desviación negativa del electrón, pero en la dirección opuesta (derecha), lo que indica que se trata de una partícula cargada positivamente. A juzgar por la curvatura, no puede ser un protón. Así que concluyó decisivamente que se trataba de un electrón cargado positivamente. Anderson descubrió el positrón predicho por Dirac.

En aquel momento, C.D. Anderson no conocía la teoría del electrón de Dirac y mucho menos pensaba que había predicho la posibilidad del positrón. Dirac hizo esta predicción en su teoría relativista del electrón. De su ecuación se puede ver que los electrones no solo deben tener un estado de energía positiva, sino también un estado de energía negativa. Él cree que estos estados de energía negativa generalmente están ocupados y, ocasionalmente, un estado quedará vacío, formando un "agujero". Escribió: "Si hay un agujero, será una nueva partícula desconocida para la física experimental. Tendrá la misma masa que el electrón y la misma carga que el electrón, pero con un signo diferente. Podemos llamarlo antielectrón". ." También predijo: "Se puede suponer que el protón también tendrá su propio estado negativo... El estado vacío aparece como un antiprotón". La predicción del antiprotón no fue confirmada hasta 1945 por Emilio Segre.

El físico británico Blackett (1897-1974) mejoró la técnica de fotografía de la cámara de niebla de Wilson a partir de 1921 para estudiar la transformación artificial de los núcleos. En 1924, utilizó la fotografía de la cámara de niebla para demostrar con éxito por primera vez la transformación nuclear con luz artificial, en la que el núcleo He-14 captura partículas alfa y las convierte en oxígeno-17. En 1925, creó un dispositivo en el que se podía realizar la fotografía de la cámara de niebla. controlado por un contador automático. Apenas unos meses después de que C.D. Anderson descubriera el positrón, Blackett confirmó firmemente la existencia del positrón con sus fotografías de la trayectoria de rayos cósmicos del proceso de generación del par electrón-positrón.

Debido a que el descubrimiento de los rayos cósmicos y los positrones está estrechamente relacionado, el Comité Nobel otorgó el Premio Nobel de Física de 1936 a Hess y Anderson por dos proyectos relacionados, mientras que Blackett fue premiado por mejorar la cámara de niebla de Wilson y He Ganó el Premio Nobel de Física en 1948 por una serie de descubrimientos en los campos de la física nuclear y los rayos cósmicos.

El físico estadounidense Arthur St. Compton (1892 ~ 1962) (derecha) ganó el Premio Nobel de Física en 1927 por su descubrimiento del efecto Compton (también conocido como dispersión Compton). Su principal interés es la investigación en física nuclear. Prevé que la energía nuclear traerá enormes beneficios a la humanidad. Para aprovechar al máximo la energía nuclear, Compton decidió estudiar primero los rayos cósmicos y planeó medir la intensidad de los rayos cósmicos en lugares con diferentes latitudes geomagnéticas y grandes altitudes en 1932. Compton organizó seis expediciones que realizaron extensas mediciones en altas montañas y bajas latitudes cerca del ecuador de todo el mundo. Para determinar razonablemente si los rayos cósmicos iniciales eran fotones o partículas cargadas, el propio Compton dirigió dos expediciones a las Montañas Rocosas del Medio Oeste americano y a los Alpes del sur de Europa, Australia, Nueva Zelanda, Perú y Canadá.

En marzo de 1932, Compton se embarcó en una expedición de más de 50.000 millas, atravesando cinco continentes y cruzando el ecuador cinco veces. Al comienzo de la expedición, Compton se inclinaba por aceptar la hipótesis (del fotón) de Millikan. Después de extensas mediciones, sus puntos de vista cambiaron radicalmente.

Llegó a la conclusión de que la intensidad de los rayos cósmicos al nivel del mar podía expresarse de manera bastante satisfactoria en función de la inclinación geomagnética. La intensidad de los rayos cósmicos sigue aumentando con la altura, y la afirmación de Millikan de que existe un valor máximo a 9.000 metros no existe. Después de septiembre, Compton recibió sucesivamente datos medidos por más de 60 científicos en 69 estaciones de observación distribuidas en un rango muy amplio. Estos datos reflejan el rango de distribución desde los 78° de latitud norte hasta los 46° de latitud sur y desde los 175° de longitud este hasta la longitud oeste. de intensidad de rayos cósmicos dentro del rango geográfico de longitud y latitud de 173°. Compton afirmó que los rayos cósmicos tenían un efecto latitudinal y creía que los rayos cósmicos eran partículas cargadas de alta energía.

Millikan también realizó extensas observaciones en 1932. H.V. Neher, un joven físico de Caltech, inventó un electroscopio de registro automático de alta sensibilidad. El jefe de la Fuerza Aérea estuvo de acuerdo en que Millikan podría utilizar bombarderos para llevar instrumentos de medición a una altitud de más de 8.000 metros. A finales de septiembre, Millikan realizó mediciones en la estratosfera con la ayuda del departamento meteorológico. Si los rayos cósmicos son realmente corrientes de partículas cargadas, la conclusión de Millikan debería ser la misma que la de Compton, pero las conclusiones que sacaron de sus observaciones son completamente diferentes (la imagen de la izquierda es el artículo de Millikan).

A finales de febrero de 1932, la Sociedad Estadounidense de Física celebró una reunión en Atlantic City, Nueva Jersey. Millikan y Compton, dos premios Nobel de física, mantuvieron un acalorado debate sobre la naturaleza de los rayos cósmicos. Compton informó en la reunión que la intensidad de los rayos cósmicos en diferentes latitudes es significativamente diferente, lo que indica que los rayos cósmicos iniciales tienen las características de partículas cargadas, y propuso tres experimentos para apoyar esta opinión. Millikan leyó las mediciones del viaje de Necker a través del ecuador en la Conferencia Atlántica y no encontró ningún efecto de latitud. Como ambas partes afirmaban tener pruebas experimentales de que no podían unificar sus ideas, la mayoría de los físicos empezaron a estar de acuerdo con el punto de vista de Compton.

El 1935 de junio de 165438 + 11 de octubre, dos valientes pilotos (Albert W. Stevens y Orville A. Anderson) volaron el globo de helio Probe 2 (volumen de 113.000 pies cúbicos), estableciendo un récord oficial.

Seth Neddermeyer (1907-1988) (derecha) y Carl D. Anderson (1934) del Instituto de Tecnología de California propusieron que las huellas de altas fuerzas de penetración son huellas de partículas con masas entre electrones y protones. (En la foto de la izquierda, Anderson y Neidermeyer)

En 1936, descubrieron una partícula con carga unitaria positiva o negativa en los rayos cósmicos, cuya masa era 206,77 veces la de los electrones. La gente pensó que era el mesón predicho por Yukawa Hideki en 1930 y lo llamó muón. Posteriormente se descubrió que esta partícula no participa en la interacción fuerte y es un leptón, por lo que pasó a llamarse muón.

En 1938, Ogle (1899-1993) (derecha) descubrió grandes duchas de aire. Las lluvias son partículas subatómicas secundarias producidas por colisiones de partículas originales de alta energía. Descubrió que la energía de la lluvia llegaba a 1015 electronvoltios, 10 millones de veces más de lo que se conocía en ese momento.

El 9 de marzo de 1940, un biplano AD-17 sobrevoló la Antártida a una altitud de 21.050 pies para medir los rayos cósmicos para una expedición estadounidense.

En 1946, un equipo dirigido por los físicos Bruno Rossi y Georgi Zatsepin llevó a cabo el primer experimento con una estructura de ducha de aire (imagen de la derecha). El equipo de investigación creó el primer conjunto de detectores de correlación para detectar lluvias de aire.

En 1946, dos científicos británicos, George D. Rochester y Clifford C. Butler (1922-1999), tomaron muchas fotografías del incidente de la cámara de niebla. En una de las fotos se encontraron unas huellas con forma de letra V. Esto sólo puede explicarse admitiendo que estas huellas se producen cuando una partícula con una masa de aproximadamente 494 MeV/c2 se desintegra en dos piones en vuelo. La gente está convencida de que existe una nueva partícula, llamada partícula V debido a su forma orbital (imagen de la izquierda). Esta partícula V se conoce ahora como partícula K0, y fue el comienzo de una serie de nuevos descubrimientos de partículas que llegaron a conocerse como partículas exóticas.

El 6 de agosto de 1947, el físico Martin Pomerantz anunció que había lanzado cuatro globos con detectores de rayos cósmicos (izquierda) a través de la región antártica a una altitud de al menos 127.000 pies.

En 1947, el británico Cecil Frank Powell (1903-1969) y otros crearon un método consistente en utilizar globos para enviar látex nuclear a grandes altitudes y registrar los rayos cósmicos. El pión predicho por Hideki Yukawa en 1930 fue descubierto a partir de rayos cósmicos en la Cordillera de los Andes de Bolivia, con una masa electrónica de aproximadamente 20. Los mesones pi sólo existen durante 2,5 millonésimas de segundo y luego se dividen en muones. Los muones existen durante un tiempo relativamente largo, una millonésima de segundo, y vuelan a velocidades de decenas de miles de kilómetros por segundo.

Hideki Yukawa y Powell ganaron el Premio Nobel de Física en 1949 y 1950 respectivamente.

En 1948, Hoyle (izquierda), profesor de astronomía en la Universidad de Cambridge (1915-2001), junto con Band-Aid y Thomas Gold, propusieron la "teoría del universo estable", que creía que el universo estaba a gran escala. En este universo de "estado estacionario", no hay principio ni fin. Las galaxias simplemente vuelan en todas direcciones, como las pasas de un pastel que se expanden mientras se hornean. Para llenar los vacíos dejados por el regreso de las galaxias y mantener la apariencia general del universo, supusieron que la materia se creó de la nada en el espacio intergaláctico, y que la tasa de producción de materia (una partícula por kilómetro cúbico por año ) fue suficiente para formar nuevas galaxias.

En 1948, Gamow (George Gamov, 1904-1968) y Alpha (Ralph Asher Alf, 1921-) también propusieron que el universo evolucionó a partir de un estado primitivo de alta densidad. La teoría surgió e invitó al famoso La teoría del físico nuclear Betty (Hans Gamow) la llamó "Big Bang" en 1952, pero creía que el universo no existiría.

En 1949, Enrico Fermi (1901 ~ 1954) publicó el rayo cósmico. La teoría intentó explicar el mecanismo de aceleración de las partículas de los rayos cósmicos utilizando las ondas de choque magnéticas de las explosiones de supernovas, pero no fue suficiente para explicar la existencia de los rayos cósmicos de mayor energía.

En 1962, John Linsley del MIT y sus colegas utilizaron un grupo de detectores de lluvia de aire de 10 kilómetros cuadrados en Volcano Farm en Nuevo México para detectar una línea cósmica con una energía estimada de 1020 electronvoltios. rayo.

En 1965, Penzias (1933-) y R.W. Wilson, de los Laboratorios Bell Telephone de Estados Unidos, descubrieron accidentalmente la radiación cósmica de fondo de microondas predicha por la teoría del Big Bang. Querían utilizar grandes antenas de comunicación para realizar investigaciones experimentales en radioastronomía, pero el experimento no pudo llevarse a cabo debido a la interferencia constante del ruido de fondo continuo. La longitud de onda de ese ruido es de 7,35 cm, lo que equivale a la radiación de un cuerpo negro con una temperatura de 3,5k K. Es extremadamente isotrópico y no tiene nada que ver con los cambios estacionales. Durante casi un año, hicieron todo lo posible para rastrear y eliminar el ruido, pero fue en vano. Entonces llamaron a Robert Henry Dick (1916 ~) de la Universidad de Princeton para describir su problema y esperar que pudiera explicarlo. Dick inmediatamente se dio cuenta de que lo que los dos jóvenes querían deshacerse era exactamente lo que el equipo de investigación de Dick estaba tratando de encontrar: algún tipo de radiación cósmica de fondo dejada por el Big Bang. Penzias y Wilson ganaron el Premio Nobel de Física en 1978.

En 1966, Kenneth Grayson, Georgy Zatsepin y Vadim Kuzmin creían que la interacción de los rayos cósmicos de alta energía con la radiación de fondo de microondas reducía la energía, por lo que la energía de los rayos cósmicos debería ser inferior a 5 x 1019 electrones. voltios. (La imagen de la derecha muestra el fondo cósmico de microondas registrado por satélite).

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