1912. urtean,Victor Franz Hess fisikari austriarrak frogatu zuen ionizazio atmosferikoaaltitudearekiko proportzionalki handitzen dela. Hau dela eta, ondorioztatu zuen erradiazioak kanpoko espaziotik etorri behar zuela. Erradiazio-intentsitatea altitudearen araberakoa dela jakiteak adierazten du erradiazioa osatzen duten partikulak elektrikoki kargatuta daudela etaLurraren eremu magnetikoak desbideratzen dituela.
Ernest Rutherford-ek eta bere laguntzaileek, Hessen esperientzien aurretik,espektroskopioak behatutako ionizazioa Lurreko erradioaktibitatearen ondorio zela suposatu zuten, 1910eanEiffel dorrearen oinarrian eta gailurrean egindako neurketek, antza, hala iragartzen baitzuten.
Robert Andrews Millikan-ek “izpi kosmikoak” terminoa asmatu zuen bere neurketen ondoren, eta ondorioztatu zuen, hain zuzen ere, oso jatorri urrunekoak zirela, baitaeguzki-sistematik kanpokoak ere.
Henry Becquerel-ek 1896an erradioaktibitatea aurkitu ondoren, uste zen, oro har, atmosferako elektrizitatea edo airearenionizazioa, Lurreko elementu erradiaktiboen erradiazioak edo haiek eratzen dituzten gas erradioaktibo edo radon-arenisotopoek sortzen zutela.[1]
1900ko hamarkadan konturatu ziren, Lurretik urrundu ahala, airearen ionizazio-tasak handitu egiten zirela. Hala ere, ionizazio hori aireak berak gorantz garraiatzen zuela deritzoten jakintsuek.[2]
1909an, Theodor Wulf-ek elektrometroa sortu zuen, hermetikoki itxitako edukiontzi batean ioi produkzioa neurtzeko gai den gailua, etaEiffel dorrearen puntan oinarrian baino erradiazio gehiago zegoela erakusteko erabili zuen.[3] Edonola,Physikalische Zeitschrift egunkarian argitaratu zuen txostenak ez zuen arrakasta handirik izan.
1911an,Domenico Pacini fisikariak ionizazio-tasen aldibereko aldaketak neurtu ahal izan zituen hiru altueratan: laku baten gainazalean, itsasoaren gainazalean eta hiru metroko sakoneran. Erradioaktibitateak ur azpian zuen gutxitzea behatuta, Pacinik ionizazioaren zati bat behintzat Lurraren erradioaktibitatearen ondorioa ez den beste iturri batek sortua izan behar zela ondorioztatu zuen.[4]
Ionizazioaren handitzea altitudearen arabera, Hessek 1912an (ezkerrean) eta Kolhörsterrek (eskuinean) neurtuta.
1911. eta 1912. urteetan,Victor Hess-ek doitasun handiko hiru elektrometro[5] 5300 metroko altitudera igo zituen globo aerostatiko batean, neurketak egiteko.[5] Lortu zituen balioek adierazi zuten ionizazio-tasa itsaso-mailan neurtutakoa baino lau aldiz handiagoa zela. Gainera, erabatekoeguzki-eklipse batean egin zuen neurketa-tanda baten bitartez eta ikusita neurtutako balioak ia berberak zirela, Eguzkia erradiazioaren iturri nagusia ez zela ondorioztatu zuen.[5] Azkenik, zera esan zuen: “Behaketen emaitzak azaltzeko, gure atmosferaren kanpotik oso potentzia handiko erradiazioa etortzen dela suposatu behar dugu”.[6] Hess-ek lortutako emaitzakWerner Kolhörster fisikariak berretsi zituen bi urte beranduago, 9 kilometroko altueran egindako neurketa batzuekin.[7][8]
1920ko eta 1930ko hamarkadetan zehar, ionizazio-tasak neurtzeko teknikak izugarri garatu ziren, globo aerostatikoak dagoeneko atmosferako goreneko geruzetara iristeko gai baitziren eta baita ur azpian sakonera handietara murgiltzeko ere. Aurrera pauso hauen ondorioz, hainbat esperimentu eta neurketa egin ziren urte haietan zehar.[10]
1920ko hamarkadan,Robert Millikan fisikariakizpi kosmiko terminoa asmatu zuen, ionizazioaren neurketak egin ondoren. Bere ustez, emaitza horiek frogatzen zuten izpi kosmiko primarioakgamma izpiak, hau da,fotoi energetikoak zirela. Proposatu zuen teorian esaten zuen izpi horiek izarrarteko espazioan sortuak direla, hidrogeno atomoek elementu pisutsuagoak sortzeko egiten dituzten fusioen ondorioz eta, bestetik, elektroi sekundarioak atmosferan eratzen direla gamma izpien Compton efektuarengatik.
Halaber, 1927an,Jacob Clay-ek demostratu zuen izpi kosmikoen intentsitatea handitu egiten dela tropikoetatik latitude ertainetara.[11] Beraz, eremu geomagnetikoak izpi kosmikoak desbideratzen dituela ikusi zuen eta, ondorioz, izpi kosmiko primarioek karga dutela demostratu zuen (Millikan-ek esaten zuen izpi primario horiek fotoiak zirela, baina haiek ez dute kargarik).
Gainera, 1929an,Bothe eta Kolhöster-ek 4,1 cm-ko urre zati bat zeharkatzen zuten izpi kosmikoko partikula kargatuak aurkitu zituzten.[12] Jakina, ez zen posible hain energetikoak ziren partikulak Millikan-ek proposatutako fusio prozesuan sortuak izatea.
1930. urtean, Bruno Rossi-k iragarri zuen intentsitate ezberdintasun nabari bat egongo zela ekialdetik eta mendebaldetik iritsitako izpi kosmikoen artean, partikula primarioen kargaren arabera, “east-west effect” deritzona.[13] Hipotesi horren ondoren egin ziren hiru esperimentu independentek,[14][15][16] mendebaldetik etorritako izpien intentsitatea handiagoa zela frogatu zuten eta, eremu geomagnetikoari erreparatuta, izpi primario gehienek karga positiboa zutela ondorioztatu zuten. Beranduago frogatu zen partikula horiek gehien bat protoiak zirela eta atmosferan sortutako izpi sekundarioak elektroiak, fotoiak etamuoiak zirela zati handi batean. 1948an, atmosferaren goreneko geruzara emultsio nuklearrak eraman ondoren, ikusi zuten izpi primarioen % 10 helioaren nukleoak (alfa partikulak) direla eta % 1 elementu pisutsuagoen (burdina eta karbonoa, besteak beste) nukleoak direla.[17][18]
“East-west effect” deritzona neurtzeko saiakera batean, Rossi-k bata bestearengandik oso urrun zeuden biGeiger kontagailutan ia aldibereko deskargak neurtu zituen hainbat aldiz, ausaz gertatuko liratekeenak baino askoz gehiago.[19] 1937an, Pierre Auger-ek fenomeno berbera detektatu zuen eta arreta handiz aztertu zuen. Energia handiko izpi kosmiko primarioen eta atmosferan dauden nukleoen artean nolabaiteko interakzioa dagoela ondorioztatu zuen,eta baita honek interakzio sekundarioen segida luze bat eragiten duela gero. Interakzio-kate hauek partikula-jauzi atmosferikoa produzitzen dute, alegia, elektroien eta protoien erorketa Lurraren gainazaleraino.[20]
Izpi kosmikoen iturriei buruzko lehen espekulazioekBaade etaZwickyren 1934ko proposamena ekarri zuten, izpi kosmikoak supernobetan sortzen zirela iradokitzen zuena.[21] 1948an,Horace W. Babcockek izar magnetiko aldakorrak izpi kosmikoen iturri izan zitezkeela proposatu zuen.[22] Ondoren, Sekidok eta beste batzuek (1951)Karramarroaren nebulosa identifikatu zuten izpi kosmikoen iturri gisa.[23] Ordutik, izpi kosmikoen iturri potentzial ugari agertzen hasi ziren, hala nolasupernobak, nukleo galaktiko aktiboak,quasarrak etagamma izpien eztandak.[24]
Izpi kosmiko galaktiko eta Eguzkitiko partikula energetikoen grafikoa.
Ondorengo esperimentuek izpi kosmikoen iturriak ziurtasun handiagoz identifikatzen lagundu dute. 2009an, Argentinako Pierre Auger Behatokiko zientzialariek Izpi Kosmikoen Nazioarteko Konferentzian aurkeztutako artikulu batekCentaurus Airrati-galaxiatik oso gertu dagoen zeruko leku batetik zetozen energia oso handiko izpi kosmikoak erakutsi zituen, nahiz eta egileek berariaz baieztatu Centaurus A izpi kosmikoen iturri gisa berresteko ikerketa gehiago beharko zirela.[25] Hala ere, ez zen inolako korrelaziorik aurkitu gamma izpien eztandaren eta izpi kosmikoen artean, eta, horregatik, egileek goi-muga hauek ezarri zituzten: 3,4 × 10-6×erg × cm-2 gamma izpien eztandetatik eratorritako 1 GeV - 1 TeV-eko izpi kosmikoen fluxuan.[25]
2009an,supernobak izpi kosmikoen iturri gisa zehaztu zituztela esan zuten,Very Large Telescopeko[26] datuak erabiltzen zituen talde batek egindako aurkikuntza zela eta. Analisi horri, ordea, kontra egin zioten 2011n,PAMELA-ren datuekin: «Hidrogeno eta helio nukleoen forma espektralak desberdinak dira, eta ezin dira ondo deskribatu potentzien lege bakar baten bidez», eta horrek izpi kosmikoak sortzeko prozesu konplexuagoa iradokitzen du.[27] 2013ko otsailean, ordea, Fermiren datuak aztertzen zituen ikerketa batek erakutsi zuen, pioi neutroen desintegrazioaren behaketa baten bidez, supernobak, hain zuzen, izpi kosmikoen iturri zirela, eta leherketa bakoitzak, gutxi gorabehera, 3 × 1042 eta 3 × 1043J izpi kosmiko sortzen zituela.[28][29]
Hala ere, supernobek ez dituzte izpi kosmiko guztiak sortzen, eta sortzen dituzten izpi kosmikoen proportzioa ikerketa sakonago bat egin gabe erantzun ezin daitekeen kontua da.[30] Supernobetako prozesu erreala eta atomoak azeleratzen dituzten nukleo galaktiko aktiboak azaltzeko, fisikariek talka-frontearen azelerazioa erabiltzen dute onargarritasun-argudio gisa.
2017an, Pierre Auger Kolaborazioakanisotropia ahul baten behaketa argitaratu zuen energia handieneko izpi kosmikoen heltze norabideetan.[31] Zentro Galaktikoa eskualde defizitarioan dagoenez, anisotropia hori izpi kosmikoek energia altuenetara duten jatorri estragalaktikoaren frogatzat har daiteke. Horrek esan nahi du trantsizio-energia bat egon behar dela iturri galaktikoetatik estragalaktikoetara, eta izpi kosmikoen iturri mota desberdinak egon daitezkeela energia-maila desberdinei laguntzeko.
Partikula kosmiko primarioak atmosfera molekula batekin talka egiten du, partikula-jauzi atmosferiko bat sortuz.
Izpi kosmikoak bi motatakoak izan daitezke: izpi primarioak eta izpi sekundarioak
Izpi kosmikoakizpi kosmiko primario gisa sortzen dira, jatorriz hainbat prozesu astrofisikotan sortutakoak. Izpi kosmiko primarioak nagusiki protoiez eta alfa partikulez (% 99) osatzen dira, nukleo astunagoen kopuru txiki batekin (%≈1) eta positroi eta antiprotoien proportzio oso txikiarekin.[32]Izpi kosmiko sekundarioek, hots, atmosferarekin talka egitean izpi kosmiko primarioen desintegrazioaren ondorioz sortutakoek, fotoiak,hadroiak etaleptoiak (hala nolaelektroiak, positroiak, muoiak etapioiak) barne hartzen dituzte.
Izpi kosmiko primarioakeguzki-sistemaren kanpotik datoz gehienbat, eta, batzuetan, baitaEsne Bidearen kanpokotik ere. Lurreko atmosferarekin elkarrekintzen dutenean, izpi sekundario bihurtzen dira. Helio- eta hidrogeno-nukleoen masa-proportzioa (% 28) unibertsoan aurki daitekeen ugaritasun-proportzioaren (% 24) antzekoa da.[33] Geratzen den frakzioa beste nukleo astunagoek osatzen dute: nagusiki,litioa,berilioa etaboroa. Nukleo hauek izpi kosmikoetan ugariago agertzen dira (≈% 1) eguzki-atmosferan baino, non 10-3 baino ez direnhelioa bezain ugariak (kopuruz). Helioa baino astunagoak diren nukleo kargatuz osatutako izpi kosmikoei HZE (Ingelesez “high”, H; “atomic number”, Z; eta “energy”, E) ioi deritze. HZE ioien karga handia eta izaera astuna dela eta, espazioan dagoen astronauta baten erradiazio dosian ekarpen esanguratsua egiten dute, hauek nahiko urriak izan arren.
Ugaritasun-alde hori izpi kosmiko sekundarioak eratzeko moduaren emaitza da. Karbonoaren eta oxigenoaren nukleoek izarrarteko materiarekin talka egiten dute litioa, berilioa eta boroa sortzeko, izpi kosmikoen espalazioaren adibide bat. Espalazioa da, halaber, burdinazko eta nikelezko nukleoek izarrarteko materiarekin talka egitean sortzen diren izpi kosmikoetaneskandio-,titanio-,banadio- etamanganeso-ioi ugari egotearen arrazoia.[34] Energia handietan konposizioa aldatu egiten da, eta nukleo astunenek ugaritasun handiagoa dute energia-maila batzuetan. Egungo esperimentuen helburua da energia handiko konposizioaren neurketa zehatzagoak egitea.
Izpi kosmikoakLurreko atmosferan sartzen direnean,atomoekin etamolekulekin talka egiten dute, batez ere oxigenoarekin eta nitrogenoarekin. Elkarrekintzak partikula arinagoen partikula-jauzi atmosferikoa eragiten du,erradiazio sekundarioko partikula-jauzi atmosferiko deiturikoa,X izpiak, protoiak, alfa partikulak, pioiak, muoiak, elektroiak, neutrinoak etaneutroiak barne hartzen dituena.[35] Talkaren ondorioz sortutako partikula sekundario guztiek ibilbideak egiten dituzte partikula primarioaren jatorrizko ibilbidearen gradu baten barruan.
Talka horietan sortzen diren ohiko partikulak neutroi etamesoi kargatuak dira, hala nola pioi positiboak edo negatiboak eta kaoiak. Horietako batzuk, gero,muoietan etaneutrinoetan desegiten dira, eta horiek Lurraren gainazalera iristeko gai dira. Energia handiko muoi batzuk sakonera txikiko meategietan sartzen dira, eta neutrino gehienek Lurra zeharkatzen dute elkarrekintza gehiagorik gabe. Beste batzukfotoietan desintegratzen dira, eta, ondoren, partikula-jauzi atmosferiko elektromagnetikoak sortzen dituzte. Horregatik, fotoiekin batera,elektroiak etapositroiak dira nagusi partikula-jauzi atmosferikoetan. Partikula horiek eta muoiak erraz detekta daitezke partikula-detektagailu mota askoren bidez, hala nola,laino-ganberak, burbuila-ganberak, ur-Txerenkov detektagailuak edo izarniadura-detektagailuak. Aldi berean zenbait detektagailutan partikula-jauzi atmosferiko sekundario bat behatzeak adierazten du partikula guztiak gertaera horretatik datozela.
Eguzki-sistemako beste gorputz planetarioen aurka talka egiten duten izpi kosmikoak zeharka detektatzen dira,gamma izpien teleskopioen bidez energia handiko gamma izpien igorpenak behatuz.Desintegrazio erradioaktiboko prozesuetatik bereizten dira beren energia altuenengatik, 10 MeV inguru.
Bi eratako detekzio metodo nagusi daude. Lehenengoa espazioko edo altuera handietako izpi kosmiko primarioen zuzeneko detekzioa da;globo aerostatikoak erabiliz egiten da. Bigarrena izpi sekundarioen zeharkako detekzioa da, adibidez, energia altuko partikula-jauzi atmosferiko bitarteko detekzioa. Aipagarria da esatea zuzeneko detekzioan izpi kosmikoak zuzenean neurtzen direla, eta zeharkako detekzioarekin izpi primarioen aztarnak neurtzen direla.
Energia altukopartikula subatomikoen neurketak lurrean oinarritutako detekzio tresnen bitartez egiten dira gaur egun. Orokorrean, zuzeneko detekzioa zeharkako detekzioa baino zehatzagoa da. Hala ere, izpi kosmikoen fluxua energiarekin txikitzen denez, 1PeV baino energetikoagoak diren partikulen detekzioa zailtzen da. Bi detekzio metodoak, bai zuzeneko detekzioa bai zeharkakoa, teknika anitzen bitartez egin daitezke.
Zuzeneko detekzioa egin daiteke NEE-n (Nazioarteko Espazio Estazioa) dauden mota guztietako partikula detektagailuekin, sateliteekin edo altuera handiko globoekin. Hala ere, pisuarekin eta tamainarekin lotutako mugek erabilgarriak diren detektagailuen motak murrizten dute.
Zuzeneko detekzioaren metodoaren adibide bat Robert Fleischerrek, P. Buford Pricek eta Robert M. Walkerrek sortutako aztarna nuklearretan oinarritutako detekzioa da, altuera handiko globoentzat.[37] Adibidez, Metodo honetan, plastiko gardenezko xaflak (0,25mm-ko lodierako Lexan polikarbonatoa, adibidez) bata bestearen gainean agerian jartzen dira, espazioko izpi kosmikoen eraginpean. Karga nuklearrak lotura kimikoen haustura edoionizazioa eragiten du plastikoan. Plastikozko pilaren azalean ionizazioa txikiagoa da, izpi kosmikoen abiadura handia delako. Gainera, pilaren gainazalean gertatzen den balaztatzearen ondorioz, izpi kosmikoen abiadura txikituz doa, eta ionizazioa ibilbidearekin handituz doa. Ondoren, lortzen diren plastikozko xaflak grabatu egiten dira, edo motel disolbatzen dirasodio hidroxido kaustikoko disoluzio epel batean. Ezaguna da gainazalaren “galeraren” abiadura. Ionizaturiko bidean zehar, sodio hidroxido kaustikoak plastikoa azkarrago disolbatzen du. Azkenik, plastikoa disolbatzerakoan, kono formako hutsunea utziko du, zehaztasun-handiko mikroskopioekin neurtuko dena.
Teknika honek kurba bakar bat sortzen dunukleo atomikoko, 1etik 92ra bitartekoa. Horrela, plastikozko pila zeharkatzen duen izpi kosmikoarenkarga eta energia identifikatzeko aukera ematen digu. Zenbat eta ionizazio handiagoa izan ibilbidean zehar, orduan eta handiagoa izango da karga. Izpi kosmikoak detektetzeaz gain, teknika haufisio nuklearretik sortutako nukleoak detektatzeko ere erabiltzen da.
Detektagailuak zeharkatzen dituzten EAS multzoen partikulak detektatzen dira. EAS multzoek zeruko eremu zabal bat beha dezakete, eta denboraren % 90 baino gehiago aktibo egon daitezke. Hala ere, Txerenkov teleskopioak baino gaitasun gutxiago dute izpi kosmikoen hondoko efektuak bereizteko. Abangoardiako EAS multzo gehienek plastikozko izarniatzaileak erabiltzen dituzte. Halaber, partikulak detektatzeko ingurunea lortzeko, ur likidoa edo izotza erabiltzen da. Ingurune horietatikTxerenkov erradiazioa sortzen duten partikulak pasa daitezke eta, horrela, detektatu egiten dira.[38] Beraz, hainbat EAS multzo ur/izotz Txerenkov detektagailuak erabiltzen dira plastikozko izarnitzaileen alternatiba gisa. Zenbait detektagailu konbinatuz, EAS multzo batzuk aztertuz,muoiak partikula sekundario arinagoetaz bereizi daitezke (fotoiak,elektroiak,positroiak). Partikula sekundarioen eta muoien arteko frakzioa izpi kosmiko primarioen masa-konposizioa kalkulatzeko modu tradizional bat da.
Izpi sekundarioak detektatzeko modu historiko batean (oraindik ere demostrazioetarako erabiltzen dena), alegia,laino-ganbera baten bidezkoa da,[39]pioiak desintegratzerakoan, muoi sekundarioak detektatu daitezke. Laino-ganberak, bereziki, eskuragarri dauden materialekin egin daitezke, DBH-ko laborategi batean ere eraiki daitezke. Bostgarren detekzio metodo bat dago, burbuila-ganberak erabiltzen dituena.[40]
Bigarren kategoriako lehen detekzio-metodoak Txerenkov teleskopioa du izena. Energia baxuko izpi kosmikoak (<200 GeV) detektatzeko diseinatuta dago,Txerenkov erradiazioa aztertuz. Gure kasuan,gamma izpiak neurtzeko erabiltzen dira.[41] Nahiz eta teleskopio horiek oso onak diren hondoko erradiazioa eta izpi kosmikoek sortutako erradiazioa bereizteko, gau ilunetan bakarrik funtziona dezakete, Ilargiak distirarik egiten ez duenean. Bestalde, ikus-eremu oso txikiak dituzte, eta denbora guxti daude aktibo.
Bigarren metodo batek atmosferan zehar higitzen diren partikulek atmosferakonitrogeno partikulen kitzikapenak eragindako nitrogeno-fluoreszentziaren argia detektatzen du. Metodo hau zehatzena da energia handieneko izpi kosmikoetarako, batez ere partikula-detektagailuen EAS multzoekin konbinatzen denean.[42] Aurreko metodoa bezala, gau ilunetan soilik erabiltzen da.
Beste metodo batek partikula-jauzienirrati-uhinak detektatzen ditu. Teknika honek partikula detektagailuen antzeko jarduera altuko zikloak ditu. Metodo honen zehaztasuna handitu da azken urteetan eta aurreko bi metodoetarako alternatiba bihurtu daiteke, gutxienez energia altuetan.
_(17032924612).jpg)
