L'ASTRONÒMICA

Conferència de l'Astronòmica de Sabadell. Josep M. Paredes, 5 de març de 2025

---

El títol d’aquesta conferència potser no és gaire comú dins de les agrupacions astronòmiques, perquè estem acostumats a mirar el Sol amb els nostres ulls, i, per tant, a la banda del visible. Però la banda del visible per estudiar la natura, és només una petita part. Hi ha altres longituds d’ona no visibles que són molt més energètiques que la part visible, i això ens genera moltes preguntes: com pot ser aquesta variació tan energètica? Quins horitzons té?

Nosaltres estem acostumats a la radiació visible que és deguda a processos tèrmics. En aquesta gràfica (figura 1) tenim la longitud d’ona en horitzontal i la intensitat de la llum qu ens arriba en vertical.

Figura 1. Longitud d’ona i brillantor de la llum

L’emissió d’un cos depèn de la seva temperatura. Per exemple, un cos d’uns 6.000 graus com el Sol emet llum centrada en el visible. En canvi, un cos que té més temperatura emet longituds d’ona més baixes (llum més blava), i un cos més fred, ja no tindrà el màxim d’emissió en la llum visible sinó en llum infraroja com per exemple nosaltres, els humans, que estem a 37 ºC emetem llum infraroja. Aquesta emissió tèrmica segueix  el que es coneix com la llei de Planck.

Els raigs X i els raigs gamma no poden ser emesos per un cos negre (de forma tèrmica) perquè no hi ha cossos tan calents. Haurien d’estar a mils de milions de graus. En canvi detectem raigs X i raigs gamma en el firmament, per tant han de ser deguts a algun altre tipus d’emissió que no sigui la tèrmica. Hi ha altres processos radiatius, anomenats no tèrmics, els més importants dels quals són: la radiació sincrotró, l’efecte Compton invers i el xoc entre protons. I tots ells són deguts a la interacció de partícules amb velocitats relativistes que interaccionen amb el seu entorn, produint radiació.

La radiació sincrotró  es produeix quan algunes partícules carregades elèctricament (sobretot electrons) interaccionen amb camps magnètics, com els de la galàxia, les estrelles o l’espai interestel·lar. L’efecte Compton invers es produeix quan un electró xoca amb un fotó i li transmet energia, transformant-lo en raigs gamma. Quan dos protons xoquen també poden produir raigs gamma d’alta energia (figura 2).

Figura 2. Radiació sincrotró, efecte Compton invers i xoc entre protons

Us mostro l’exemple de la galàxia Hercules A (figura 3), on es pot veure una imatge òptica i sobreposada a ella (de color vermellós) la radiació sincrotró que emeten dos xorros de matèria que surten del seu centre. La part visible s’ha obtingut amb un telescopi visible i la radiació sincrotró amb radiotelescopis.

Figura 3. Galàxia Hércules A amb llum visible més radiació sincrotró

L’atmosfera terrestre ens protegeix de moltes d’aquestes radiacions, absorbint la major part dels raigs X i gamma. Això significa que, per estudiar aquestes radiacions, hem de recórrer a satèl·lits en òrbita. Els telescopis espacials ens permeten estudiar aquestes emissions que no arriben a la superfície terrestre. Tanmateix, els raigs gamma de molt alta energia es poden detectar des de la Terra.

Quan parlem d’altes energies, enlloc de parlar de longitud d’ona o de freqüències, parlem d’energia, en electrovolts (eV). Per a fer-nos una idea, la banda del visible és de l’ordre de 2 eV. Penseu que el rang de raigs gamma va des de 10⁶ eV fins 10¹⁸ eV, i els raigs X va des de 10³ fins 10⁶ eV.

Aleshores, per explorar la llum visible o les ones de ràdio, com que l’atmosfera és transparent, ho podrem fer des de la superfície de la Terra. En canvi, la resta d’espectre, sobretot la llum ultravioleta, raigs X i raigs gamma, com que l’atmosfera no és transparent, haurem d’enviar satèl·lits a l’espai.

Per als raigs gamma, un dels millors satèl·lits que hem tingut ha sigut Fermi, de la NASA, el qual ha detectat 5.064 fonts. I de totes elles, un 62% han sigut blazars (galàxies amb forats negres supermassius), un 4,7% púlsars, un 2,7 remanents de supernoves, un 1,5% galàxies actives no blazars, però heu de pensar que un 28% són fonts desconegudes, que encara no sabem a què són degudes. Cal pensar que la resolució (el detall) amb la que veiem els objectes amb raigs gamma és de mig grau, que és com la mida del Sol, i això és molt gran.

A més altes energies, els raigs gamma no es poden detectar directament, perquè són absorbits per l’atmosfera. No obstant això, en col·lidir amb l’atmosfera, generen partícules secundàries que sí que es poden observar. Aquestes cascades de partícules són detectades per uns telescopis terrestres especials.

Per entendre millor aquest procés, cal parlar dels raigs còsmics. Els raigs còsmics es van descobrir a principis del segle XX gràcies al físic austríac Victor Hess. Va fer diversos viatges en globus i va detectar una radiació que venia de l'espai. No és que tingués una intuïció sobtada i decidís anar a fer turisme en globus per casualitat, sinó que en aquell moment ja es coneixia la radioactivitat natural procedent de la Terra, i es pensava que als laboratoris hi havia una ionització de l'aire causada per aquesta radiació. Per comprovar-ho, la idea era senzilla: si la ionització de l'aire provenia de la Terra, en allunyar-se'n aquesta havia de disminuir. Així doncs, Hess va elevar detectors en globus fins a grans altituds. Però el resultat va ser inesperat: com més pujava, més ionitzat estava l’aire. Això demostrava que la radiació no venia de la Terra, sinó de l'espai. Així es va descobrir el que després es coneixeria com els raigs còsmics.

Des d'aleshores, s'han estudiat durant més d'un segle, i encara avui hi ha moltes incògnites sobre ells. Se sap que estan formats principalment per protons, nuclis d’heli, i en menys proporció per electrons i nuclis més pesats. La seva energia es distribueix de manera similar a la riquesa en una societat: les partícules amb més energia són molt escasses, mentre que les de menys energia són molt abundants (figura 4). Això és natural, ja que aconseguir nivells energètics molt elevats és un procés difícil.

Figura 4. Flux de raigs còsmics segons les seves energies

Durant molt de temps es va pensar que els raigs còsmics de més energia provenien de les supernoves, però ara ja no es té tanta seguretat. Les supernoves poden contribuir-hi, però potser no són els principals responsables. Les partícules més energètiques tenen origen en altres galàxies, i les d'energia extrema segueixen sent un misteri.

Un altre pas important en l'estudi dels raigs còsmics va arribar a mitjans del segle XX, quan Pierre Auger va descobrir el fenomen de les cascades de partícules. Quan un raig còsmic arriba a les capes altes de l’atmosfera, interactua amb els àtoms de l’aire i produeix una reacció en cadena. Aquesta cascada genera tot un conjunt de partícules secundàries, que inclouen electrons, fotons i altres partícules subatòmiques (figura 5)

Figura 5. Cascada de partícules secundàries deguda a un raigs còsmic

A mesura que es produeixen aquestes reaccions en cadena, l’energia es va distribuint en les diferents partícules generades. Això fa que, amb el temps, l’energia disponible vagi disminuint fins que ja no es poden generar més interaccions.

Però és que aquestes cascades poden ser degudes a dos fenòmens diferents: l’arribada d’un raigs còsmic (partícula carregada molt energètica) o a l’arribada d’un raigs gamma. I les cascades que es produeixen són també diferents. En el cas del raigs còsmic són cascades hadròniques (formades per partícules, hadrons), i en el cas dels raigs gamma són cascades electromagnètiques, dominades per electrons i fotons (figura 6).

Figura 6. Cascades hadròniques i electromagnètiques

Quan aquestes partícules es desplacen a velocitats relativistes, properes a la de la llum, poden generar un fenomen anomenat radiació Txerenkov. Això passa quan una partícula es mou en un medi a una velocitat superior a la de la llum en aquell medi. No infringeix cap llei de la relativitat, ja que en el buit cap partícula pot superar la velocitat de la llum, però en altres mitjans, com l’aigua o l’aire, la llum es desplaça més lentament. Així, si una partícula supera aquesta velocitat, emet un flaix de llum blavosa conegut com a radiació Txerenkov.

Aquest fenomen es pot observar, per exemple, en els reactors nuclears, on es genera una llum blava característica. En el cas dels raigs còsmics, la radiació Txerenkov ens permet detectar les partícules molt energètiques que arriben a l’atmosfera.

Per captar aquesta radiació, s’utilitzen telescopis especials coneguts com a telescopis atmosfèrics (figura 7). Aquests telescopis no observen directament les partícules còsmiques, sinó la llum Txerenkov que emeten quan es desplacen a través de l’atmosfera. Això permet estudiar raigs gamma d’energia extremadament alta, que serien gairebé impossibles de detectar directament des de l’espai.

Figura 7. Telescopis Txerenkov

Els telescopis Txerenkov més importants actualment es troben en llocs elevats i allunyats de la contaminació lumínica, per garantir la millor observació possible. N'hi ha en diverses parts del món, incloent-hi l'illa de La Palma (Magic), als Estats Units (Veritas) i a Namíbia (HESS). Amb aquests telescopis, les energies a què s'arriba són molt altes, de fins a 40 TeV. Després veurem com podem assolir energies encara més grans.

Aquests telescopis van començar a operar al voltant del 2000, per tant, ja fa dues dècades que estan en funcionament. Durant aquest període s'han detectat centenars de fonts (309 en total). Si ho comparem amb el satèl·lit, que en detectava milers, és una xifra menor, però això és esperable, ja que les emissions a energies més altes són menys freqüents.

Un percentatge significatiu (40%) d'aquestes fonts són de la nostra galàxia. S'ha detectat el centre galàctic, restes de supernoves, púlsars, nebuloses de vent i estrelles binàries. També s'han identificat fonts extragalàctiques (35%), com blàzars, radiogalàxies i altres objectes actius. Malgrat això, encara hi ha una part de les fonts que romanen sense identificar (25%). Això es deu al fet que, tot i la millora en la precisió dels telescopis actuals, que poden determinar la posició d'una font amb una exactitud molt superior als satèl·lits anteriors (abans 30 minuts d’arc mentre que ara 6 minuts d’arc), la densitat d'objectes en el cel continua sent un repte per a la identificació. A més, s'han pogut realitzar estudis que involucren física fonamental, com la violació de la invariància de Lorentz.

El telescopi HESS, situat a l’hemisferi sud, ha fet un mapa de la Via Làctia (figura 8) i ha detectat nombroses fonts, moltes de les quals encara no s’han pogut identificar amb certesa. Com que es tracta d’un estudi del pla galàctic, la majoria d’aquestes fonts són objectes de la nostra galàxia, especialment nebuloses de vent de púlsars, restes de supernoves o sistemes binàris.

Figura 8. Mapa de la Via Làctia fet per HESS

Algunes d'aquestes fonts mostren emissions que poden mantenir-se a energies molt altes o bé disminuir gradualment. Si el seu espectre es manté estable, significa que poden continuar emetent a energies fins i tot més grans; en canvi, si l’emissió decau, indica que hi ha un límit en l’energia que poden assolir.

Un exemple d’aquest fenomen es troba en les restes de supernova. En aquestes regions, hi ha una correlació clara entre la intensitat en raigs X i en raigs gamma de molt alta energia, cosa que indica que els electrons són els responsables de l’emissió. Els electrons interaccionen amb camps magnètics, produint radiació sincrotró en raigs X, i també poden col·lidir amb fotons presents en l’entorn, generant raigs gamma per procés d’invers Compton. Així, en alguns casos, les emissions poden explicar-se tenint en compte només els electrons.

Els romanents de supernova també emeten raigs gamma. Hi havia models que proposaven que aquestes podrien ser la font principal dels raigs còsmics fins als 10¹⁵ eV. Això hauria d'estar associat a supernoves joves com Cassiopeia A, que només té 340 anys. Tanmateix, les observacions indiquen que, en aquest cas, l’emissió no està dominada pels electrons, sinó pels protons. I a més, s’ha observat que l’energia màxima assolida en aquestes restes de supernova és inferior a la necessària per generar determinats raigs còsmics d’alta energia. Això suggereix que les supernoves podrien no ser les fonts principals d’aquestes partícules més energètiques, com s’havia pensat inicialment.

En canvi, les nebuloses de vent de púlsars podrien tenir un paper més important en aquest context. Quan es produeix una explosió de supernova, el material ejectat s’expandeix i pot donar lloc a una nebulosa associada al púlsar central (figura 9). Aquest sistema, format per partícules relativistes en presència d’un camp magnètic, genera radiació sincrotró en raigs X i gamma. Si hi ha també fotons externs, com els de la radiació còsmica de fons o d’estrelles properes, aquests poden interaccionar amb els electrons i generar raigs gamma encara més energètics per procés d’invers Compton.

Figura 9. Nebulosa de vent de púlsar

Aquestes fonts mostren morfologies diverses i són, fins ara, el tipus de font galàctica més nombrosa identificada en raigs gamma de molt alta energia, superant en nombre les restes de supernova. Ja s’han identificat diversos exemples d’aquest tipus, amb emissions molt energètiques detectades en diferents bandes de l’espectre.

En el cas de les estrelles binàries, s’han detectat diversos tipus de sistemes (figura 10).

Figura 10. Diferents tipus de sistemes binaris

Un d’ells inclou un púlsar, el vent del qual està format per partícules com electrons i positrons, i una altra estrella normal que també genera un vent estel·lar. Quan aquests dos vents interactuen, es produeix una zona on les partícules s’acceleren fins a velocitats relativistes i emeten radiació gamma. Aquest tipus de sistema es coneix com a gamma-ray binary, o binària de raigs gamma.

Dins de les binàries, també podem trobar sistemes formats per una estrella normal i un forat negre. Quan hi ha acreció de massa, es forma un disc d’acreció i un jet, dins del qual les partícules relativistes també emeten raigs gamma.

Un altre cas interessant és el de les noves. En aquests sistemes, hi ha una nana blanca i una altra estrella, que pot ser una gegant vermella. A mesura que la nana blanca acumula material de la seva companya, es pot produir una explosió termonuclear que genera un embolcall en expansió i emet raigs gamma.

A més, també existeixen sistemes formats per dues estrelles normals amb vents estel·lars molt intensos. Quan aquests vents interactuen, acceleren partícules fins a velocitats relativistes, cosa que pot donar lloc a emissió de raigs gamma.

Pel que fa a les noves, aquestes explosions termonuclears estan associades al material acretat sobre una nana blanca. Ja feia anys que es buscaven emissions de raigs gamma en aquestes explosions, i de fet, l’any 2010 es van detectar raigs gamma en l’explosió de V407 amb el satèl·lit Fermi, però no es va poder saber si l’emissió va ser produïda per protons o per electrons. El 8 d’agost de 2021 es va produir l’explosió de RS Oph, que es va observar primer en òptic i després amb raigs gamma (per Fermi, HESS i MAGIC). Es va poder detectar i seguir la variació de la seva lluminositat en diferents bandes espectrals, i l’anàlisi de les dades va indicar que els protons tenien un paper important en l’emissió observada. Aquest descobriment va demostrar l’existència d’una nova classe d’emissors de molt alta energia.

Si ens fixem en l’astronomia extragalàctica, els esclats de raigs gamma (gamma-ray bursts o GRBs) es van descobrir durant la Guerra Freda mentre es vigilava el compliment del tractat de no proliferació nuclear. Inicialment es pensava que aquestes emissions provenien de la Terra, però després es va comprovar que venien de l’espai.

Els GRBs poden classificar-se segons la seva durada. Els de llarga durada solen estar associats al col·lapse d’estrelles massives, que generen un jet relativista en el procés de formació d’un forat negre. En canvi, els GRBs de curta durada es produeixen per la fusió de dos objectes compactes, com estrelles de neutrons o forats negres, esdeveniments que també poden generar ones gravitacionals.

Un gran avenç en l’estudi dels GRBs va ser la detecció d’un d’aquests esclats a molt alta energia (GRB190114C) gràcies al telescopi MAGIC. Quan es va produir l’esclat, es va activar una xarxa d’observació coordinada per satèl·lits i telescopis terrestres, que va permetre seguir-ne l’evolució en diferents longituds d’ona, des de la banda ràdio fins a les energies més extremes (figura 11). Aquest treball va permetre construir, per primera vegada, la distribució espectral d’energia d’un GRB en aquest rang energètic i entendre millor l’origen de la seva emissió.

Figura 11. Evolució temporal de la radiació del GRB

Parlem ara del que es coneix com a nuclis de galàxia actius. No totes les galàxies són actives. La nostra galàxia, la pobra, potser en el passat va tenir activitat, però ara no. Les galàxies actives són com la nostra, amb un forat negre central, però amb activitat. Es a dir, el forat negre absorbeix matèria i emet dos jets, un cap amunt i l’altre cap avall. En el jet es produeixen xocs que escalfen partícules, generant emissió en ràdio, raigs X i raigs gamma.

Aquests núclis de galàxies actives es poden observar de diferents maneres. Si els veiem de costat, els anomenem radiogalàxies. Si els mirem des de dalt, diem que són blàzars. I si els observem des d'un altre angle, els anomenem quàsars (figura 12).

Figura 12. Forat negre amb disc d’acreció i dos jets

Les radiogalàxies, igual que els blazars i els quàsars, emeten en raigs gamma d’alta energia. A més, aquests núclis actius presenten variabilitat. Això vol dir que, si es fan observacions en diferents moments, els seus fluxos d’emissió poden canviar. Quan es mesuren en diferents bandes de l’espectre electromagnètic, com raigs X o raigs gamma, aquests objectes solen presentar dos pics d’emissió. Un d’ells és causat per radiació sincrotró i l’altre per Compton invers. La correlació entre raigs X i raigs gamma indica que és la mateixa població d’electrons la responsable de l’emissió, sent el mecanisme dominant el Compton invers. La separació i la diferència d’alçada entre aquests pics donen informació sobre els camps magnètics d’aquests objectes. A més, el fet que siguin variables permet determinar la mida de la regió emissora propera al forat negre.

Algunes d’aquestes fonts han mostrat una variabilitat extremadament ràpida. Per exemple, en un cas concret observat per un telescopi, el flux d’un blàzar es va duplicar en qüestió de pocs minuts. Això implica que la zona emissora ha de ser relativament petita, malgrat la gran escala de distàncies en què es troba.

A part de proporcionar informació sobre els forats negres i els mecanismes d’emissió i acceleració de partícules, aquests fenòmens poden servir per estudiar efectes relacionats amb la gravetat quàntica. Sabem que la velocitat de la llum en el buit és constant per a qualsevol tipus de radiació. No obstant això, això és cert dins d’un espai-temps continu. Quan entrem en l’àmbit de la física quàntica, en escales extremadament petites, la relativitat no és suficient per descriure el comportament de l’espai-temps. Aleshores, es planteja la possibilitat que hi hagi fluctuacions quàntiques de gravetat. Aquestes fluctuacions podrien provocar que la velocitat de la llum depengui de l’energia del fotó. Una analogia seria un camí rugós: una roda gran (fotó de baixa energia) tindria menys problemes per avançar que una roda petita (fotó d’alta energia), que hauria de superar les irregularitats del camí. Això implicaria que els fotons de major energia podrien arribar amb retard respecte als de menor energia.

Aquest efecte ha estat investigat en blàzars molt intensos. En un d’aquests casos, s’ha observat que els fotons més energètics arriben lleugerament més tard que els menys energètics (figura 13). Tot i que hi ha altres possibles explicacions, aquest tipus d’estudis permeten posar restriccions sobre el comportament de l’espai-temps a escales quàntiques i avançar en el coneixement teòric.

Figura 13. Retards en la velocitat de la llum segons la seva energia

Un altre aspecte de l’estudi dels raigs gamma d’alta energia és l’anàlisi del medi intergalàctic (figura 14). Quan els fotons gamma viatgen des de fonts molt llunyanes fins a nosaltres, han de travessar grans extensions d’espai. Durant aquest trajecte, poden interactuar amb el fons de radiació de microones i amb la llum emesa per altres estrelles i galàxies. Aquestes interaccions poden generar electrons i positrons, modificant la distribució d’energia dels fotons que ens arriben. Per tant, estudiant aquestes alteracions, podem obtenir informació sobre el medi intergalàctic.

Figura 14. Estudi del medi intergalàctic amb raigs gamma

Finalment, arribem a la part de més alta freqüència del raig gamma, coneguda com ultra high energy. Fins ara, hem vist el rang de very high energy, i ara la recerca s’està obrint a energies encara més altes. Si detectem fotons amb energia superior a cert llindar, això significa que les partícules que els han originat tenien energies encara més grans. Aquestes fonts capaces d’accelerar partícules fins a energies extremadament altes s’anomenen PeVatrons (10¹⁵ eV) i ara es busca identificar quins PeVatrons existeixen i d’on provenen.

Per detectar aquests raigs gamma tan energètics, s’utilitza un mètode diferent. Fins ara, hem parlat de telescopis que capturen la llum Txerenkov generada per les cascades de partícules a l’atmosfera. Una altra manera de fer-ho és col·locar detectors a gran altitud, a uns quants milers de metres sobre el nivell del mar, per detectar directament les partícules d’aquestes cascades.

Aquests detectors consisteixen en grans dipòsits d’aigua. Quan les partícules d’alta energia travessen l’aigua, generen radiació Txerenkov, que pot ser detectada per fotomultiplicadors situats dins els dipòsits. Aquest mètode permet captar partícules molt energètiques i ampliar el rang d’energia detectable.

Un dels primers observatoris d’aquest tipus va ser el HAWC (High Altitude Water Cherenkov), situat a Mèxic. Aquest observatori està format per centenars de tancs d’aigua i pot detectar raigs gamma fins a energies molt altes (figura 15).

Figura 15. Water Cherenkov Telescopes

I la millor instal·lació actual en aquest camp és la LHAASO, situada a la Xina. L'observatori es troba a una altitud d’uns 4.400 metres, al Tíbet, per captar les partícules abans que perdin energia. El rang d'energia que estudia és extremadament alt, corresponent a les partícules d'ultra alta energia, un comportament encara desconegut. L'experiment va començar el 2019, i fa poc s'han començat a obtenir resultats significatius.

El sistema de detecció inclou una estructura amb diverses piscines plenes d’aigua. A dins, hi ha tubs fotomultiplicadors per captar la radiació de Txerenkov. A més, hi ha detectors escampats per una àrea extensa, molts dels quals es troben sota terra per evitar contaminacions per partícules no desitjades (figura 16).

Figura 16. LHAASO a la Xina

Aquestes instal·lacions han permès detectar estructures de gran escala, que fins ara no es coneixien. Algunes estan associades a púlsars concrets, com el de Monogem i el de Geminga, i se les ha identificat com a "halos de púlsar". Aquest descobriment suggereix la presència d’un mecanisme encara desconegut que dispersa partícules en zones molt extenses.

Un dels descobriments més importants de HASO ha estat la detecció de fotons d’energia extrema. Això ha posat en qüestió la idea que només els protons podien assolir aquestes energies, ja que ara també es veu que els electrons poden fer-ho. Tradicionalment, es creia que els electrons perdien energia massa ràpidament per arribar a aquests nivells, però les dades recents demostren el contrari.

També s’han observat emissions provinents de microquàsars, com el famós SS 433. Aquest objecte binari emet potents jets que han modelat la nebulosa al seu voltant. HASO ha detectat emissions d’alta energia provinents d’aquests jets, reforçant la hipòtesi que els microquàsars podrien ser fonts importants de raigs còsmics.

A més, LHAASO ha publicat recentment un catàleg de fonts d’alta energia detectades, algunes de les quals són completament noves i sense una contrapartida clara en altres longituds d’ona. Això suggereix que podrien existir mecanismes desconeguts de producció de raigs gamma.

En paral·lel, el Cherenkov Telescope Array (CTA) serà el nou referent en aquest camp. Aquesta instal·lació internacional comptarà amb diversos telescopis a l’hemisferi nord, situats a La Palma, i a l’hemisferi sud, a Xile. Aquests telescopis tindran diferents mides per cobrir un ampli rang d’energies i permetran estudiar tant fonts galàctiques com extragalàctiques. Actualment, ja s’ha construït el primer telescopi de gran mida de CTA, i s’han obtingut les primeres deteccions. Els propers anys seran claus per consolidar aquests instruments com les eines més avançades per estudiar l’univers d’alta energia.

En resum, els darrers avenços en astrofísica de raigs gamma han revelat nous fenòmens i desafiat teories establertes. LHAASO i CTA representen la punta de llança en aquest camp, i els seus descobriments podrien transformar la nostra comprensió dels processos astrofísics més energètics de l’univers.

Col·loqui

Quin aparell feia servir el senyor Victor Hees per detectar raigs còsmics dalt de globus?
El que feia servir era un electroscopi. Aquest aparell consisteix en una làmina metàl·lica, que flota i es carrega elèctricament. Si es col·loca una fina làmina d'or, aquesta es carrega i, en conseqüència, es repel·leix i es separa. Si no hi ha càrrega, les làmines romanen juntes. Els electroscopis són aparells utilitzats en laboratoris de física general per detectar la presència de càrregues elèctriques.

Els jets que surten d'un forat negre amb un disc d'acreció sempre són deguts a un camp magnètic molt potent, o hi ha alguna altra causa?
La formació dels jets requereix la presència d'un camp magnètic. Quan el material de l'estrella cau cap al forat negre, aquest no es precipita directament sinó que forma un disc d'acreció. Si aquest material només caigués cap al forat negre, no observaríem res. Però en realitat, dins del disc, les partícules carregades (electrons, protons i ions) interaccionen amb el camp magnètic, que estructura el flux de matèria i permet que una part sigui expulsada en forma de jets cap a les regions polars del sistema. El camp magnètic juga un paper clau, ja que guia les partícules carregades i les accelera. Aquest mecanisme explica per què els jets estan alineats amb l'eix de rotació del forat negre i per què emeten radiació que podem detectar des de la Terra.

Has parlat de la detecció de raigs X. S'ha detectat mai una estrella de neutrons aïllada només amb aquest tipus de radiació?
No, normalment no es detecten estrelles de neutrons aïllades només en raigs X. La seva detecció sol dependre de processos d'acreció, en els quals el material que cau sobre l'estrella de neutrons s'escalfa per la viscositat del disc d'acreció. Quan el gas s'acumula al disc, la seva temperatura augmenta progressivament fins a valors molt elevats. Aquesta calor genera emissions en raigs X.