ASTRONÓMICA

Cuando hablamos de altas energías, en lugar de referirnos a la longitud de onda o a la frecuencia, hablamos de energía en electrón-voltios (eV). Para hacernos una idea, la banda del visible está en el orden de 2 eV. El rango de los rayos gamma va desde 10⁶ eV hasta 10¹⁸ eV, y el de los rayos X desde 10³ hasta 10⁶ eV.

Para explorar la luz visible o las ondas de radio, dado que la atmósfera es transparente a estas longitudes de onda, podemos hacerlo desde la superficie de la Tierra. En cambio, para explorar el resto del espectro, especialmente la luz ultravioleta, los rayos X y los rayos gamma, como la atmósfera no es transparente, debemos enviar satélites al espacio.

Uno de los mejores satélites para detectar rayos gamma ha sido Fermi, de la NASA, que ha identificado 5.064 fuentes. De estas, un 62% son blázares (galaxias con agujeros negros supermasivos), un 4,7% son púlsares, un 2,7% son remanentes de supernovas, un 1,5% son galaxias activas no blázares, y un 28% son fuentes desconocidas. Cabe destacar que la resolución con la que observamos los objetos en rayos gamma es de medio grado, aproximadamente el tamaño aparente del Sol, lo cual es muy grande.

Además, los rayos gamma no se pueden detectar directamente desde la superficie terrestre porque son absorbidos por la atmósfera. Sin embargo, al colisionar con la atmósfera, generan partículas secundarias que sí pueden observarse. Estas cascadas de partículas son detectadas por telescopios terrestres especiales.

Para entender mejor este proceso, es necesario hablar de los rayos cósmicos. Los rayos cósmicos se descubrieron a principios del siglo XX gracias al físico austríaco Victor Hess. Realizó varios viajes en globo y detectó una radiación que provenía del espacio. En aquel momento, ya se conocía la radiactividad natural procedente de la Tierra, y se pensaba que la ionización del aire en los laboratorios era causada por esta radiación. Para comprobarlo, Hess elevó detectores en globo hasta grandes altitudes. El resultado fue inesperado: cuanto más subía, más ionizado estaba el aire. Esto demostraba que la radiación no venía de la Tierra, sino del espacio. Así se descubrieron los rayos cósmicos.

Desde entonces, se han estudiado durante más de un siglo, y todavía hoy existen muchas incógnitas sobre ellos. Se sabe que están formados principalmente por protones, núcleos de helio y, en menor proporción, por electrones y núcleos más pesados. Su energía se distribuye de forma similar a la riqueza en una sociedad: las partículas con más energía son muy escasas, mientras que las de menor energía son muy abundantes (figura 4). Esto es natural, ya que alcanzar niveles energéticos muy elevados es un proceso difícil.

Figura 4. Flujo de rayos cósmicos según sus energías 

Durante mucho tiempo se pensó que los rayos cósmicos de mayor energía provenían de las supernovas, pero ahora no se tiene tanta certeza. Las supernovas pueden contribuir, pero quizás no sean las principales responsables. Las partículas más energéticas tienen su origen en otras galaxias, y las de energía extrema siguen siendo un misterio.

Otro paso importante en el estudio de los rayos cósmicos llegó a mediados del siglo XX, cuando Pierre Auger descubrió el fenómeno de las cascadas de partículas. Cuando un rayo cósmico llega a las capas altas de la atmósfera, interactúa con los átomos del aire y produce una reacción en cadena. Esta cascada genera un conjunto de partículas secundarias, que incluyen electrones, fotones y otras partículas subatómicas (figura 5).

Figura 5. Cascada de partículas secundarias debida a un rayo cósmico 

A medida que se producen estas reacciones en cadena, la energía se va distribuyendo entre las distintas partículas generadas. Esto hace que, con el tiempo, la energía disponible disminuya hasta que ya no pueden generarse más interacciones.

Estas cascadas pueden deberse a dos fenómenos diferentes: la llegada de un rayo cósmico (una partícula cargada muy energética) o la llegada de un rayo gamma. Las cascadas que se producen son distintas: en el caso de los rayos cósmicos, son cascadas hadrónicas (formadas por partículas como protones y neutrones), y en el caso de los rayos gamma, son cascadas electromagnéticas, dominadas por electrones y fotones (figura 6).

Figura 6. Cascadas hadrónicas y electromagnéticas 

Cuando estas partículas se desplazan a velocidades relativistas, cercanas a la de la luz, pueden generar un fenómeno llamado radiación Cherenkov. Esto ocurre cuando una partícula se mueve en un medio a una velocidad superior a la de la luz en ese medio. No infringe ninguna ley de la relatividad, ya que en el vacío ninguna partícula puede superar la velocidad de la luz, pero en otros medios, como el agua o el aire, la luz se desplaza más lentamente. Así, si una partícula supera esa velocidad, emite un destello de luz azulada conocido como radiación Cherenkov.

Este fenómeno puede observarse, por ejemplo, en los reactores nucleares, donde se genera una luz azul característica. En el caso de los rayos cósmicos, la radiación Cherenkov nos permite detectar las partículas muy energéticas que llegan a la atmósfera.

Para captar esta radiación, se utilizan telescopios especiales conocidos como telescopios Cherenkov (figura 7). Estos telescopios no observan directamente las partículas cósmicas, sino la luz Cherenkov que emiten cuando se desplazan a través de la atmósfera. Esto permite estudiar rayos gamma de energía extremadamente alta, que serían casi imposibles de detectar directamente desde el espacio.

Figura 7. Telescopios Cherenkov 

Los telescopios Cherenkov más importantes actualmente se encuentran en lugares elevados y alejados de la contaminación lumínica, como la isla de La Palma (MAGIC), Estados Unidos (VERITAS) y Namibia (HESS). Con estos telescopios, se alcanzan energías de hasta 40 TeV. Estos telescopios comenzaron a operar alrededor del año 2000, por lo que ya llevan dos décadas en funcionamiento. Durante este período, se han detectado cientos de fuentes (309 en total). Aunque esta cifra es menor que la de los satélites, es esperable, ya que las emisiones a energías más altas son menos frecuentes.

Un porcentaje significativo (40%) de estas fuentes son de nuestra galaxia. Se ha detectado el centro galáctico, restos de supernovas, púlsares, nebulosas de viento y estrellas binarias. También se han identificado fuentes extragalácticas (35%), como blázares, radiogalaxias y otros objetos activos. Sin embargo, todavía hay un 25% de fuentes sin identificar. Esto se debe a que, aunque la precisión de los telescopios actuales ha mejorado (ahora pueden determinar la posición de una fuente con una exactitud de 6 minutos de arco, frente a los 30 minutos de arco de los satélites anteriores), la densidad de objetos en el cielo sigue siendo un reto para la identificación.

El telescopio HESS, situado en el hemisferio sur, ha realizado un mapa de la Vía Láctea (figura 8) y ha detectado numerosas fuentes, muchas de las cuales todavía no se han podido identificar con certeza. La mayoría de estas fuentes son objetos de nuestra galaxia, especialmente nebulosas de viento de púlsares, restos de supernovas o sistemas binarios.

Figura 8. Mapa de la Vía Láctea realizado por HESS 

Algunas de estas fuentes muestran emisiones que pueden mantenerse a energías muy altas o disminuir gradualmente. Si su espectro se mantiene estable, significa que pueden seguir emitiendo energías aún mayores; en cambio, si la emisión decae, indica que existe un límite en la energía que pueden alcanzar.

Un ejemplo de este fenómeno se encuentra en los restos de supernova. En estas regiones, existe una correlación clara entre la intensidad en rayos X y en rayos gamma de muy alta energía, lo que indica que los electrones son los responsables de la emisión. Los electrones interactúan con campos magnéticos, produciendo radiación sincrotrón en rayos X, y también pueden colisionar con fotones presentes en el entorno, generando rayos gamma por el proceso de Compton inverso.

Los remanentes de supernova también emiten rayos gamma. Había modelos que proponían que estas podrían ser la principal fuente de los rayos cósmicos hasta los 10¹⁵ eV. Sin embargo, las observaciones indican que la emisión no está dominada por los electrones, sino por los protones. Además, se ha observado que la energía máxima alcanzada en estos restos de supernova es inferior a la necesaria para generar determinados rayos cósmicos de alta energía. Esto sugiere que las supernovas podrían no ser las principales fuentes de estas partículas más energéticas, como se había pensado inicialmente.

En cambio, las nebulosas de viento de púlsares podrían desempeñar un papel más importante en este contexto. Cuando se produce una explosión de supernova, el material eyectado se expande y puede dar lugar a una nebulosa asociada al púlsar central (figura 9). Este sistema, formado por partículas relativistas en presencia de un campo magnético, genera radiación sincrotrón en rayos X y gamma. Si existen también fotones externos, como los de la radiación cósmica de fondo o de estrellas cercanas, estos pueden interactuar con los electrones y generar rayos gamma aún más energéticos por el proceso de Compton inverso.

Figura 9. Nebulosa de viento de púlsar 

Estas fuentes muestran morfologías diversas y son, hasta ahora, el tipo de fuente galáctica más numerosa identificada en rayos gamma de muy alta energía, superando en número a los restos de supernova. Ya se han identificado varios ejemplos de este tipo, con emisiones muy energéticas detectadas en distintas bandas del espectro.

En el caso de las estrellas binarias, se han detectado varios tipos de sistemas (figura 10).

Figura 10. Diferentes tipos de sistemas binarios

Uno de ellos incluye un púlsar, cuyo viento está formado por partículas como electrones y positrones, y otra estrella normal que también genera un viento estelar. Cuando estos dos vientos interactúan, se produce una zona en la que las partículas se aceleran hasta velocidades relativistas y emiten radiación gamma. Este tipo de sistema se conoce como binaria de rayos gamma.

Dentro de las binarias, también podemos encontrar sistemas formados por una estrella normal y un agujero negro. Cuando hay acreción de masa, se forma un disco de acreción y un jet, dentro del cual las partículas relativistas también emiten rayos gamma.

Otro caso interesante es el de las novas. En estos sistemas, existe una enana blanca y otra estrella, que puede ser una gigante roja. A medida que la enana blanca acumula material de su compañera, se puede producir una explosión termonuclear que genera un envoltorio en expansión y emite rayos gamma.

Además, existen sistemas formados por dos estrellas normales con vientos estelares muy intensos. Cuando estos vientos interactúan, aceleran partículas hasta velocidades relativistas, lo que puede dar lugar a emisión de rayos gamma.

En cuanto a las novas, estas explosiones termonucleares están asociadas al material acretado sobre una enana blanca. En 2010, se detectaron rayos gamma en la explosión de V407 con el satélite Fermi, pero no se pudo determinar si la emisión fue producida por protones o por electrones. El 8 de agosto de 2021, se produjo la explosión de RS Oph, que se observó primero en óptico y después con rayos gamma (por Fermi, HESS y MAGIC). El análisis de los datos indicó que los protones desempeñaban un papel importante en la emisión observada. Este descubrimiento demostró la existencia de una nueva clase de emisores de muy alta energía.

En el ámbito de la astronomía extragaláctica, los estallidos de rayos gamma (GRBs) se descubrieron durante la Guerra Fría mientras se vigilaba el cumplimiento del tratado de no proliferación nuclear. Inicialmente se pensaba que estas emisiones provenían de la Tierra, pero después se comprobó que venían del espacio.

Los GRBs pueden clasificarse según su duración. Los de larga duración suelen estar asociados al colapso de estrellas masivas, que generan un jet relativista en el proceso de formación de un agujero negro. En cambio, los GRBs de corta duración se producen por la fusión de dos objetos compactos, como estrellas de neutrones o agujeros negros, eventos que también pueden generar ondas gravitacionales.

Un gran avance en el estudio de los GRB fue la detección de uno de estos estallidos a muy alta energía (GRB190114C) gracias al telescopio MAGIC. Cuando se produjo el estallido, se activó una red de observación coordinada por satélites y telescopios terrestres, que permitió seguir su evolución en diferentes longitudes de onda, desde la banda de radio hasta las energías más extremas (figura 11). Este trabajo permitió construir, por primera vez, la distribución espectral de energía de un GRB (estallido de rayos gamma) en ese rango energético y comprender mejor el origen de su emisión.

Figura 11. Evolución temporal de la radiación del GRB 

Ahora hablemos de lo que se conoce como núcleos de galaxias activas. No todas las galaxias están activas. Nuestra galaxia, por ejemplo, quizás tuvo actividad en el pasado, pero ahora no la tiene. Las galaxias activas son similares a la nuestra, con un agujero negro central, pero con actividad significativa. Es decir, el agujero negro absorbe materia y emite dos chorros o jets, uno hacia arriba y otro hacia abajo. En estos jets se producen choques que calientan partículas, generando emisión en radio, rayos X y rayos gamma.

Estos núcleos de galaxias activas pueden observarse de diferentes formas. Si los vemos de lado, los llamamos radiogalaxias. Si los miramos desde arriba, los denominamos blázares. Y si los observamos desde otro ángulo, los llamamos cuásares (figura 12).

Figura 12. Agujero negro con disco de acreción y dos jets 

Las radiogalaxias, al igual que los blázares y los cuásares, emiten en rayos gamma de alta energía. Además, estos núcleos activos presentan variabilidad. Esto significa que, si se realizan observaciones en diferentes momentos, sus flujos de emisión pueden cambiar. Cuando se miden en diferentes bandas del espectro electromagnético, como rayos X o rayos gamma, estos objetos suelen presentar dos picos de emisión. Uno de ellos es causado por radiación sincrotrón, y el otro por el efecto Compton inverso. La correlación entre rayos X y rayos gamma indica que es la propia población de electrones la responsable de la emisión, siendo el mecanismo dominante el Compton inverso. La separación y la diferencia de altura entre estos picos proporcionan información sobre los campos magnéticos de estos objetos. Además, el hecho de que sean variables permite determinar el tamaño de la región emisora cerca del agujero negro.

Algunas de estas fuentes han mostrado una variabilidad extremadamente rápida. Por ejemplo, en un caso concreto observado por un telescopio, el flujo de un blázar se duplicó en cuestión de pocos minutos. Esto implica que la zona emisora debe ser relativamente pequeña, a pesar de la gran escala de distancias en las que se encuentra.

Además de proporcionar información sobre los agujeros negros y los mecanismos de emisión y aceleración de partículas, estos fenómenos pueden servir para estudiar efectos relacionados con la gravedad cuántica. Sabemos que la velocidad de la luz en el vacío es constante para cualquier tipo de radiación. Sin embargo, esto es cierto dentro de un espacio-tiempo continuo. Cuando entramos en el ámbito de la física cuántica, en escalas extremadamente pequeñas, la relatividad no es suficiente para describir el comportamiento del espacio-tiempo. Se plantea entonces la posibilidad de que haya fluctuaciones cuánticas de gravedad. Estas fluctuaciones podrían provocar que la velocidad de la luz dependa de la energía del fotón. Una analogía sería un camino rugoso: una rueda grande (fotón de baja energía) tendría menos problemas para avanzar que una rueda pequeña (fotón de alta energía), que debería superar las irregularidades del camino. Esto implicaría que los fotones de mayor energía podrían llegar con retraso respecto a los de menor energía.

Este efecto ha sido investigado en blázares muy intensos. En uno de estos casos, se ha observado que los fotones más energéticos llegan ligeramente más tarde que los menos energéticos (figura 13). Aunque existen otras posibles explicaciones, este tipo de estudios permiten establecer restricciones sobre el comportamiento del espacio-tiempo a escalas cuánticas y avanzar en el conocimiento teórico.

Figura 13. Retrasos en la velocidad de la luz según su energía 

Otro aspecto del estudio de los rayos gamma de alta energía es el análisis del medio intergaláctico (figura 14). Cuando los fotones gamma viajan desde fuentes muy lejanas hasta nosotros, deben atravesar grandes extensiones de espacio. Durante este trayecto, pueden interactuar con el fondo de radiación de microondas y con la luz emitida por otras estrellas y galaxias. Estas interacciones pueden generar electrones y positrones, modificando la distribución de energía de los fotones que nos llegan. Por tanto, estudiando estas alteraciones, podemos obtener información sobre el medio intergaláctico.

Figura 14. Estudio del medio intergaláctico con rayos gamma 

Por último, llegamos a la parte de más alta frecuencia del espectro de rayos gamma, conocida como ultra alta energía (ultra high energy). Hasta ahora, hemos visto el rango de muy alta energía (very high energy), y ahora la investigación se está abriendo a energías aún más altas. Si detectamos fotones con energía superior a cierto umbral, esto significa que las partículas que los originaron tenían energías aún mayores. Estas fuentes capaces de acelerar partículas hasta energías extremadamente altas se llaman PeVatrones (10¹⁵ eV), y ahora se busca identificar qué PeVatrones existen y de dónde provienen.

Para detectar estos rayos gamma tan energéticos, se utiliza un método distinto. Hasta ahora, hemos hablado de telescopios que capturan la luz Cherenkov generada por las cascadas de partículas en la atmósfera. Otra forma de hacerlo es colocar detectores a gran altitud, a varios miles de metros sobre el nivel del mar, para detectar directamente las partículas de estas cascadas.

Estos detectores consisten en grandes depósitos de agua. Cuando las partículas de alta energía atraviesan el agua, generan radiación Cherenkov, que puede ser detectada por fotomultiplicadores situados en los depósitos. Este método permite captar partículas muy energéticas y ampliar el rango de energía detectable.

Uno de los primeros observatorios de este tipo fue el HAWC (High Altitude Water Cherenkov), situado en México. Este observatorio está formado por cientos de tanques de agua y puede detectar rayos gamma hasta energías muy altas (figura 15).

Figura 15. Telescopios de agua Cherenkov (Water Cherenkov Telescopes) 

La mejor instalación actual en este campo es el LHAASO, ubicado en China. El observatorio se encuentra a una altitud de unos 4.400 metros, en el Tíbet, para captar las partículas antes de que pierdan energía. El rango de energía que estudia es extremadamente alto, correspondiente a las partículas de ultra alta energía, un comportamiento todavía desconocido. El experimento comenzó en 2019, y recientemente se han empezado a obtener resultados significativos.

El sistema de detección incluye una estructura con varias piscinas llenas de agua. Dentro, hay tubos fotomultiplicadores para captar la radiación de Cherenkov. Además, existen detectores esparcidos por un área extensa, muchos de los cuales se encuentran bajo tierra para evitar contaminaciones por partículas no deseadas (figura 16).

Figura 16. LHAASO en China 

Estas instalaciones han permitido detectar estructuras de gran escala que hasta ahora no se conocían. Algunas están asociadas a púlsares concretos, como el de Monogem y el de Geminga, y se las ha identificado como "halos de púlsar". Este descubrimiento sugiere la presencia de un mecanismo aún desconocido que dispersa partículas en zonas muy extensas.

Uno de los descubrimientos más importantes del LHAASO ha sido la detección de fotones de energía extrema. Esto ha puesto en cuestión la idea de que solo los protones podían alcanzar estas energías, ya que ahora también se ha observado que los electrones pueden hacerlo. Tradicionalmente, se creía que los electrones perdían energía demasiado rápidamente para alcanzar estos niveles, pero los datos recientes demuestran lo contrario.

También se han observado emisiones provenientes de microcuásares, como el famoso SS 433. Este objeto binario emite potentes jets que han moldeado la nebulosa a su alrededor. El LHAASO ha detectado emisiones de alta energía provenientes de estos jets, reforzando la hipótesis de que los microcuásares podrían ser fuentes importantes de rayos cósmicos.

Además, el LHAASO ha publicado recientemente un catálogo de fuentes de alta energía detectadas, algunas de ellas completamente nuevas y sin una contrapartida clara en otras longitudes de onda. Esto sugiere que podrían existir mecanismos desconocidos de producción de rayos gamma.

En paralelo, el Cherenkov Telescope Array (CTA) será el nuevo referente en este campo. Esta instalación internacional contará con varios telescopios en el hemisferio norte, situados en La Palma, y en el hemisferio sur, en Chile. Estos telescopios tendrán diferentes tamaños para cubrir un amplio rango de energías y permitirán estudiar tanto fuentes galácticas como extragalácticas. Actualmente, ya se ha construido el primer telescopio de gran tamaño del CTA, obteniendo las primeras detecciones. Los próximos años serán claves para consolidar estos instrumentos como herramientas más avanzadas para estudiar el universo de alta energía.

En resumen, los últimos avances en astrofísica de rayos gamma han revelado nuevos fenómenos y desafiado teorías establecidas. El LHAASO y el CTA representan la punta de lanza en este campo, y sus descubrimientos podrían transformar nuestra comprensión de los procesos astrofísicos más energéticos del universo.

Coloquio 

¿Qué aparato utilizaba el señor Victor Hess para detectar rayos cósmicos sobre globos?
Lo que utilizaba era un electroscopio. Este aparato consiste en una lámina metálica que flota y se carga eléctricamente. Si se coloca una fina lámina de oro, esta se carga y, en consecuencia, se repele y se separa. Si no hay carga, las láminas permanecen juntas. Los electroscopios son aparatos utilizados en laboratorios de física general para detectar la presencia de cargas eléctricas.

¿Los jets que salen de un agujero negro con un disco de acreción siempre se deben a un campo magnético muy potente, o hay alguna otra causa?
La formación de los jets requiere la presencia de un campo magnético. Cuando el material de la estrella cae hacia el agujero negro, este no se precipita directamente, sino que forma un disco de acreción. Si ese material solo cayera hacia el agujero negro, no observaríamos nada. Pero, en realidad, dentro del disco, las partículas cargadas (electrones, protones e iones) interactúan con el campo magnético, que estructura el flujo de materia y permite que una parte sea expulsada en forma de jets hacia las regiones polares del sistema.

El campo magnético juega un papel clave, ya que guía las partículas cargadas y las acelera. Este mecanismo explica por qué los jets están alineados con el eje de rotación del agujero negro y por qué emiten radiación que podemos detectar desde la Tierra.

Has hablado de la detección de rayos X. ¿Se ha detectado alguna vez una estrella de neutrones aislada solo con este tipo de radiación?
No, normalmente no se detectan estrellas de neutrones aisladas solo en rayos X. Su detección suele depender de procesos de acreción, en los que el material que cae sobre la estrella de neutrones se calienta por la viscosidad del disco de acreción. Cuando el gas se acumula en el disco, su temperatura aumenta progresivamente hasta valores muy elevados. Este calor genera emisiones en rayos X.