El advenimiento del telescopio en el siglo XVII marcó un parteaguas en la comprensión de la naturaleza de los astros. El empeño por ver y estudiar objetos cada vez más débiles y más lejanos ha producido telescopios cada vez mayores y más sofisticados, empujando la tecnología a nuevos límites. Menos notorio, pero igualmente trascedente, ha sido la llegada de telescopios capaces de ver radiación invisible al ojo humano. El siglo XX vio el desarrollo de telescopios sensibles a la luz infrarroja y ultravioleta, así como el nacimiento de la radioastronomía. El estudio del cosmos empleando rayos gamma (γ) tuvo que esperar la tecnología espacial y técnicas para medir el efecto de la radiación más energética en la atmósfera terrestre.
Mapa celeste de rayos γ elaborado con datos de HAWC. La banda a la izquierda es la emisión del plano Galáctico. Se aprecian tres puntos brillantes: a la izquierda los blazares Mrk 501 y Mrk 421; y a la derecha, más prominente, la nebulosa del Cangrejo.
Los rayos γ
Los rayos γ son un tipo extremo de radiación electromagnética. La mecánica cuántica describe las ondas electromagnéticas como fotones y asocia a estos una energía. Así, la luz visible está hecha por fotones de 2 a 3 electrónvolts (eV); de mayor energía son los fotones del ultravioleta (10 a 100 eV), dañinos para la piel; los rayos X tienen energías de kilo-electrón-volts (1 keV = 1000 eV), miles de veces mayores que la de la luz. Los rayos γ están por encima de 1 MeV (1000 000 eV), alcanzando energías arbitrariamente altas. No es sencillo producir rayos γ, requiriéndose procesos ciertos físicos particulares:
- Los isótopos radioactivos producen rayos γ de energías relativamente bajas, de cientos de keV o unos cuantos MeV.
- La aniquilación de un electrón con un positrón convierte la masa de ambas partículas en dos fotones de 0.511 MeV.
- Un acelerador de partículas puede acelerar electrones hasta adquirir energías de miles o millones de MeV (es decir GeV o TeV). Los electrones pueden transferir su energía a fotones de baja energía convirtiéndolos en rayos γ de muy alta energía (GeV o TeV).
- Es posible acelerar protones o núcleos atómicos a muy altas energías y que estos choquen con materia, produciendo fotones con energías de TeV o mayores.
Las fuentes celestes de rayos γ son aceleradores naturales de partículas. En la década de 1950, Enrico Fermi demostró que choques en el medio interestelar pueden acelerar partículas subatómicas a muy altas energías. Fermi infirió que las explosiones de supernova de la Galaxia pueden explicar los rayos cósmicos, partículas de alta energía que inciden en la atmósfera terrestre.
Astronomía de rayos γ
Hay tres tipos de detectores astronómicos de rayos γ:
- Telescopios espaciales como el Fermi γ-Ray Space Telescope, capaz de observar desde el espacio de manera permanente 20 por ciento del cielo, detectando fotones de entre 0.1 y 100 GeV. Al ir apuntando a distintas zonas del cielo, Fermi es capaz de cubrir la totalidad del firmamento en tan sólo tres horas.
- Telescopios Cherenkov atmosféricos, apuntados a objetos específicos, son capaces de detectar fotones de más de 30 GeV. Estos telescopios se ubican en sitios geográficos con cielos nocturnos oscuros.
- Detectores de superficie como HAWC, capaz de observar de manera continua 15 por ciento del cielo, detectando fotones con energías por encima de 100 GeV. El campo de visión de HAWC se mueve con la rotación terrestre de manera a cubrir dos tercios de la bóveda celeste cada día sideral.
Cuatro generaciones de telescopios espaciales de rayos γ han logrado hitos importantes para la astronomía: en los 1960s el satélite OSO-III descubrió que la Vía Láctea emite rayos γ con energías por encima de 50 MeV; en la siguiente década, SAS-II y Cos-B descubrieron dos docenas de fuentes celestes de rayos γ, entre ellas los pulsares de Vela y el Cangrejo, y el cuasar 3C 273. En órbita entre 1991 y 2000, el Compton Gamma-Ray Observatory (CGRO) llevaba a bordo cuatro instrumentos distintos; entre ellos, COMPTEL observó rayos γ de 1 a 30 MeV emitidos por isótopos radioactivos en el medio interestelar; y EGRET detectó más de 250 fuentes de fotones con energías por encima de 100 MeV.
El Large Aperture Telescope de Fermi, en órbita desde 2008, es un instrumento muy superior a CGRO-EGRET. En siete años, Fermi-LAT ha detectado más de 3 mil objetos que emiten fotones con energías de varios GeV1. La mayoría son galaxias activas clasificadas como blazares; destacan también pulsares capaces de acelerar partículas en intensos campos magnéticos. Fermi-LAT ha observado clases de objetos no detectadas antes por EGRET: estrellas binarias, novas, cúmulos globulares, y galaxias normales, starburst y Seyfert. También ha reportado un centenar de destellos de rayos γ (GRB o gamma-ray burst en Inglés), mostrando que pueden producir fotones de por lo menos 90 GeV. Varios de los objetos detectados por EGRET y Fermi, en particular blazares como Mrk 421 y Mrk 501, han sido observados con telescopios Cherenkov atmosféricos, que también han estudiado algunos remanentes de supernova y en nubes interestelares del plano Galáctico.
El High Altitude Water Cherenkov
HAWC complementa a estos instrumentos por su capacidad de monitoreo y mapeo en rayos γ de TeV. HAWC no puede estudiar objetos puntuales con la misma profundidad que un telescopio Cherenkov, pero sí puede cubrir regiones cientos de veces más extensas. Mapear y monitorear grandes zonas del cielo es muy importante para el estudio de objetos cuya emisión es variable o que son demasiado grandes para el campo de visión de los telescopios Cherenkov atmosféricos.
Como su nombre lo indica, HAWC es un observatorio a gran altitud que registra el paso de partículas de alta energía en el agua. Estas partículas secundarias llegan de manera casi simultánea al detector como producto del ingreso de un rayo cósmico o un rayo γ a la atmósfera. Al atravesar el arreglo detector por decenas o centenares, estas partículas generan luz en el agua mediante el efecto Cherenkov, siendo el registro de numerosas señales luminosas la indicación del arribo del rayo γ o la partícula energética a la parte alta de la atmósfera. HAWC capta cerca de 20 mil rayos cósmicos por segundo, con la capacidad de distinguir entre sus datos unos 400 rayos γ del Cangrejo recibidos en un tránsito de seis horas.
La efectividad de la técnica Cherenkov de agua en astronomía fue demostrada por el observatorio Milagro, que operó en Nuevo México, a 2600 m de altitud, entre 2000 y 2008. Milagro detectó la nebulosa del Cangrejo, varias fuentes difusas de la Galaxia, y Mrk 421. Con las ventajas de una mayor altitud y un diseño optimizado con base en los aprendizajes de Milagro, HAWC es capaz de detectar la nebulosa del Cangrejo en un día, en vez de requerir acumular ocho meses de datos como Milagro.
Los objetivos científicos de HAWC están ya en desarrollo. La nebulosa del Cangrejo, M1, siendo la fuente de referencia para detectores de rayos γ, es monitoreada cada día. Curiosamente, en los últimos años se ha encontrado que la emisión de M1 no es constante como se suponía; HAWC puede hacer el seguimiento diario y a largo plazo de M1 en energías de TeV, de la misma manera en que ya monitorea Mrk 421 y Mrk 501, en los que se ha detectando variaciones en lapsos de tan solo un día. Radiogalaxias como M87 y IC310 son objetivos a mediano plazo. Los sondeos del plano Galáctico han detectando varias fuentes extendidas que podrían asociarse con enormes nubes de gas interestelar irradiadas por rayos cósmicos. Entre los objetivos más ambiciosos de HAWC está investigar si los GRBs emiten fotones de TeV. Más intrigante es la búsqueda de eventos relacionados con hoyos negros primordiales que pudieron haberse formado en los primeros instantes del Universo y se estarían evaporando mediante una súbita emisión de radiación de Hawking.
Seis meses después de su inauguración, HAWC está aportando una imagen cada vez más profunda del cielo, ya superior a la obtenida por su predecesor Milagro. En los próximos meses y años irá develando con mayor detalle la naturaleza de los eventos más energéticos del cosmos.
- http://fermi.gsfc.nasa.gov/