Los rayos gamma (γ) son la forma más extrema de radiación electromagnética por la energía de los fotones que componen esta radiación. Expresando la energía de la radiación en electrón-volts (eV), la luz infrarroja queda por debajo de 1 eV; la luz visible entre 2 eV y 3 eV; la luz ultravioleta, dañina para nosotros, comienza en 4 eV; por encima están los rayos X con miles de eV; los rayos γ tienen energías que van desde millones de electrón-volts (MeV = Megaelectrón volt) hasta valores arbitrariamente altos, por encima de los Teraelectrón volts (1 TeV = 1,000,000,000,000 eV). La radiación γ es difícil de producir ya que requiere acelerar partículas cargadas a muy altas energías, como lo hace el Gran Colisionador de Hadrones y objetos celestes como las estrellas de neutrones. Además, estas partículas energéticas deben interactuar con materia o con radiación para producir rayos γ. La detección de en rayos γ de algún objeto indica que en éste se aceleran partículas, y por tanto se producen rayos cósmicos.
La atmósfera terrestre absorbe toda radiación con energía superior a unos pocos eV, obligando a realizar observaciones astronómicas desde el espacio. Sin embargo, los fotones de muy alta energía absorbidos por la atmósfera producen cascadas de partículas y fotones “secundarios” que son registradas desde la Tierra, permitiendo emplear nuestra atmósfera como parte de un gran detector de radiación de muy alta energía. Al pasar cerca del núcleo de una molécula de aire1, rayo γ se materializa en un electrón y un positrón (e−e+), repartiendo su energía entre ambas partículas, mismas que viajan en una trayectoria muy cercana a la del fotón original, o primario, hasta que a su vez pasan cerca de una molécula atmosférica donde producen un nuevo fotón, cediendo a su vez parte de su energía. Así, un fotón primario de 1 TeV puede originar una cascada de decenas de miles de partículas que crece hasta que las partículas secundarias dejan de tener suficiente energía para ramificarse en más partículas. Los rayos cósmicos generan cascadas atmosféricas más complejas, ya que sus interacciones involucran la producción de muchos tipos de partículas, en particular muones. Estos muones ayudan a diferenciar entre cascadas atmosféricas iniciadas por rayos cósmicos (cascadas con muones) y rayos γ (sin muones).
La detección de partículas energéticas se hace aprovechando la emisión de luz Cherenkov cuando se mueven más rápido que la luz en el medio de propagación. La luz se propaga más lentamente en un medio que en el vacío: mientras que su velocidad en el vacío es de 299 792 458 metros por segundo, en el agua es inferior a 230 000 km/s. Un electrón con una energía de 100 MeV viaja a 299 785 km/s, es decir más rápido que la luz en el agua (o en el aire). Cuando esto sucede, el medio emite luz azul, violeta y ultravioleta. Esta luz fue estudiada en los años 1930 por el físico soviético Pavel Cherenkov. La observación de fuentes de rayos γ de muy alta energía se hace con telescopios “Cherenkov atmosféricos”, que registran la luz Cherenkov emitida por el aire, y observatorios “Cherenkov de agua”, que emplean el agua para la detección directa de partículas.
El primer observatorio astrofísico Cherenkov de agua se denominó “Milagro” y operó en Nuevo México entre 1999 y 2008. En ocho años Milagro mapeo 55 por ciento del cielo, revelando la emisión de rayos γ en la nebulosa del Cangrejo, el cuasar Mrk 421, una región extendida en la constelación del Cisne, y descubriendo un nuevo objeto, MGRO J1908+06. Milagro demostró la factibilidad de la técnica Cherenkov de agua en astronomía. Sus limitaciones fueron su tamaño, insuficiente para el muestreo completo de toda la cascada de partículas; y su altitud de 2 mil 600 metros, muy por debajo de los 6 mil metros donde las cascadas atmosféricas de interés alcanzan su máximo desarrollo antes de atenuarse. Los logros Milagro dieron lugar a la propuesta de un observatorio de mayores capacidades: HAWC.
La propuesta de instalar HAWC en México fue planteada en 2006 por un grupo estadounidense parte de la colaboración Milagro, y respondida con un estudio de factibilidad. En julio de 2007 se decidió instalar HAWC en México, favorecido ante las opciones de China y Bolivia. Con la aprobación de los permisos ambientales, en 2009 fue posible la gestión de financiamiento, el cual se obtuvo en México en 2010 y en Estados Unidos a inicios de 2011, cuando inició el pleno desarrollo de HAWC el cual está culminando. HAWC estará listo para operar al 100 por ciento en marzo de 2015.
HAWC es un arreglo de 300 tanques cilíndricos de 7.3 metros de diámetro y 4.6 metros de altura, cada uno conteniendo 180 metros cúbicos de agua e instrumentados cada uno con cuatro tubos fotomultiplicadores altamente sensibles a la luz. Las señales de los mil 200 fototubos inmersos en agua en condición de total oscuridad son muestreadas constantemente, buscando la señal de la luz Cherenkov de manera casi simultánea en varios canales. Al darse esta coincidencia de señales se registra la información precisa del tiempo de llegada de la señal de cada fototubo del arreglo, permitiendo reconstruir la dirección de dónde vino el evento, así como la intensidad de la señal que proporciona un indicador de la energía del rayo γ o cósmico primario. HAWC funciona permanentemente, tanto de día como de noche, captando más de 17 mil eventos por segundo, lo que requiere más de un terabyte diario de almacenamientos de datos. HAWC observa en un cono de 45º alrededor del cenit, correspondiente a un 15 por ciento del cielo. Al rotar la Tierra el campo de visión de HAWC barre parcialmente el firmamento de manera a observar 2/3 de la bóveda celeste en un día sideral. Así, HAWC hace un barrido permanente del cielo, al mismo tiempo que acumula los datos en un censo cada vez más profundo.
HAWC ha sido desarrollado en fases que han permitido su crecimiento junto con su verificación. Entre 2010 y 2011 se instaló el arreglo de ingeniería VAMOS de siete tanques detectores Cherenkov capaces de registrar las señales de partículas secundarias en coincidencia, requerimiento indispensable para HAWC, elaborando un mapa del cielo de carácter demostrativo. En febrero de 2012 inició la instalación de los tanques detectores, alcanzando el hito de 30 detectores en septiembre del mismo año: HAWC-30 permitió iniciar la toma de datos de valor científico. En agosto de 2013 inició de la fase de operación científica con HAWC-111, un tercio del arreglo completo. En un año HAWC-111 ha producido resultados científicos como son la medición de la anisotropía en las direcciones de arribo de rayos cósmicos; la búsqueda de rayos γ de muy alta energía en GRB 130427a; y un mapa celeste más profundo que el realizado por Milagro en sus ocho años. A la par de estos logros, se siguió avanzando en la instalación del observatorio: HAWC-250 inició operaciones el 27 de noviembre de 2014, poco antes de la instalación del tanque 300, el 15 de diciembre. La colaboración HAWC está actualmente trabajando en la instrumentación de los últimos detectores para tenerlos a punto en febrero e iniciar la fase de operación en plenitud por 10 años en marzo. Hay importantes experimentos que serán potenciados por los datos de HAWC: el satélite de rayos X Swift; el telescopio espacial de rayos γ Fermi; los observatorios Cherenkov de aire VERITAS y MAGIC; el detector de neutrinos Icecube y el detector de ondas gravitacionales LIGO. Desde una meseta del volcán Sierra Negra, en México, HAWC está abriendo una ventana al conocimiento del universo extremo.
Nota
“Una molécula de aire” no existe como tal; el término se refiere a una molécula de algún gas atmosférico, principalmente nitrógeno u oxígeno.
