Emisión gamma de Altas Energías
Asociada a la Presencia de Agujeros Negros
Los núcleos activos de galaxias son objetos distantes que contienen un agujero negro supermasivo en su centro. Este agujero negro, del cual ni la luz puede escapar, atrae fuertemente partíclas de gas y polvo que orbitan alrededor de él y crean un disco de acreción que dada su temperatura emite fotones en las longitudes de onda el ultravioleta y los rayos X (energías en el rango de los eV y keV, respectivamente). Además el agujero negro es capaz de acelerar electrones que se mueven siguiendo las líneas de campo magnético produciendo jets de plasma que en algunas ocasiones pueden ser mayores que el tamaño de la galaxia anfitriona (ver imagen).
Rodeando el agujero negro existe además una población de electrones que se mueven a velocidades cercanas a la de la luz y por tanto muy energéticos. Una parte de los fotones emitidos en el jet interacciona con esta población de electrones, ganando una cantidad enorme de energía. De hecho la cantidad de energía que ganan es tan grande que llegan a emitir en el rango de los TeV, las energías más grandes que se han llegado a observar. El observatorio HAWC ha realizado un catálogo de estas galaxias activas emisoras en rayos gamma que sin duda ha permitido entender mejor el proceso de formación de los jets, la interacción con la corona de electrones de alta velocidad y la consecuente emisión de los fotones gamma más energéticos.
Regresando a nuestra galaxia, tenemos ejemplos de discos de acreción a menor escala, donde en lugar de tener agujeros negros supermasivos con masas de miles de millones de veces la masa del Sol nos encontramos con disco de acreción y jets asociados a agujeros negros de decenas de masas solares. Aun así la presencia del agujero negro central es capaz de generar procesos similares a los observados en los núcleos activos de galaxias descritos anteriormente. El observatorio HAWC precisamente ha detectado fotones de altas energías en dos estrellas binarias SS 433 y V 4641 Sgr. En ambos casos estamos ante la presencia de dos estrellas binarias que han formado su disco de acreción a través de la transferencia de material de una de las estrellas a la estrella compacta que forma el agujero negro. Ambos sistemas binarios ya eran conocidos por su emisión en rayos X y HAWC ha complementado estos estudios, observando por primera vez fotones con las más altas energías. Es destacable que las observaciones de HAWC combinadas con modelos físicos de emisión distinguieron que, mientras que los fotones de altas energías observados en los jets de SS 433 estaban asociados a la aceleración de electrones, en el caso de V 4641 Sgr. la emisión observada parece estar producida por la aceleración de protones.
El hecho de que HAWC observara fotones con energías de hasta 300 TeV en V 4641 Sgr. apunta a que en este sistema se pueden acelerar protones hasta energías de los PeV, los famosos peVatrones.
PeVatrones
Aunque el término PeVatrón fue acuñado en 2016, el inicio de la astronomía PeV puede considerarse que empezó en 2021 con las publicaciones de los observatorios HAWC (México), Tibet-AS Gamma (Tibet) y el Large High Altitude Air Shower Observatory (LHAASO en China). Con sus observaciones, y no en teoría, se ha podido contestar al momento la pregunta: ¿hasta qué energía la naturaleza puede acelerar partículas en la galaxia? La respuesta es a los Peta-eV. El electrón-voltio (eV) es una unidad de energía. Nuestros ojos observan entre 2 y 3 eV. Los billones de eV son Teras (1 TeV = 1,000,000,000,000), y los miles de billones son petas (1 PeV = 1000,000,000,000,000). En la Tierra solo se puede observar hasta unos TeV (por ejemplo, el TeVatrón Large Hadron Collider), mientras que en el cosmos se observan los PeV. HAWC mostró que los microcuásares son TeVatrones y PeVatrones cósmicos. En contexto, si SS 433 es la aportación más destacada de HAWC en el reino de los TeVatrones, V4641 Sgr lo sería en el de los PeVatrones.
Rayos cósmicos
Flujo y composición química. Del universo recibimos un tipo de radiación muy energética llamada rayos cósmicos, formada principalmente por electrones y núcleos atómicos. Su mecanismo de aceleración es incierto, pero se sabe que en este proceso intervienen campos electromagnéticos en eventos astrofísicos muy violentos de origen galáctico (como en el Sol y las remanentes de supernovas) y extragaláctico (en núcleos activos de galaxias). Entender cómo se producen los rayos cósmicos y determinar su origen es uno de los objetivos de la astrofísica moderna. Empleando HAWC se estudian las propiedades de los rayos cósmicos creados en nuestra galaxia para encontrar claves que nos ayuden a aclarar el misterio de su producción, origen y propagación en el espacio interestelar en un rango de energía poco explorado. Estas energías van desde una décima hasta cien veces la máxima energía de las partículas aceleradas en el Gran Colisionador de Hadrones del CERN, ubicado en Suiza. Con HAWC, por primera vez con observaciones desde la superficie terrestre, se ha medido con gran precisión el flujo total de rayos cósmicos a diferentes energías en esta región, lo que ha revelado un misterioso corte en el flujo a energías intermedias. Además, HAWC ha permitido medir los flujos y abundancias relativas de los elementos más ligeros (protones y helio) y de los más pesados en los rayos cósmicos. HAWC ha mostrado que la composición tiende a ser más ligera a bajas energías y que los flujos de estos grupos de masa también tienen cortes en este rango de energía. Los cortes podrían señalar la presencia de una fuente cercana de rayos cósmicos que domina a estas energías, o de una nueva clase de aceleradores de rayos cósmicos que comienza a perder eficiencia en este punto. HAWC también investiga la fina lluvia de partículas que recibimos a nivel del suelo generada por las colisiones de los rayos cósmicos con la atmósfera terrestre. Midiendo sus variaciones, se estudia el clima espacial en el Sistema Solar y fenómenos atmosféricos, como las ondas de choque que produjeron las explosiones del volcán Hunga-Tonga a principios del 2022.
Anisotropía. El Observatorio HAWC ha analizado el cielo de rayos cósmicos TeV en un rango de energías que abarca desde 2.0 hasta 72.8 TeV. Al igual que otros experimentos en los hemisferios norte y sur, HAWC observa una anisotropía cuya distribución de direcciones de arribo depende de la energía de los rayos cósmicos. Dicha anisotropía está dominada por un momento dipolar con fase en A. R. α ≈ 40°, cuya amplitud aumenta gradualmente de 8 × 10-4 a 2 TeV hasta alcanzar 14 × 10-4 alrededor de 30 TeV, para luego disminuir por encima de esta energía. Se ha detectado también una señal significativa a gran escala en los momentos cuadrupolar, octupolar y de características de menor escala angular, consistentes con observaciones previas pero con mejor resolución energética y precisión del ajuste.
Una limitación de esta y previas mediciones de otros experimentos es que su limitado campo de visión dificulta la caracterización precisa de la anisotropía en términos de componentes armónicos esféricos. Esto complica el estudio cuantitativo de sus características, como el componente dipolar o cuadrupolar, ya que las correlaciones entre los términos armónicos esféricos multipolares aℓm sesgan la interpretación de las distribuciones de rayos cósmicos.
Con el fin de superar estas limitaciones, los observatorios HAWC e IceCube llevaron a cabo un análisis conjunto, combinando datos de ambos experimentos y publicaron el primer análisis de la esfera celeste completa con una energía primaria media de 10 TeV. El mapa formado por datos provenientes de ambos hemisferios y su espectro de potencia angular permiten mitigar los sesgos derivados de la cobertura parcial del cielo, proporcionando una herramienta crucial para investigar la propagación de los rayos cósmicos a través del medio interestelar local y su interacción con los campos magnéticos interestelares y heliosféricos. A partir de este análisis ha sido posible medir los componentes horizontales dipolares de la anisotropía, obteniendo las amplitudes de δ0h = 9.16 × 10−4 y δ6h = 7.25 × 10−4, respectivamente. Además, se ha logrado inferir la dirección del campo magnético interestelar local situado a 229° ± 3.5° en ascensión recta y 11° ± 3° en declinación. Con base en ello se ha logrado una estimación del componente dipolar vertical correspondiente con una amplitud de 3.97 × 10-4.
