Astrofísica de Altas Energías

En el Observatorio Astronómico del Instituto Copérnico, Rama Caída, Mendoza, Argentina

• Astrofísica de altas Energías, estudiando el Universo violento
• Explosiones de Rayos Gamma (GRBs)

Astrofísica de altas energías, estudiando el Universo violento

Introducción

Nuestra percepción del Universo de basa en la información que recibimos por cuatro canales diferentes: los rayos cósmicos, los neutrinos, las ondas gravitacionales y la luz. Pero, la mayor parte del trabajo observacional se hace mediante la detección de la luz, que es un fenómeno electromagnético. Después de los estudios de Planck, a comienzos del siglo XX y de las importantísimas contribuciones de Einstein, podemos estudiar a la luz como un fenómeno dual, como partícula (fotón) y como onda.

Las ondas son curvas oscilantes generalmente periódicas. La distancia entre dos crestas de la onda es llamada longitud de onda.

Al descomponer la luz, o desamar el paquete de ondas que conforman el fenómeno, vamos a producir un espectro electromagnético que nos mostrará que muchas componentes de la tecnología que hoy nos rodea, no son más que luz, pero con diferentes longitudes de onda.

Por ejemplo, considerando las radiaciones desde su menor longitud de onda, los médicos utilizan los rayos gamma (radioterapias oncológicas) y rayos X (radiografías) para realizar diagnósticos o curaciones; la radiación ultravioleta es la culpable que nos bronceemos en la montaña; la luz que captan nuestros ojos es la porción visible del espectro electromagnético; la luz infrarroja es la que perciben los visores nocturnos; las microondas las utilizamos para cocinar o para transmitir información en forma inalámbrica; y las ondas de radio son las que transmiten los programas de radio, y resultan ser la luz de mayor longitud de onda.

Ahora bien, la parte más energética del espectro es, sin duda, la porción de los rayos gamma y los rayos X. Cuando estudiamos los procesos físicos en la generación o transporte de energía en los cuerpos celestes, así como su naturaleza, la Astronomía se especializa y la denominamos Astrofísica. Por lo tanto, la Astrofísica de Altas Energías se ocupará de los fenómenos que sean capaces de producir o transportar rayos gamma o rayos X.

Un poco de historia

Teniendo en claro de qué trata la disciplina objeto de nuestra charla, pasaremos a describir un poco de la historia de cómo pudimos detectar esa radiación proveniente del Universo, teniendo en cuenta que, felizmente, nuestra atmósfera no es transparente a esas energías. Y digo felizmente, porque si no fuera así, nos calcinaríamos instantáneamente: no habría vida, al menos de animales y vegetales superiores, sobre la faz de la Tierra.

La historia de los rayos X comienza con Röntgen, quien los descubre, en 1895. En 1949, Friedmann y sus colaboradores detectan rayos X provenientes del Sol.

En 1962, Giaconni y colaboradores usan un cohete para poner un detector fuera de la atmósfera y reciben rayos X de Sco X1, una fuente lejana. Esta fuente tenía que ser de naturaleza muy distinta al Sol, muchísimo más luminosa que él, en rayos X.

El gran salto cuantitativo se produce en 1972, cuando el satélite UHURU produce un catálogo con 339 fuentes. El origen de estas fuentes se lo relaciona a estrellas binarias de rayos X, núcleos de galaxias activas, supernovas y cúmulos de galaxias. En todas estas fuentes el que produce los rayos X es gas extremadamente caliente, a millones de grados Kelvin.

La historia sigue su curso y empiezan a establecerse decenas de telescopios de rayos X que se colocan en el espacio, orbitando la Tierra. El observatorio de rayos X Chandra es uno de los más avanzados y alcanza una resolución angular de 1” (equivalente a la de un telescopio óptico terrestre) y demuestra que muchos cuerpos astronómicos son fuentes de rayos X.

En cuanto a los rayos gamma, quien los descubre por primera vez es el físico y químico francés Paul Villard, en 1900, mientras estudiaba el uranio. Posteriormente, Coptom descubre un efecto (que hoy lleva su nombre) en el que la interacción entre un fotón gamma incidente hace ganar suficiente energía a un electrón atómico como para provocar su expulsión. Con la energía restante del fotón original se emite un nuevo fotón gamma de baja energía con una dirección de emisión diferente a la del fotón incidente. La probabilidad del efecto Compton decrece a medida que aumenta la energía del fotón. El efecto Compton es el principal mecanismo de absorción de rayos gamma en cierto rango de energía intermedio que incluye la mayor parte de la radiación gamma presente en una explosión nuclear.

En 1963, cuando se firmó el primer tratado limitando de prohibición de pruebas nucleares en la atmósfera, bajo el agua, y en el espacio, la Fuerza Aérea de los Estados Unidos inició un programa para verificar que la Unión Soviética cumpliera con este tratado. El programa consistía en una serie de satélites llamados VELA (del español velar, vigilar) equipados con detectores de rayos X, rayos gamma y neutrones. A partir de 1967 comenzaron a detectar emisiones de rayos gamma que no parecían provenir de la Tierra y que no tenían las características de las emisiones que producen las bombas nucleares. Así, en 1973, Wheaton y colaboradores fueron los primeros en confirmar con datos de otros satélites la existencia de las erupciones de rayos gamma y que provenían de objetos fuera del Sistema Solar.

A partir de allí se sucedieron las propuestas de instrumentos para medir esta radiación de difícil detección y se publicaron decenas de trabajos con propuestas teóricas de explicación de los fenómenos.

En 1991, la NASA pone en órbita el Observatorio de Rayos Gamma Compton, con un detector llamado BATSE, que detecta una gran cantidad de erupciones de rayos gamma en todas las direcciones del cielo. A este fantástico observatorio le sigue otro enviado por los italianos, el BEPPO SAX, que fue el primero en determinar con razonable precisión la dirección de la erupción, permitiendo un posterior seguimiento óptico de la fuente y la obtención de un espectro que brindó la posibilidad de conocer que esa erupción era extragaláctica y que provenía de una distancia de nada menos que 12 mil millones de años luz.

A esas contrapartidas ópticas de las erupciones de rayos gamma se las denomina brillos remanentes o afterglows.

Por qué observar en muchas longitudes de onda

Los científicos saben que para conocer mejor la física de un fenómeno que radia luz es conveniente estudiarlo en todas sus posibles manifestaciones.

Lo que para la porción visible es débil y muy estable, puede llegar a ser sorprendentemente variable y muy brillante en otras longitudes de onda y, a partir de allí, será posible descartar hipótesis o sumar nuevas.

De allí que se estén organizando siempre campañas de observación en múltiples longitudes de onda, tanto para estudiar erupciones de rayos gamma, como cuásares, blázares, estrellas variables cataclísmicas, supernovas y otros fenómenos de alta energía.

Contribución del aficionado

Con el advenimiento de las cámaras CCD, los telescopios de los aficionados han visto incrementado enormemente su poder. Con un telescopio de 25 cm de abertura, visualmente, podemos alcanzar la magnitud 13. Sin embargo, con una cámara CCD refrigerada y con un buen procesamiento de imágenes, con la misma abertura, podemos alcanzar fácilmente la magnitud 18.

Es entonces posible, con un equipamiento de costo relativamente bajo, poder realizar un a impresionante contribución a la Ciencia.

¿Y de qué se trata? Monitorear cuásares, estrellas cataclísmicas, estar atentos al surgimiento de alguna erupción de rayos gamma y hacerle una imagen, son algunas de las posibles contribuciones.

La AAVSO es quien administra una red de alertas de alta energía, la HEN, que a través de un sms a su celular, un e-mail a su cuenta o un mensaje a su radiollamada, le avisan para que Ud. pueda poner en funcionamiento su telescopio y su cámara, apunte a la dirección informada y obtenga las valiosas imágenes que pueden permitir un enorme progreso científico.

Volver al principio de la página