VII. LOS OTROS RAYOS C�SMICOS
LOS RAYOS c�smicos son acelerados en escenarios astrof�sicos donde
se liberan grandes cantidades de energ�a, de la cual toman s�lo una peque�a
porci�n, el resto es emitido en forma de ondas electromagn�ticas. Como
veremos m�s adelante, la emisi�n de la porci�n m�s energ�tica de estas ondas
(rayos X y rayos g) est� estrechamente ligada a la
producci�n y propagaci�n de los rayos c�smicos, por tanto, la investigaci�n
de estas radiaciones se encuentra inmersa en el estudio de la radiaci�n c�smica,
entendida �sta como toda radiaci�n de alta energ�a del espacio exterior que
llega a la Tierra. En este cap�tulo presentaremos en forma breve el desarrollo
de la investigaci�n de las fuentes de estos "otros" rayos
c�smicos e intentaremos describir los mecanismos que los producen. Para ello
es necesario ubicar estas radiaciones dentro del contexto del espectro electromagn�tico.
Las vibraciones el�ctricas se propagan sin la necesidad de un medio material
que las sostenga —contrariamente al caso del sonido o las ondas superficiales
en un estanque—, gracias a que ellas mismas generan un campo el�ctrico.
Como consecuencia de las leyes fundamentales del magnetismo esta vibraci�n el�ctrica
producir� tambi�n un campo magn�tico oscilatorio que se propaga junto con el
campo el�ctrico, produci�ndose as� una onda electromagn�tica. La luz,
por ejemplo, es una onda electromagn�tica. Existen adem�s otros tipos de radiaci�n
que son tambi�n ondas electromagn�ticas: las ondas de radio y de televisi�n,
las microondas, los rayos ultravioleta e infrarrojos, los rayos X y los rayos
g. Todas estas radiaciones se propagan a la velocidad
de la luz49![[Nota 49]](../img/mcommnt.gif){kind=small}
y conforman el espectro electromagn�tico. Las distintas partes del espectro
electromagn�tico se diferencian por su frecuencia o por su longitud
de onda.50
Las ondas m�s largas (de menor frecuencia) son las ondas de radio y televisi�n, cuya longitud de onda puede ser desde unos mil kil�metros hasta unos cuantos metros. Entre 1 y 0.001 m se encuentran las microondas. Con longitudes de onda m�s peque�as, desde 10-3 hasta 7 x 10-7 m, se encuentran los rayos infrarrojos. Sigue despu�s la parte que conocemos como luz o regi�n visible del espectro, que va desde el rojo (7 x 10-7 m) hasta el violeta (4.5 x 10-7 m). Las ondas electromagn�ticas de frecuencias m�s altas que las visibles son: los rayos ultravioleta (de 4 x 10-6 a 5 x 10-8 m), los rayos X (de aproximadamente 10-8 hasta 10-11 m) y los rayos g, que llegan a tener longitudes de onda de hasta 10-13 m.
No es casual que el ojo humano no responda a frecuencias mayores que el violeta
ni menores que el rojo, pues de toda la radiaci�n electromagn�tica que emite
el Sol, la �nica parte que no es absorbida por la atm�sfera y llega hasta la
superficie de la Tierra es la banda comprendida entre estas frecuencias.51
En un planeta cuya atm�sfera absorbiese, por ejemplo, la banda visible y fuese
transparente a la banda infrarroja, la evoluci�n podr�a generar criaturas con
ojos sensibles a la radiaci�n infrarroja. En la figura 28 se muestra el espectro
electromagn�tico combinado con las distintas caracter�sticas de absorci�n de
nuestra atm�sfera en las diferentes bandas.
La vieja discusi�n iniciada por Newton y Huygens en el siglo XVII sobre si
la luz estaba constituida por ondas o por part�culas tuvo su conclusi�n hasta
la tercera d�cada del siglo XX con el desarrollo de la mec�nica ondulatoria:
la luz, y todo el espectro electromagn�tico, es una dualidad, onda y
part�cula al mismo tiempo. Este concepto es aplicable a todos los objetos del
Universo, sin embargo, es obviamente manifiesto s�lo a los niveles subat�micos.
As� pues, a un electr�n puede asoci�rsele una longitud de onda (o una frecuencia)
que resulta ser proporcional a la energ�a de �ste52
y una onda electromagn�tica puede ser considerada como un fot�n o cuanto
de luz. El ejemplo m�s conocido donde se muestra que la luz se comporta como
part�cula es el llamado efecto fotoel�ctrico, donde un haz de luz es
capaz de producir una corriente el�ctrica cuya intensidad es proporcional a
la frecuencia de la luz incidente. El efecto Compton, descrito en el cap�tulo
III, es otro fen�meno donde se manifiesta el car�cter corpuscular de la luz.
Figura 28. Espectro electromagn�tico desde ondas de radio a rayos gamma.
Como se ve en la figura, la atm�sfera terrestre es completamente transparente
s�lo a las ondas de radio y a la luz visible. (Tomada de D�borah Dultzin, Cuasares
en los confines del Universo, Col. La Ciencia para Todos, N�m. 53).
De aqu� en adelante, nos referiremos a los rayos X o a los rayos g como ondas o como fotones, seg�n sea la propiedad manifiesta en el caso que estemos tratando.
Hasta principios de este siglo, la �nica informaci�n disponible del cosmos era la luz proveniente de los objetos celestes, el resto del espectro electromagn�tico era inaccesible, debido principalmente a la absorci�n atmosf�rica. Con el descubrimiento de los rayos c�smicos se abri� un nuevo canal de informaci�n extraterrestre cuyo estudio se convirti�, como hemos visto, no s�lo en un nuevo campo de la astrof�sica, sino en una de las ramas m�s importantes de la f�sica, de la cual derivaron algunos aspectos de la f�sica nuclear, la f�sica de altas energ�as y la f�sica de part�culas elementales. Recordemos tan solo c�mo la investigaci�n de los rayos c�smicos estimul� la creaci�n de modelos estelares u otros objetos celestes; que fue en la radiaci�n c�smica donde se descubrieron muchas de las llamadas part�culas elementales; y que fue en las colisiones de los rayos c�smicos con los n�cleos atmosf�ricos donde se estudiaron por primera vez en forma extensa y sistem�tica las interacciones nucleares. Por lo tanto, los rayos c�smicos son tambi�n una "ventana al Universo", la �nica que trae hasta la Tierra materia proveniente de lejanos objetos celestes.
La otra "ventana" natural de nuestra atm�sfera est� en la
regi�n de las ondas de radio (de 0.001 a 30 m de longitud de onda), la cual
fue descubierta durante los a�os treinta por K. Jansky y G. Reber. La investigaci�n
astron�mica en esta banda del espectro fue pr�cticamente inexistente hasta finales
de la segunda Guerra Mundial, cuando empez� a desarrollarse la radioastronom�a.
Algunas de las fuentes de ondas de radio lo son tambi�n de rayos X y son por
tanto consideradas como potenciales productores de rayos c�smicos; la componente
electr�nica de �stos es la que se encuentra asociada generalmente con dichas
fuentes. Esta componente representa tan solo el 2% del total de la radiaci�n
c�smica incidente en la Tierra.53
COHETES Y SAT�LITES ABREN NUEVAS VENTANAS
El nacimiento de la investigaci�n en rayos X extraterrestres est� estrechamente
ligado al estudio de la ion�sfera.54
En 1931 S. Chapman propuso que exist�an radiaciones solares de distintas frecuencias
y que eran ellas las responsables de la ionizaci�n selectiva de los gases atmosf�ricos
a diversas alturas. En 1938 E. Hulburt propuso que rayos X provenientes del
Sol generaban la capa E ionosf�rica. �sta fue una propuesta controversial
pues no se tuvieron indicios seguros de que el Sol pudiera generar rayos X hasta
1939, cuando se confirm� la existencia de temperaturas de hasta un mill�n de
grados en la corona solar. En 1948, con la ayuda de cohetes V-2, desarrollados
durante la segunda Guerra Mundial, H. Friedman estudi� en detalle la absorci�n
de rayos X en la alta atm�sfera y concluy� que esta radiaci�n, que sin duda
proven�a del Sol, era la responsable de la capa E ionosf�rica.
Este descubrimiento marc� el inicio de una nueva rama de la investigaci�n de
radiaciones extraterrestres, que florecer�a con el advenimiento de la era espacial.55
Durante la d�cada de los cincuenta se hicieron extensos estudios de la emisi�n solar en rayos X a bordo de cohetes y sat�lites. Se descubri� que, adem�s de la emisi�n continua de la corona, exist�an tambi�n emisiones espor�dicas de mucha mayor intensidad originadas en las r�fagas solares, las cuales alcanzaban temperaturas de hasta 108 �C. No obstante las altas temperaturas implicadas en la producci�n de rayos X, se descubri� que la intensidad total de rayos X provenientes del Sol era extremadamente peque�a: la energ�a radiada en rayos X es diez mil millones de veces m�s peque�a que la energ�a total radiada por el astro rey. Si se toma en cuenta esta relaci�n como t�pica para otras posibles fuentes c�smicas de rayos X, no se esperar�a obtener flujos detectables cerca de la Tierra; aun considerando la existencia de estrellas m�s brillantes que el Sol los flujos esperados resultaban ser entre 50 y 100 veces m�s d�biles que el limite de detecci�n de los aparatos de la �poca.
Sin embargo, un peque�o grupo de cient�ficos encabezados por R. Giacconi y
B. Rossi, el mismo que veinte a�os antes hab�a predicho el efecto este-oeste
en la intensidad de la radiaci�n c�smica y hab�a intentado, sin conseguirlo,
detectarlo experimentalmente,56
se dieron a la tarea de desarrollar detectores de rayos X m�s sensibles, lo
cual resultaba en extremo dif�cil puesto que estos rayos s�lo pueden ser reflejados
a �ngulos de incidencia muy peque�os, es decir, deben incidir apenas rozando
el espejo del detector. El problema fue resuelto al construir una serie de espejos
parab�licos e hiperb�licos anidados para "enfocar" los rayos
X incidentes hacia un contador proporcional.57
Una vez construido este detector fue probado por primera vez a bordo de un cohete
el 18 de junio de 1962 para detectar rayos X provenientes de la Luna, supuestamente
producidos por la incidencia de electrones del viento solar en su superficie,
es decir, a trav�s de bremsstrahlung. El instrumento no pose�a muy buena
resoluci�n angular (60�), sin embargo, fue capaz de detectar rayos X cuyo origen
no era el Sol ni la Luna, sino que parec�an provenir de la constelaci�n de Escorpi�n,
cerca del centro de nuestra galaxia, de un objeto que no se hab�a identificado
claramente en la regi�n visible. Este objeto fue denominado Scorpius X-1 (Sco
X-1), despu�s de haberse confirmado plenamente su existencia en dos vuelos subsecuentes.
M�s tarde se encontr� que la luminosidad en rayos X de Sco X-1 es 1 000 veces
mayor que su intensidad en el visible, contrariamente a lo que sucede en el
Sol. Era evidente que se hab�a descubierto una nueva clase de objeto: una estrella
de rayos X.
En a�os posteriores, la astronom�a de rayos X observ� un crecimiento monumental no s�lo por el descubrimiento de Sco X-1, sino tambi�n por las implicaciones sobre la ocurrencia de fen�menos de alta energ�a que ahora se sabia eran m�s frecuentes de lo que se hab�a pensado hasta entonces. En vista de que la presencia de una radiaci�n de fondo en la regi�n de rayos X, adem�s de los explosivos fen�menos observados, hac�an que el Universo en esas longitudes de onda se viera un tanto distinto al que se observaba en el visible, muchos investigadores, seducidos por los prospectos de este nuevo campo de la astronom�a contempor�nea, entraron a trabajar en �l.
En contraste con el repentino �xito y acumulaci�n de datos de rayos X extraterrestres que sigui� al descubrimiento de Sco X-1, los esfuerzos para detectar rayos g c�smicos no produjeron resultados por alg�n tiempo. Los primeros experimentos en busca de rayos g c�smicos fueron llevados a cabo en 1949 por Hulsizer y Rossi, quienes utilizaron una c�mara de ionizaci�n a bordo de un cohete y midieron flujos apreciables de rayos g en la alta atm�sfera, pero no fueron capaces de determinar la energ�a de �stos. Posteriormente, las predicciones te�ricas de Morrison en 1958, acerca de la posible producci�n de l�neas de rayos g por fuentes extraterrestres, estimularon de nuevo a los experimentales. Una serie de intentos por encontrar l�neas g provenientes del cosmos fueron llevados a cabo separadamente por K. Anderson, F. Jones y J. Vette en el a�o de 1961; sin embargo, la sensibilidad de los aparatos era limitada y ninguno de ellos arroj� resultados concluyentes.
Las primeras evidencias firmes de un flujo difuso de rayos g
extraterrestres provinieron de dos experimentos a bordo de sat�lites
de la serie Ranger en 1962 y 1964. En un complejo detector a bordo de la nave
Explorer 11 en 1965 fue posible determinar que el flujo extraterrestre
era 10 veces menor que el proveniente de la atm�sfera; esto demuestra una de
las dificultades m�s importantes para detectar rayos g
c�smicos. Un experimento subsecuente a bordo del sat�lite OSO-358
demostr� que exist�an fotones con energ�as mayores que 50 MeV provenientes del
disco de nuestra galaxia en proporci�n directa a la abundancia de gas hidr�geno
es esta regi�n. Pero la detecci�n de l�neas de rayos g
no fue hecha sino hasta 1973 por W. Johnson a bordo de un globo atmosf�rico;
la emisi�n proven�a del disco gal�ctico y corresponde a la aniquilaci�n electr�n-positr�n
(alrededor de 0.5 MeV). Otro hallazgo importante en la historia de la astronom�a
de rayos g fue la detecci�n de explosiones de rayos
g que se hizo a bordo del sat�lite Vela,
en 1973, por Klebesadel; hasta hoy m�s de 300 de estas explosiones han sido
observadas, guardando rasgos distintivos cada una de ellas, lo que ha dificultado
el consenso de los cient�ficos acerca de la naturaleza de estos fen�menos. Adicionalmente
al alto flujo producido por la interacci�n de rayos c�smicos cargados con n�cleos
atmosf�ricos, existen otras dificultades importantes para detectar rayos g
de origen extraterrestre: la segunda de ellas tiene que ver con el flujo
total de fotones de altas energ�as, por ejemplo, el n�mero de rayos g
con energ�as mayores que 100 MeV es solamente de una diezmil�sima del
flujo de part�culas primarias cargadas. La tercera, y tal vez la primordial,
es la dificultad en el dise�o y construcci�n de un detector adecuado, que de
hecho est� relacionado y hasta determinado por las anteriores.
El detector m�s usado en la regi�n de 0.1 MeV hasta algunas decenas de MeV es el llamado detector de centelleo, que consiste en cristales de diversos materiales con cuyos �tomos chocan los fotones g , radiando la energ�a perdida en forma de luz visible; esta luz es captada por alguno de los tubos fotomultiplicadores que rodean al cristal. Las longitudes de absorci�n de los rayos g incidentes son grandes, lo que hace que los detectores no tengan una buena resoluci�n angular para identificar las fuentes. M�s all� de los 50 MeV se utiliza en forma m�s com�n un detector denominado c�mara de chispa, en el cual el fot�n incidente se convierte en un par electr�n-positr�n que mantiene la direcci�n original de propagaci�n; con arreglos m�s o menos elaborados de estos detectores se han llegado a obtener resoluciones de hasta 0.5� en un peque�o rango alrededor de los 300 MeV en el sat�lite europeo COS-B que estuvo en operaci�n de 1975 a 1982.
Si bien el flujo de fotones de altas energ�as se reduce cada vez m�s, los fotones ultraenerg�ticos (E > 100 GeV) son capaces de iniciar chubascos atmosf�ricos. Por medio de una combinaci�n de fen�menos de producci�n de pares electr�n-positr�n y bremsstrahlung; en ellos, el n�mero de part�culas se incrementa de manera exponencial y �stas son dispersadas lateralmente por colisiones coulombianas con �tomos atmosf�ricos. Las interacciones electromagn�ticas producidas por estos chubascos son bien conocidas y, ya sea por m�todos anal�ticos o por medio de simulaciones num�ricas, es posible determinar el n�mero de part�culas en un chubasco como funci�n de la profundidad atmosf�rica para una energ�a dada del fot�n inicial (Figura 29). El n�mero total de part�culas en un chubasco es conocido como el tama�o del chubasco y es directamente proporcional a la energ�a del fot�n primario. Una ventaja fundamental de estos chubascos g sobre los extensos chubascos producidos por part�culas cargadas es la posibilidad de identificar fuentes de rayos c�smicos, pues los rayos g no son afectados por los campos electromagn�ticos que atraviesan en su camino hacia la Tierra.
Existen dos t�cnicas utilizadas para detectar estos chubascos g:
la primera de ellas registra la radiaci�n de Cherenkov59
emitida por las part�culas que viajan a velocidades mayores que la luz en la
atm�sfera. Esta radiaci�n se emite dentro de un peque�o cono cuya apertura es
menor a medida que la energ�a de la part�cula radiante es mayor; la extensi�n
lateral de uno de estos chubascos es del orden de unos 300 metros. Por medio
de grandes espejos parab�licos colocados en la superficie terrestre es posible
enfocar esta radiaci�n a un arreglo de fotomultiplicadores que registran la
se�al recibida. Debido a que la luz de Cherenkov es muy d�bil este tipo de experimentos
pueden ser llevados a cabo s�lo en noches de luna nueva y la m�nima energ�a
que debe tener el fot�n incidente para poder ser distinguido del "ruido"
producido por la luz de las estrellas es de un TeV. Un diagrama de la t�cnica
antes descrita se muestra la figura 30.
Figura 29. N�mero de part�culas en un chubasco atmosf�rico iniciado por
un fot�n como funci�n de la profundidad atmosf�rica para diferentes energ�as
del fot�n primario.
Figura 30. Diagrama en el que se muestra un detector de radiaci�n Cherenkov
de peque�os chubascos atmosf�ricos.
Los fotones incidentes con energ�as mayores a 100 TeV pueden ser detectados con los arreglos construidos para estudiar chubascos atmosf�ricos extensos producidos por rayos c�smicos cargados; desde los a�os sesenta, algunos estudios te�ricos demostraron esta posibilidad debido a que los peque�os chubascos g deber�an contener una cantidad muy reducida de muones entre sus constituyentes, pero no fue sino hasta 1983 cuando grupos de cient�ficos b�lgaro-sovi�ticos, polacos y alemanes confirmaron experimentalmente estos chubascos "pobres" en muones. Aun cuando las energ�as de operaci�n son mayores, esta t�cnica tiene la ventaja fundamental de que puede funcionar d�a y noche, haciendo su tiempo �til mucho mayor que los detectores Cherenkov.
El primer hallazgo confirmado de una fuente de rayos g
fue el correspondiente a Cygnus X-3,60
el cual se registr� con dos arreglos distintos, uno en Kiel, Alemania Federal,
y otro en Haverah Park, Inglaterra. Estos arreglos detectaron una se�al significativa
de chubascos g producidos por fotones con energ�as
mayores a los 1 000 TeV. Este resultado, por s� solo, representa un paso importante
hacia la soluci�n del problema del origen de los rayos c�smicos, pues como veremos
en la pr�xima secci�n una buena parte del flujo de rayos g
en extraterrestres es causado por la interacci�n de rayos c�smicos cargados
con el material interestelar.
En la actualidad, las elaboradas t�cnicas experimentales que se usan a bordo de sat�lites, como el COS-B, han permitido la detecci�n de m�s de 20 fuentes de rayos g .
C�MO Y EN D�NDE SE PRODUCEN RAYOS X Y RAYOS g
El descubrimiento de una copiosa cantidad de rayos X extraterrestres en la d�cada de los setenta estimul� la investigaci�n te�rica para encontrar los mecanismos productores de esta radiaci�n y los escenarios donde esto ser�a posible. Para encontrar tales mecanismos, el problema central es la conversi�n de energ�a en radiaci�n electromagn�tica de alta frecuencia que al mismo tiempo satisfaga los espectros observados y pueda tambi�n explicar las grandes luminosidades detectadas. Por ejemplo, la fuente de rayos X en la nebulosa del Cangrejo emite, tan solo en estas frecuencias, 1 000 veces m�s que el Sol en todo el espectro electromagn�tico. Es claro que los procesos conocidos de fusi�n nuclear en los n�cleos de estrellas comunes no son adecuados para explicar las grandes luminosidades observadas.
El primero de los nuevos mecanismos considerados fue el de la radiaci�n sincrotr�nica, que es producida cuando part�culas energ�ticas giran alrededor de campos magn�ticos. Esta forma de radiaci�n se sab�a que era la responsable de parte de las ondas de radio extraterrestres detectadas desde los a�os cincuenta. Si existiese alg�n escenario astrof�sico con campos magn�ticos suficientemente intensos y electrones de muy alta energ�a �ste ser�a un potencial productor de rayos X. Tambi�n mereci� atenci�n el efecto Compton inverso mediante el cual electrones ultrarrelativistas transfieren parte de su energ�a cin�tica a fotones provenientes de la luz estelar al chocar con ellos, produci�ndose as� fotones de rechazo de alta energ�a. Los electrones podr�an ser producidos, por ejemplo, en remanentes de supernovas.
Un proceso totalmente novedoso y m�s prometedor que los anteriores fue el propuesto por Rossi en 1964: el mecanismo era una emisi�n causada por el frenado brusco de electrones (bremsstrahlung) que ocasionaban los iones de un plasma caliente en equilibrio t�rmico. Esta particular forma de radiaci�n produce un espectro de forma exponencial como m�s tarde fue observado por investigadores de los Laboratorios Livermore. Sin embargo, a las temperaturas del plasma, necesarias para la emisi�n de rayos X, las part�culas de �ste tendr�an energ�as cin�ticas muy grandes haciendo casi imposible su confinamiento y, por lo tanto, la radiaci�n desaparecer�a r�pidamente; era entonces necesario imaginar formas de retener a este plasma caliente.
Los cient�ficos que trabajaban en el desarrollo de modelos que explicaran las fuentes de rayos X observadas se encontraban frente a un problema descomunal: hab�a que descubrir mecanismos que generaran energ�a de manera m�s eficaz que la m�s eficiente de las reacciones nucleares conocidas. Para ello fueron necesarios avances sustanciales tanto en el dise�o y construcci�n de detectores de rayos X como en la teor�a de las �ltimas etapas de la evoluci�n estelar.
Desde el descubrimiento de la primera fuente hasta el a�o de 1970 las t�cnicas
de detecci�n de rayos X extraterrestres experimentaron un considerable avance,
tanto en su resoluci�n espacial como en la espectral. De hecho, entre 1962 y
1967, tan solo el grupo de los laboratorios de investigaci�n de la marina estadounidense
descubri� alrededor de 30 objetos productores de rayos X, sin embargo, en los
tres a�os siguientes s�lo fue posible descubrir menos de una docena de nuevas
fuentes entre todos los grupos de investigaci�n dedicados a la astronom�a de
rayos X. El problema fundamental para el avance de esta rama del conocimiento
la constitu�a la atm�sfera terrestre, pues todos los experimentos realizados
hasta ese entonces hab�an sido hechos a bordo de cohetes que ten�an dificultad
para enfocar sus aparatos hacia cierto punto y su tiempo de observaci�n era
corto. Hubo entonces que esperar al lanzamiento del primer sat�lite de rayos
X: el Uhuru61
que despeg� el 12 de diciembre de 1970 de las costas
de Kenya.
Los instrumentos que llevaba este sat�lite eran avanzados pero convencionales:
un par de contadores proporcionales a los cuales se les adaptaron colimadores
de imagen con el fin de aumentar la resoluci�n espacial; estos contadores trabajaron
en anticoincidencia para discriminar las cuentas producidas por rayos c�smicos;
adem�s se instal� un dispositivo discriminador de la forma del pulso
para reducir al m�ximo la influencia de la radiaci�n de fondo: esta t�cnica
se ilustra en la figura 31.
Figura 31. Diagrama que ilustra las diferentes formas de pulso producidos
por rayos X o part�culas cargadas.
M�s de 300 objetos fueron observados por el Uhuru; la localizaci�n precisa de 100 de ellos hizo posible la identificaci�n de sus contrapartes en el visible y en radiofrecuencias. Asimismo, el sat�lite fue capaz de observar variaciones de corto y largo periodo en la intensidad de las fuentes; este hecho fue tal vez el m�s significativo para resolver el problema central de encontrar un modelo te�rico que explicase satisfactoriamente las observaciones hechas hasta el momento.
En 1934 W. Baade y F. Zwicky propusieron la existencia de estrellas de neutrones,
que ser�an la �ltima etapa de evoluci�n de las estrellas masivas que hubiesen
agotado su combustible nuclear y que, por efecto de la gravitaci�n, se contra�an
enormemente hasta crear gases en estado degenerado, debido a que los efectos
cuantiosos empezaban a dominar en el gas estelar. Las estrellas de neutrones
tienen densidades de hasta 3 x 1014 veces la del Sol, en un di�metro
de tan s�lo 10 km. El concepto fue usado desde un principio para intentar explicar
las violentas explosiones de estrellas denominadas supernovas y lleg� a proponerse
que estas estrellas no eran m�s que un estado de transici�n entre una estrella
normal y una de neutrones. Con el descubrimiento en 1967 de los pulsares62
se tuvo la primera evidencia observable de una estrella de neutrones, pues aunque
�stas fueron descubiertas en radiofrecuencias, en 1968, T. Gold propuso la primera
explicaci�n coherente de estos objetos y predijo que los pulsos de la emisi�n
en radio deber�an estar presentes en otras frecuencias tambi�n. Un a�o despu�s
se descubri� que la energ�a emitida por los pulsares en rayos X exced�a, por
mucho, la contenida en otros rangos del espectro electromagn�tico.
La explicaci�n de este fen�meno reside en el intenso campo magn�tico de los pulsares, pues al ser �stos estrellas que se contrajeron, el campo magn�tico se comprimi� tambi�n, alcanzando intensidades de hasta 109 teslas en el caso del pulsar de la nebulosa del Cangrejo. Este gran campo magn�tico constituye un acelerador �ptimo para los electrones que son continuamente expulsados del interior de la estrella, los cuales posteriormente emitir�n por el mecanismo de sincrotr�n. As� fue posible explicar la misteriosa radiaci�n que proven�a de la nebulosa del Cangrejo.
Con el lanzamiento del Uhuru fueron descubiertos nuevos objetos que
emiten rayos X en proporciones a�n mayores, para los cuales parec�a que
no pod�a aplicarse la teor�a de los pulsares, principalmente porque no se observaba
el incremento en el periodo de rotaci�n predicho, debido a la constante p�rdida
de energ�a rotacional de la estrella. Objetos como Centauro X-3, H�rcules X-1
o Cygnus X-1 est�n constituidos por sistemas binarios donde una de las compa�eras
es una estrella gigante y la otra es una estrella de neutrones, la cual est�
"captando" material hacia su interior, ya sea porque el tama�o
de su compa�era excede el punto de equilibrio gravitacional del sistema o porque
�sta se expande a trav�s de un viento estelar (an�logo al viento solar).
Se formar� de esta manera un disco de acreci�n alrededor de la estrella
compacta en donde el material deposita su energ�a potencial, que puede ser convertida
a grandes temperaturas y producirse entonces emisi�n del tipo bremsstmhlung
t�rmico (Figura 32). Este modelo fue r�pidamente asimilado y aceptado en la
d�cada de los setenta y marc� as� el final de un periodo en b�squeda a un problema
fundamental.
Figura 32. Acreci�n de materia por una estrella de neutrones. En (a) se
muestra c�mo la atm�sfera de una estrella gigante fluye hacia la estrella de
neutrones, y en (b) c�mo el viento estelar de una estrella gigante provee de
material a la estrella compacta.
Existe, adem�s de las fuentes localizadas de rayos X, una radiaci�n difusa que se supone proviene de la interacci�n de fotones energ�ticos con un campo de radiaci�n uniforme que esta presente en todo el Universo. Se cree que este campo de radiaci�n omnipresente son los restos de la gran explosi�n que cre� al Universo: el Big Bang.
Posteriormente al Uhuru fue lanzado el sat�lite HEAO-263
tambi�n denominado Observatorio Einstein. Este sat�lite oper� entre 1978
y 1981, con �l se pudo obtener mayor informaci�n tanto en lo que respecta a
la resoluci�n espectral como a la espacial; este sat�lite coloc� a la investigaci�n
en rayos X extraterrestres al mismo nivel que el de otras ramas de la astronom�a
m�s avanzadas como la radioastronom�a o la astronom�a �ptica.
Los sucesores del Einstein fueron el sat�lite europeo Exosat y
el japon�s Tenma, lanzados en 1983. Los europeos lanzaron en 1990 otro
sat�lite m�s, denominado Rosat64
y los estadounidenses tienen proyectado poner en �rbita un telescopio de muy
alta resoluci�n denominado AXAF.65
Debido a las dificultades ya mencionadas para detectar rayos g en las inmediaciones de la Tierra, y a pesar de que se conocen ya algunas fuentes discretas como los pulsares de la nebulosa del Cangrejo y Vela, hoy en d�a a�n persiste la creencia de que esta radiaci�n es producida en su mayor parte en colisiones inel�sticas de rayos c�smicos con el material interestelar, al menos en el rango que va desde 10 MeV hasta unos cuantos GeV.
Las colisiones posibles entre rayos c�smicos cargados y material interestelar pueden presentarse bajo diversas formas, aqu� hablaremos s�lo de las que se piensa son m�s factibles, pero antes es necesario dividir los tipos de emisi�n en dos: emisi�n en l�neas y emisi�n continua. La emisi�n en l�neas se produce por transiciones entre distintos niveles de energ�a de los n�cleos de ciertos elementos o bien cuando existe una colisi�n de frente entre un electr�n y un positr�n que produce una l�nea en 0.511 MeV. Las colisiones nucleares que se piensan m�s plausibles son las de protones energ�ticos con diversos n�cleos como O16, Ne14, Mg24, Al26, Si28, todas estas colisiones producir�an l�neas en el rango de 1 a 10 MeV; s�lo ha sido posible observar fidedignamente las de A126 y Ne20 , en 1.809 y 1.369 MeV respectivamente, ambas procedentes del plano de nuestra galaxia.
La emisi�n continua de rayos g puede darse en diversas circunstancias: emisi�n bremsstrahlung por electrones en plasmas calientes y tambi�n por el proceso Compton inverso donde hay una gran cantidad de fotones disponibles, o por emisi�n sincrotr�nica de electrones energ�ticos; todos estos son mecanismos considerados tambi�n en la emisi�n de rayos X.
Los protones pueden tambi�n producir un continuo de rayos g tener colisiones entre ellos o al romper n�cleos de elementos m�s pesados de donde se liberan mesones p neutros que posteriormente decaen en fotones (v�ase el cap�tulo V). Los fotones producidos por este mecanismo pueden ser desde 1 MeV hasta de 1 GeV. Rayos g de energ�as m�s altas pueden generarse de la interacci�n de protones muy energ�ticos (1020 eV) con fotones ultrarrelativistas (1019 eV ); en energ�as m�s bajas es posible producirlos por el aniquilamiento de protones con su antipart�cula.
Despu�s de esta breve discusi�n acerca de los mecanismos y las fuentes productoras de rayos X y rayos g resulta clara la importancia de su estudio en el contexto de la radiaci�n c�smica; algunos de los escenarios donde �stos se producen deben ser tambi�n fuentes de part�culas cargadas y, en el caso de los rayos g difusos, resultan ser un excelente "trazador" de la densidad de rayos c�smicos en nuestra galaxia pues, como ya vimos, aqu�llos son el producto de las diversas colisiones de �stos con el material interestelar.
El estudio conjunto de todas las radiaciones extraterrestres de alta energ�a es premisa fundamental para ayudar a resolver el problema del origen de los rayos c�smicos, tema del �ltimo cap�tulo de este libro.
Si este libro hubiese sido escrito antes del 23 de febrero de 1987 es probable que no hubiese sido indispensable escribir a esta secci�n, pero en esta fecha sucedi� un acontecimiento largamente esperado: una supernova. Diecinueve neutrinos, formados en el centro de la supernova 1987 A fueron detectados en dos grandes tanques de agua, uno en Estados Unidos de Am�rica y otro en Jap�n. Este suceso dio por primera vez a los cient�ficos la posibilidad de "ver" dentro de una supernova e inaugur� tambi�n una nueva rama de la astronom�a. Al mismo tiempo, ya que los neutrinos son part�culas producidas en eventos de alta energ�a provenientes del exterior terrestre, caen dentro de la definici�n de rayos c�smicos que por lo general se acepta, por lo cual aqu� debemos referirnos a ellos.
Para dar una explicaci�n satisfactoria debemos antes exponer lo que es una supernova es la etapa final en la evoluci�n de algunas estrellas. Una estrella de edad avanzada se vuelve m�s caliente, y produce progresivamente n�cleos m�s pesados en su "horno central", hasta que agota el combustible interior. Conforme va perdiendo su calor interno, la estrella se comprime lentamente y su temperatura aumenta a la par que su presi�n interna. Es entonces cuando pueden ocurrir nuevas reacciones nucleares exot�rmicas. La estrella agota primero el hidr�geno, despu�s el helio. N�cleos m�s pesados pueden fundirse a partir de part�culas hasta que finalmente, cuando se alcanza una temperatura de 1010 grados y empieza a sintetizarse hierro a partir de silicio, la muerte de la estrella es inminente. Los n�cleos de hierro son estables y para ser fusionados requieren energ�a en vez de generarla. No existen m�s reacciones nucleares posibles para generar m�s energ�a. El n�cleo entonces se colapsa y este proceso se da en cuesti�n de segundos, de forma tal que las regiones exteriores de la estrella no son afectadas por esta cat�strofe. En este proceso de compresi�n la densidad del n�cleo aumenta enormemente hasta hacer que los protones y los electrones del gas estelar empiecen a combinarse para producir neutrones y neutrinos en grandes cantidades. La evoluci�n tan r�pida de la compresi�n termina en una gran explosi�n que provoca una onda de choque. Esta onda de choque marca el nacimiento de la supernova. Al mismo tiempo se liberan los neutrinos producidos durante el colapso, que no pod�an escapar debido a las grandes densidades del n�cleo.
No todas las estrellas dan lugar a una supernova, las estrellas peque�as tienen un final apacible. Una estrella del tama�o de nuestro Sol, una vez que agote su n�cleo de helio no podr� alcanzar temperaturas lo suficientemente altas como para iniciar otra etapa de fusi�n nuclear y se contraer� inevitablemente; llegar� un momento en que la densidad del n�cleo aumente tanto que los electrones libres se volver�n "degenerados" y ejercer�n por si mismos una presi�n hacia afuera capaz de mantener el equilibrio. As�, las estrellas peque�as finalizan su vida como enanas blancas, las cuales poseen una masa aproximada a la del Sol pero comprimida en una esfera de tama�o comparable al de la Tierra. Sin fuente adicional de calor interno, las enanas blancas se ir�n enfriando paulatinamente hasta morir. Para provocar la aparici�n de una supernova, una estrella debe tener una masa inicial ocho veces mayor que la del Sol. La teor�a de las enanas blancas se debe al astrof�sico hind� S. Chandrasekhar.
A trav�s de la historia se conocen muchos registros de supernovas y a�n pueden apreciarse sus remanentes; tal vez las tres m�s famosas sean la de la nebulosa del Cangrejo, cuya explosi�n fue observada por los chinos en el a�o de 1054, la supernova de Tycho de 1572 y la llamada estrella de Kepler en 1604. Sin embargo, la primera supernova cercana observada en la era tecnol�gica es la que ocurri� el 23 de febrero de 1987, en la regi�n del cielo conocida como la Gran Nube de Magallanes y fueron los neutrinos de esta supernova los primeros que se detectaron en la Tierra provenientes de un objeto celeste distinto del Sol. Estos neutrinos constituyen la primera evidencia que confirma la teor�a astrof�sica del colapso estelar y la generaci�n de supernovas. El mundo cient�fico no dej� de sorprenderse al ver el grado de coincidencia de las predicciones te�ricas con las observaciones, tanto en el tiempo durante el cual se esperar�a observarlos, como en el tipo de neutrinos observados y la energ�a con que �stos fueron detectados.
Los resultados de la detecci�n de neutrinos tienen tambi�n importantes consecuencias en la f�sica de part�culas elementales y en cosmolog�a. Sin embargo, el n�mero de neutrinos detectados es a�n peque�o, cualquier an�lisis estad�stico de los diecinueve eventos detectados carecer�a de significado. As� pues, el gran aporte de la detecci�n de estos neutrinos es la confirmaci�n de las teor�as acerca del colapso estelar y la subsecuente producci�n de supernovas.
