VII. LOS OTROS RAYOS CÓSMICOS

LOS RAYOS cósmicos son acelerados en escenarios astrofísicos donde se liberan grandes cantidades de energía, de la cual toman sólo una pequeña porción, el resto es emitido en forma de ondas electromagnéticas. Como veremos más adelante, la emisión de la porción más energética de estas ondas (rayos X y rayos g) está estrechamente ligada a la producción y propagación de los rayos cósmicos, por tanto, la investigación de estas radiaciones se encuentra inmersa en el estudio de la radiación cósmica, entendida ésta como toda radiación de alta energía del espacio exterior que llega a la Tierra. En este capítulo presentaremos en forma breve el desarrollo de la investigación de las fuentes de estos "otros" rayos cósmicos e intentaremos describir los mecanismos que los producen. Para ello es necesario ubicar estas radiaciones dentro del contexto del espectro electromagnético.

EL ESPECTRO ELECTROMAGNÉTICO

Las vibraciones eléctricas 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 eléctrico. Como consecuencia de las leyes fundamentales del magnetismo esta vibración eléctrica producirá también un campo magnético oscilatorio que se propaga junto con el campo eléctrico, produciéndose así una onda electromagnética. La luz, por ejemplo, es una onda electromagnética. Existen además otros tipos de radiación que son también ondas electromagnéticas: las ondas de radio y de televisión, 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 y conforman el espectro electromagnético. Las distintas partes del espectro electromagnético se diferencian por su frecuencia o por su longitud de onda.⁵⁰

Las ondas más largas (de menor frecuencia) son las ondas de radio y televisión, cuya longitud de onda puede ser desde unos mil kilómetros hasta unos cuantos metros. Entre 1 y 0.001 m se encuentran las microondas. Con longitudes de onda más pequeñas, desde 10^-3 hasta 7 x 10^-7 m, se encuentran los rayos infrarrojos. Sigue después la parte que conocemos como luz o región visible del espectro, que va desde el rojo (7 x 10^-7 m) hasta el violeta (4.5 x 10^-7 m). Las ondas electromagnéticas de frecuencias más 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 radiación electromagnética que emite el Sol, la única parte que no es absorbida por la atmósfera y llega hasta la superficie de la Tierra es la banda comprendida entre estas frecuencias.⁵¹ En un planeta cuya atmósfera absorbiese, por ejemplo, la banda visible y fuese transparente a la banda infrarroja, la evolución podría generar criaturas con ojos sensibles a la radiación infrarroja. En la figura 28 se muestra el espectro electromagnético combinado con las distintas características de absorción de nuestra atmósfera en las diferentes bandas.

LA DUALIDAD ONDA PARTÍCULA

La vieja discusión iniciada por Newton y Huygens en el siglo XVII sobre si la luz estaba constituida por ondas o por partículas tuvo su conclusión hasta la tercera década del siglo XX con el desarrollo de la mecánica ondulatoria: la luz, y todo el espectro electromagnético, es una dualidad, onda y partícula al mismo tiempo. Este concepto es aplicable a todos los objetos del Universo, sin embargo, es obviamente manifiesto sólo a los niveles subatómicos. Así pues, a un electrón puede asociársele una longitud de onda (o una frecuencia) que resulta ser proporcional a la energía de éste⁵² y una onda electromagnética puede ser considerada como un fotón o cuanto de luz. El ejemplo más conocido donde se muestra que la luz se comporta como partícula es el llamado efecto fotoeléctrico, donde un haz de luz es capaz de producir una corriente eléctrica cuya intensidad es proporcional a la frecuencia de la luz incidente. El efecto Compton, descrito en el capítulo III, es otro fenómeno donde se manifiesta el carácter corpuscular de la luz.

Figura 28. Espectro electromagnético desde ondas de radio a rayos gamma. Como se ve en la figura, la atmósfera terrestre es completamente transparente sólo a las ondas de radio y a la luz visible. (Tomada de Déborah Dultzin, Cuasares en los confines del Universo, Col. La Ciencia para Todos, Núm. 53).

De aquí en adelante, nos referiremos a los rayos X o a los rayos g como ondas o como fotones, según sea la propiedad manifiesta en el caso que estemos tratando.

VENTANAS AL UNIVERSO

Hasta principios de este siglo, la única información disponible del cosmos era la luz proveniente de los objetos celestes, el resto del espectro electromagnético era inaccesible, debido principalmente a la absorción atmosférica. Con el descubrimiento de los rayos cósmicos se abrió un nuevo canal de información extraterrestre cuyo estudio se convirtió, como hemos visto, no sólo en un nuevo campo de la astrofísica, sino en una de las ramas más importantes de la física, de la cual derivaron algunos aspectos de la física nuclear, la física de altas energías y la física de partículas elementales. Recordemos tan solo cómo la investigación de los rayos cósmicos estimuló la creación de modelos estelares u otros objetos celestes; que fue en la radiación cósmica donde se descubrieron muchas de las llamadas partículas elementales; y que fue en las colisiones de los rayos cósmicos con los núcleos atmosféricos donde se estudiaron por primera vez en forma extensa y sistemática las interacciones nucleares. Por lo tanto, los rayos cósmicos son también una "ventana al Universo", la única que trae hasta la Tierra materia proveniente de lejanos objetos celestes.

La otra "ventana" natural de nuestra atmósfera está en la región de las ondas de radio (de 0.001 a 30 m de longitud de onda), la cual fue descubierta durante los años treinta por K. Jansky y G. Reber. La investigación astronómica en esta banda del espectro fue prácticamente inexistente hasta finales de la segunda Guerra Mundial, cuando empezó a desarrollarse la radioastronomía. Algunas de las fuentes de ondas de radio lo son también de rayos X y son por tanto consideradas como potenciales productores de rayos cósmicos; la componente electrónica de éstos es la que se encuentra asociada generalmente con dichas fuentes. Esta componente representa tan solo el 2% del total de la radiación cósmica incidente en la Tierra.⁵³

COHETES Y SATÉLITES ABREN NUEVAS VENTANAS

El nacimiento de la investigación en rayos X extraterrestres está estrechamente ligado al estudio de la ionósfera.⁵⁴ En 1931 S. Chapman propuso que existían radiaciones solares de distintas frecuencias y que eran ellas las responsables de la ionización selectiva de los gases atmosféricos a diversas alturas. En 1938 E. Hulburt propuso que rayos X provenientes del Sol generaban la capa E ionosférica. Ésta fue una propuesta controversial pues no se tuvieron indicios seguros de que el Sol pudiera generar rayos X hasta 1939, cuando se confirmó la existencia de temperaturas de hasta un millón de grados en la corona solar. En 1948, con la ayuda de cohetes V-2, desarrollados durante la segunda Guerra Mundial, H. Friedman estudió en detalle la absorción de rayos X en la alta atmósfera y concluyó que esta radiación, que sin duda provenía del Sol, era la responsable de la capa E ionosférica. Este descubrimiento marcó el inicio de una nueva rama de la investigación de radiaciones extraterrestres, que florecería con el advenimiento de la era espacial.⁵⁵

Durante la década de los cincuenta se hicieron extensos estudios de la emisión solar en rayos X a bordo de cohetes y satélites. Se descubrió que, además de la emisión continua de la corona, existían también emisiones esporádicas de mucha mayor intensidad originadas en las ráfagas solares, las cuales alcanzaban temperaturas de hasta 10⁸ °C. No obstante las altas temperaturas implicadas en la producción de rayos X, se descubrió que la intensidad total de rayos X provenientes del Sol era extremadamente pequeña: la energía radiada en rayos X es diez mil millones de veces más pequeña que la energía total radiada por el astro rey. Si se toma en cuenta esta relación como típica para otras posibles fuentes cósmicas de rayos X, no se esperaría obtener flujos detectables cerca de la Tierra; aun considerando la existencia de estrellas más brillantes que el Sol los flujos esperados resultaban ser entre 50 y 100 veces más débiles que el limite de detección de los aparatos de la época.

Sin embargo, un pequeño grupo de científicos encabezados por R. Giacconi y B. Rossi, el mismo que veinte años antes había predicho el efecto este-oeste en la intensidad de la radiación cósmica y había intentado, sin conseguirlo, detectarlo experimentalmente,⁵⁶ se dieron a la tarea de desarrollar detectores de rayos X más sensibles, lo cual resultaba en extremo difícil puesto que estos rayos sólo pueden ser reflejados a ángulos de incidencia muy pequeños, es decir, deben incidir apenas rozando el espejo del detector. El problema fue resuelto al construir una serie de espejos parabólicos e hiperbólicos 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 través de bremsstrahlung. El instrumento no poseía muy buena resolución angular (60°), sin embargo, fue capaz de detectar rayos X cuyo origen no era el Sol ni la Luna, sino que parecían provenir de la constelación de Escorpión, cerca del centro de nuestra galaxia, de un objeto que no se había identificado claramente en la región visible. Este objeto fue denominado Scorpius X-1 (Sco X-1), después de haberse confirmado plenamente su existencia en dos vuelos subsecuentes. Más tarde se encontró 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 había descubierto una nueva clase de objeto: una estrella de rayos X.

En años posteriores, la astronomía de rayos X observó un crecimiento monumental no sólo por el descubrimiento de Sco X-1, sino también por las implicaciones sobre la ocurrencia de fenómenos de alta energía que ahora se sabia eran más frecuentes de lo que se había pensado hasta entonces. En vista de que la presencia de una radiación de fondo en la región de rayos X, además de los explosivos fenómenos observados, hacían 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 astronomía contemporánea, entraron a trabajar en él.

En contraste con el repentino éxito y acumulación de datos de rayos X extraterrestres que siguió al descubrimiento de Sco X-1, los esfuerzos para detectar rayos g cósmicos no produjeron resultados por algún tiempo. Los primeros experimentos en busca de rayos g cósmicos fueron llevados a cabo en 1949 por Hulsizer y Rossi, quienes utilizaron una cámara de ionización a bordo de un cohete y midieron flujos apreciables de rayos g en la alta atmósfera, pero no fueron capaces de determinar la energía de éstos. Posteriormente, las predicciones teóricas de Morrison en 1958, acerca de la posible producción de líneas de rayos g por fuentes extraterrestres, estimularon de nuevo a los experimentales. Una serie de intentos por encontrar líneas g provenientes del cosmos fueron llevados a cabo separadamente por K. Anderson, F. Jones y J. Vette en el año de 1961; sin embargo, la sensibilidad de los aparatos era limitada y ninguno de ellos arrojó resultados concluyentes.

Las primeras evidencias firmes de un flujo difuso de rayos g extraterrestres provinieron de dos experimentos a bordo de satélites 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 atmósfera; esto demuestra una de las dificultades más importantes para detectar rayos g cósmicos. Un experimento subsecuente a bordo del satélite OSO-3⁵⁸ demostró que existían fotones con energías mayores que 50 MeV provenientes del disco de nuestra galaxia en proporción directa a la abundancia de gas hidrógeno es esta región. Pero la detección de líneas de rayos g no fue hecha sino hasta 1973 por W. Johnson a bordo de un globo atmosférico; la emisión provenía del disco galáctico y corresponde a la aniquilación electrón-positrón (alrededor de 0.5 MeV). Otro hallazgo importante en la historia de la astronomía de rayos g fue la detección de explosiones de rayos g que se hizo a bordo del satélite Vela, en 1973, por Klebesadel; hasta hoy más de 300 de estas explosiones han sido observadas, guardando rasgos distintivos cada una de ellas, lo que ha dificultado el consenso de los científicos acerca de la naturaleza de estos fenómenos. Adicionalmente al alto flujo producido por la interacción de rayos cósmicos cargados con núcleos atmosféricos, 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 energías, por ejemplo, el número de rayos g con energías mayores que 100 MeV es solamente de una diezmilésima del flujo de partículas primarias cargadas. La tercera, y tal vez la primordial, es la dificultad en el diseño y construcción de un detector adecuado, que de hecho está relacionado y hasta determinado por las anteriores.

El detector más usado en la región de 0.1 MeV hasta algunas decenas de MeV es el llamado detector de centelleo, que consiste en cristales de diversos materiales con cuyos átomos chocan los fotones g , radiando la energía perdida en forma de luz visible; esta luz es captada por alguno de los tubos fotomultiplicadores que rodean al cristal. Las longitudes de absorción de los rayos g incidentes son grandes, lo que hace que los detectores no tengan una buena resolución angular para identificar las fuentes. Más allá de los 50 MeV se utiliza en forma más común un detector denominado cámara de chispa, en el cual el fotón incidente se convierte en un par electrón-positrón que mantiene la dirección original de propagación; con arreglos más o menos elaborados de estos detectores se han llegado a obtener resoluciones de hasta 0.5° en un pequeño rango alrededor de los 300 MeV en el satélite europeo COS-B que estuvo en operación de 1975 a 1982.

RAYOS g ULTRAENERGÉTICOS

Si bien el flujo de fotones de altas energías se reduce cada vez más, los fotones ultraenergéticos (E > 100 GeV) son capaces de iniciar chubascos atmosféricos. Por medio de una combinación de fenómenos de producción de pares electrón-positrón y bremsstrahlung; en ellos, el número de partículas se incrementa de manera exponencial y éstas son dispersadas lateralmente por colisiones coulombianas con átomos atmosféricos. Las interacciones electromagnéticas producidas por estos chubascos son bien conocidas y, ya sea por métodos analíticos o por medio de simulaciones numéricas, es posible determinar el número de partículas en un chubasco como función de la profundidad atmosférica para una energía dada del fotón inicial (Figura 29). El número total de partículas en un chubasco es conocido como el tamaño del chubasco y es directamente proporcional a la energía del fotón primario. Una ventaja fundamental de estos chubascos g sobre los extensos chubascos producidos por partículas cargadas es la posibilidad de identificar fuentes de rayos cósmicos, pues los rayos g no son afectados por los campos electromagnéticos que atraviesan en su camino hacia la Tierra.

Existen dos técnicas utilizadas para detectar estos chubascos g: la primera de ellas registra la radiación de Cherenkov⁵⁹ emitida por las partículas que viajan a velocidades mayores que la luz en la atmósfera. Esta radiación se emite dentro de un pequeño cono cuya apertura es menor a medida que la energía de la partícula radiante es mayor; la extensión lateral de uno de estos chubascos es del orden de unos 300 metros. Por medio de grandes espejos parabólicos colocados en la superficie terrestre es posible enfocar esta radiación a un arreglo de fotomultiplicadores que registran la señal recibida. Debido a que la luz de Cherenkov es muy débil este tipo de experimentos pueden ser llevados a cabo sólo en noches de luna nueva y la mínima energía que debe tener el fotón incidente para poder ser distinguido del "ruido" producido por la luz de las estrellas es de un TeV. Un diagrama de la técnica antes descrita se muestra la figura 30.

Figura 29. Número de partículas en un chubasco atmosférico iniciado por un fotón como función de la profundidad atmosférica para diferentes energías del fotón primario.

Figura 30. Diagrama en el que se muestra un detector de radiación Cherenkov de pequeños chubascos atmosféricos.

Los fotones incidentes con energías mayores a 100 TeV pueden ser detectados con los arreglos construidos para estudiar chubascos atmosféricos extensos producidos por rayos cósmicos cargados; desde los años sesenta, algunos estudios teóricos demostraron esta posibilidad debido a que los pequeños chubascos g deberían contener una cantidad muy reducida de muones entre sus constituyentes, pero no fue sino hasta 1983 cuando grupos de científicos búlgaro-soviéticos, polacos y alemanes confirmaron experimentalmente estos chubascos "pobres" en muones. Aun cuando las energías de operación son mayores, esta técnica tiene la ventaja fundamental de que puede funcionar día y noche, haciendo su tiempo útil 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 registró con dos arreglos distintos, uno en Kiel, Alemania Federal, y otro en Haverah Park, Inglaterra. Estos arreglos detectaron una señal significativa de chubascos g producidos por fotones con energías mayores a los 1 000 TeV. Este resultado, por sí solo, representa un paso importante hacia la solución del problema del origen de los rayos cósmicos, pues como veremos en la próxima sección una buena parte del flujo de rayos g en extraterrestres es causado por la interacción de rayos cósmicos cargados con el material interestelar.

En la actualidad, las elaboradas técnicas experimentales que se usan a bordo de satélites, como el COS-B, han permitido la detección de más de 20 fuentes de rayos g .

CÓMO Y EN DÓNDE SE PRODUCEN RAYOS X Y RAYOS g

El descubrimiento de una copiosa cantidad de rayos X extraterrestres en la década de los setenta estimuló la investigación teórica para encontrar los mecanismos productores de esta radiación y los escenarios donde esto sería posible. Para encontrar tales mecanismos, el problema central es la conversión de energía en radiación electromagnética de alta frecuencia que al mismo tiempo satisfaga los espectros observados y pueda también 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 más que el Sol en todo el espectro electromagnético. Es claro que los procesos conocidos de fusión nuclear en los núcleos de estrellas comunes no son adecuados para explicar las grandes luminosidades observadas.

El primero de los nuevos mecanismos considerados fue el de la radiación sincrotrónica, que es producida cuando partículas energéticas giran alrededor de campos magnéticos. Esta forma de radiación se sabía que era la responsable de parte de las ondas de radio extraterrestres detectadas desde los años cincuenta. Si existiese algún escenario astrofísico con campos magnéticos suficientemente intensos y electrones de muy alta energía éste sería un potencial productor de rayos X. También mereció atención el efecto Compton inverso mediante el cual electrones ultrarrelativistas transfieren parte de su energía cinética a fotones provenientes de la luz estelar al chocar con ellos, produciéndose así fotones de rechazo de alta energía. Los electrones podrían ser producidos, por ejemplo, en remanentes de supernovas.

Un proceso totalmente novedoso y más prometedor que los anteriores fue el propuesto por Rossi en 1964: el mecanismo era una emisión causada por el frenado brusco de electrones (bremsstrahlung) que ocasionaban los iones de un plasma caliente en equilibrio térmico. Esta particular forma de radiación produce un espectro de forma exponencial como más tarde fue observado por investigadores de los Laboratorios Livermore. Sin embargo, a las temperaturas del plasma, necesarias para la emisión de rayos X, las partículas de éste tendrían energías cinéticas muy grandes haciendo casi imposible su confinamiento y, por lo tanto, la radiación desaparecería rápidamente; era entonces necesario imaginar formas de retener a este plasma caliente.

Los científicos que trabajaban en el desarrollo de modelos que explicaran las fuentes de rayos X observadas se encontraban frente a un problema descomunal: había que descubrir mecanismos que generaran energía de manera más eficaz que la más eficiente de las reacciones nucleares conocidas. Para ello fueron necesarios avances sustanciales tanto en el diseño y construcción de detectores de rayos X como en la teoría de las últimas etapas de la evolución estelar.

Desde el descubrimiento de la primera fuente hasta el año de 1970 las técnicas de detección de rayos X extraterrestres experimentaron un considerable avance, tanto en su resolución espacial como en la espectral. De hecho, entre 1962 y 1967, tan solo el grupo de los laboratorios de investigación de la marina estadounidense descubrió alrededor de 30 objetos productores de rayos X, sin embargo, en los tres años siguientes sólo fue posible descubrir menos de una docena de nuevas fuentes entre todos los grupos de investigación dedicados a la astronomía de rayos X. El problema fundamental para el avance de esta rama del conocimiento la constituía la atmósfera terrestre, pues todos los experimentos realizados hasta ese entonces habían sido hechos a bordo de cohetes que tenían dificultad para enfocar sus aparatos hacia cierto punto y su tiempo de observación era corto. Hubo entonces que esperar al lanzamiento del primer satélite de rayos X: el Uhuru⁶¹ que despegó el 12 de diciembre de 1970 de las costas de Kenya.

Los instrumentos que llevaba este satélite eran avanzados pero convencionales: un par de contadores proporcionales a los cuales se les adaptaron colimadores de imagen con el fin de aumentar la resolución espacial; estos contadores trabajaron en anticoincidencia para discriminar las cuentas producidas por rayos cósmicos; además se instaló un dispositivo discriminador de la forma del pulso para reducir al máximo la influencia de la radiación de fondo: esta técnica se ilustra en la figura 31.

Figura 31. Diagrama que ilustra las diferentes formas de pulso producidos por rayos X o partículas cargadas.

Más de 300 objetos fueron observados por el Uhuru; la localización precisa de 100 de ellos hizo posible la identificación de sus contrapartes en el visible y en radiofrecuencias. Asimismo, el satélite fue capaz de observar variaciones de corto y largo periodo en la intensidad de las fuentes; este hecho fue tal vez el más significativo para resolver el problema central de encontrar un modelo teórico que explicase satisfactoriamente las observaciones hechas hasta el momento.

En 1934 W. Baade y F. Zwicky propusieron la existencia de estrellas de neutrones, que serían la última etapa de evolución de las estrellas masivas que hubiesen agotado su combustible nuclear y que, por efecto de la gravitación, se contraían 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 diámetro de tan sólo 10 km. El concepto fue usado desde un principio para intentar explicar las violentas explosiones de estrellas denominadas supernovas y llegó a proponerse que estas estrellas no eran más que un estado de transición 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 éstas fueron descubiertas en radiofrecuencias, en 1968, T. Gold propuso la primera explicación coherente de estos objetos y predijo que los pulsos de la emisión en radio deberían estar presentes en otras frecuencias también. Un año después se descubrió que la energía emitida por los pulsares en rayos X excedía, por mucho, la contenida en otros rangos del espectro electromagnético.

La explicación de este fenómeno reside en el intenso campo magnético de los pulsares, pues al ser éstos estrellas que se contrajeron, el campo magnético se comprimió también, alcanzando intensidades de hasta 10⁹ teslas en el caso del pulsar de la nebulosa del Cangrejo. Este gran campo magnético constituye un acelerador óptimo para los electrones que son continuamente expulsados del interior de la estrella, los cuales posteriormente emitirán por el mecanismo de sincrotrón. Así fue posible explicar la misteriosa radiación que provenía de la nebulosa del Cangrejo.

Con el lanzamiento del Uhuru fueron descubiertos nuevos objetos que emiten rayos X en proporciones aún mayores, para los cuales parecía que no podía aplicarse la teoría de los pulsares, principalmente porque no se observaba el incremento en el periodo de rotación predicho, debido a la constante pérdida de energía rotacional de la estrella. Objetos como Centauro X-3, Hércules X-1 o Cygnus X-1 están constituidos por sistemas binarios donde una de las compañeras es una estrella gigante y la otra es una estrella de neutrones, la cual está "captando" material hacia su interior, ya sea porque el tamaño de su compañera excede el punto de equilibrio gravitacional del sistema o porque ésta se expande a través de un viento estelar (análogo al viento solar). Se formará de esta manera un disco de acreción alrededor de la estrella compacta en donde el material deposita su energía potencial, que puede ser convertida a grandes temperaturas y producirse entonces emisión del tipo bremsstmhlung térmico (Figura 32). Este modelo fue rápidamente asimilado y aceptado en la década de los setenta y marcó así el final de un periodo en búsqueda a un problema fundamental.

Figura 32. Acreción de materia por una estrella de neutrones. En (a) se muestra cómo la atmósfera de una estrella gigante fluye hacia la estrella de neutrones, y en (b) cómo el viento estelar de una estrella gigante provee de material a la estrella compacta.

Existe, además de las fuentes localizadas de rayos X, una radiación difusa que se supone proviene de la interacción de fotones energéticos con un campo de radiación uniforme que esta presente en todo el Universo. Se cree que este campo de radiación omnipresente son los restos de la gran explosión que creó al Universo: el Big Bang.

Posteriormente al Uhuru fue lanzado el satélite HEAO-2⁶³ también denominado Observatorio Einstein. Este satélite operó entre 1978 y 1981, con él se pudo obtener mayor información tanto en lo que respecta a la resolución espectral como a la espacial; este satélite colocó a la investigación en rayos X extraterrestres al mismo nivel que el de otras ramas de la astronomía más avanzadas como la radioastronomía o la astronomía óptica.

Los sucesores del Einstein fueron el satélite europeo Exosat y el japonés Tenma, lanzados en 1983. Los europeos lanzaron en 1990 otro satélite más, denominado Rosat⁶⁴ y los estadounidenses tienen proyectado poner en órbita un telescopio de muy alta resolución 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 día aún persiste la creencia de que esta radiación es producida en su mayor parte en colisiones inelásticas de rayos cósmicos con el material interestelar, al menos en el rango que va desde 10 MeV hasta unos cuantos GeV.

Las colisiones posibles entre rayos cósmicos cargados y material interestelar pueden presentarse bajo diversas formas, aquí hablaremos sólo de las que se piensa son más factibles, pero antes es necesario dividir los tipos de emisión en dos: emisión en líneas y emisión continua. La emisión en líneas se produce por transiciones entre distintos niveles de energía de los núcleos de ciertos elementos o bien cuando existe una colisión de frente entre un electrón y un positrón que produce una línea en 0.511 MeV. Las colisiones nucleares que se piensan más plausibles son las de protones energéticos con diversos núcleos como O¹⁶, Ne¹⁴, Mg²⁴, Al²⁶, Si²⁸, todas estas colisiones producirían líneas en el rango de 1 a 10 MeV; sólo 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 emisión continua de rayos g puede darse en diversas circunstancias: emisión bremsstrahlung por electrones en plasmas calientes y también por el proceso Compton inverso donde hay una gran cantidad de fotones disponibles, o por emisión sincrotrónica de electrones energéticos; todos estos son mecanismos considerados también en la emisión de rayos X.

Los protones pueden también producir un continuo de rayos g tener colisiones entre ellos o al romper núcleos de elementos más pesados de donde se liberan mesones p neutros que posteriormente decaen en fotones (véase el capítulo V). Los fotones producidos por este mecanismo pueden ser desde 1 MeV hasta de 1 GeV. Rayos g de energías más altas pueden generarse de la interacción de protones muy energéticos (10²⁰ eV) con fotones ultrarrelativistas (10¹⁹ eV ); en energías más bajas es posible producirlos por el aniquilamiento de protones con su antipartícula.

Después de esta breve discusión 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 radiación cósmica; algunos de los escenarios donde éstos se producen deben ser también fuentes de partículas cargadas y, en el caso de los rayos g difusos, resultan ser un excelente "trazador" de la densidad de rayos cósmicos en nuestra galaxia pues, como ya vimos, aquéllos son el producto de las diversas colisiones de éstos con el material interestelar.

El estudio conjunto de todas las radiaciones extraterrestres de alta energía es premisa fundamental para ayudar a resolver el problema del origen de los rayos cósmicos, tema del último capítulo de este libro.

NEUTRINOS

Si este libro hubiese sido escrito antes del 23 de febrero de 1987 es probable que no hubiese sido indispensable escribir a esta sección, pero en esta fecha sucedió 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 América y otro en Japón. Este suceso dio por primera vez a los científicos la posibilidad de "ver" dentro de una supernova e inauguró también una nueva rama de la astronomía. Al mismo tiempo, ya que los neutrinos son partículas producidas en eventos de alta energía provenientes del exterior terrestre, caen dentro de la definición de rayos cósmicos que por lo general se acepta, por lo cual aquí debemos referirnos a ellos.

Para dar una explicación satisfactoria debemos antes exponer lo que es una supernova es la etapa final en la evolución de algunas estrellas. Una estrella de edad avanzada se vuelve más caliente, y produce progresivamente núcleos más 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 presión interna. Es entonces cuando pueden ocurrir nuevas reacciones nucleares exotérmicas. La estrella agota primero el hidrógeno, después el helio. Núcleos más pesados pueden fundirse a partir de partículas 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 núcleos de hierro son estables y para ser fusionados requieren energía en vez de generarla. No existen más reacciones nucleares posibles para generar más energía. El núcleo entonces se colapsa y este proceso se da en cuestión de segundos, de forma tal que las regiones exteriores de la estrella no son afectadas por esta catástrofe. En este proceso de compresión la densidad del núcleo 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 evolución tan rápida de la compresión termina en una gran explosión 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 podían escapar debido a las grandes densidades del núcleo.

No todas las estrellas dan lugar a una supernova, las estrellas pequeñas tienen un final apacible. Una estrella del tamaño de nuestro Sol, una vez que agote su núcleo de helio no podrá alcanzar temperaturas lo suficientemente altas como para iniciar otra etapa de fusión nuclear y se contraerá inevitablemente; llegará un momento en que la densidad del núcleo aumente tanto que los electrones libres se volverán "degenerados" y ejercerán por si mismos una presión hacia afuera capaz de mantener el equilibrio. Así, las estrellas pequeñas finalizan su vida como enanas blancas, las cuales poseen una masa aproximada a la del Sol pero comprimida en una esfera de tamaño comparable al de la Tierra. Sin fuente adicional de calor interno, las enanas blancas se irán enfriando paulatinamente hasta morir. Para provocar la aparición de una supernova, una estrella debe tener una masa inicial ocho veces mayor que la del Sol. La teoría de las enanas blancas se debe al astrofísico hindú S. Chandrasekhar.

A través de la historia se conocen muchos registros de supernovas y aún pueden apreciarse sus remanentes; tal vez las tres más famosas sean la de la nebulosa del Cangrejo, cuya explosión fue observada por los chinos en el año 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 tecnológica es la que ocurrió el 23 de febrero de 1987, en la región 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 teoría astrofísica del colapso estelar y la generación de supernovas. El mundo científico no dejó de sorprenderse al ver el grado de coincidencia de las predicciones teóricas con las observaciones, tanto en el tiempo durante el cual se esperaría observarlos, como en el tipo de neutrinos observados y la energía con que éstos fueron detectados.

Los resultados de la detección de neutrinos tienen también importantes consecuencias en la física de partículas elementales y en cosmología. Sin embargo, el número de neutrinos detectados es aún pequeño, cualquier análisis estadístico de los diecinueve eventos detectados carecería de significado. Así pues, el gran aporte de la detección de estos neutrinos es la confirmación de las teorías acerca del colapso estelar y la subsecuente producción de supernovas.