Doctor Alberto Carramiñana Alonso
EXTENSIÓN DE NUESTROS SENTIDOS
Hace 403 años, Galileo escudriñó por vez primera el cielo con un telescopio, y descubrió montañas en la Luna, las lunas gigantes de Júpiter y las fases de Venus. Aun cuando su telescopio era pequeño y de poco alcance, Galileo pudo percibir lo que sus ojos no podían ver. Al explorar la Vía Láctea, observó miríadas de estrellas demasiado débiles para ser vistas por el simple ojo humano. Con el paso del tiempo, los telescopios han crecido en tamaño y en sofisticación, extendiendo continuamente nuestra capacidad de observar el Universo, hasta permitirnos ver el cielo con radiaciones invisibles al ojo humano.
En el siglo XVII, Newton mostró que la luz blanca es la superposición de luz de ciertos colores básicos. Éstos son los colores que vemos en un arco iris, cuando diminutas gotas de agua separan la luz solar en sus componentes básicos: rojo, anaranjado, amarillo, verde, azul y violeta. En 1800, Herschel descubrió la luz infrarroja y, un año después, Ritter demostró la existencia de la luz ultravioleta, a la que denominó originalmente rayos químicos, al notar que esta radiación invisible acelera las reacciones químicas. En 1865, Maxwell estableció las ecuaciones de la electrodinámica, demostrando que la luz es un tipo de onda electromagnética. En el último tercio del siglo XIX, se descubrieron las demás clases de ondas o radiaciones de tipo electromagnético: las ondas de radio, los rayos X y los rayos gamma.
LOS RAYOS GAMMA
En 1896, Henri Becquerel descubrió que el uranio emite un tipo de radiación invisible, pero con efecto notorio en placas fotográficas, fenómeno que denominó radioactividad. Al poco tiempo, se mostró que la radioactividad consiste en tres tipos de radiaciones: alfa (a), beta (b) y gamma (g). Mientras que los rayos a y b resultaron ser partículas con masa y carga, los rayos g son un tipo de radiación electromagnética altamente energética y capaz de atravesar paredes de concreto con facilidad. Se requieren capas de plomo de decenas de centímetros de grosor para proveer un blindaje efectivo contra ellos. Afortunadamente, la atmósfera terrestre evita que las partículas de alta energía provenientes del espacio exterior, los rayos cósmicos, lleguen hasta la Tierra.
Los diferentes tipos de radiación electromagnética, medida comúnmente en electrón-voltios (eV), pueden distinguirse por la energía de los fotones asociados. En esta escala, los fotones de luz visible tienen energías entre 2 eV (luz roja) y 3 eV (luz azul). Los fotones ultravioleta tienen energías mayores, por lo que pueden producir quemaduras en la piel. El ultravioleta extremo alcanza varios centenares de eV, la frontera con los rayos X, los cuales a su vez tienen energías que van hasta los cientos de miles de eV. Por ser capaces de traspasar tejido humano, los rayos X son empleados para radiografías médicas.
Los núcleos de átomos radiactivos emiten rayos g de varios cientos de miles o millones de eV, y son considerablemente más penetrantes y dañinos que los rayos X. Los rayos g son producidos por los desechos de plantas atómicas o en explosiones nucleares; también se usan de manera benéfica en tratamientos contra enfermedades como el cáncer. Se ha comprobado experimentalmente que fotones con energías mayores a medio millón de eV pueden crear materia y anti-materia al materializarse en electrones y positrones, como lo predijera Dirac a finales de los años 1920.
ASTRONOMÍA DE RAYOS GAMMA
Durante siglos, la astronomía se basó en el estudio de la luz visible de los astros. En los últimos cincuenta años, los científicos han aprendido a estudiar todo tipo de radiación proveniente del cosmos. La atmósfera permite el paso de la luz visible, algunas bandas del espectro infrarrojo y las ondas de radio, por lo que las primeras extensiones de la astronomía fueron la astronomía infrarroja y radioastronomía, esta última a partir de los años 1950 y 60.
El estudio del cosmos en el infrarrojo lejano y en fotones de alta energía requirió el desarrollo de tecnología espacial. Fue durante la década de los 1970 cuando la NASA planeó el programa de los grandes observatorios espaciales, que terminarían siendo el Spitzer (infrarrojo), el Hubble (visible), el Chandra (rayos X) y el Compton (rayos gamma).
El Compton Gamma Ray Observatory, en órbita desde abril de 1991 hasta junio de 2000, llevaba a bordo cuatro telescopios de rayos X y gamma. De éstos, EGRET era el único con capacidad de detectar fotones con energías superiores a 100 MeV (mega-eV; ver cuadro). Además de hacer un mapa de la Vía Láctea, EGRET catalogó 271 fuentes celestes de rayos gamma. Seis fueron identificadas con pulsares, estrellas de neutrones con intensos campos magnéticos pertenecientes a nuestra galaxia; cerca de 80 fuentes fueron identificadas con cuasares, poderosas fuentes de radiación impulsadas por gigantescos hoyos negros, situadas a miles de millones de años-luz. Pero nuestro conocimiento del cielo en rayos g es aún precario, ya que desconocemos la naturaleza de la mayoría de las fuentes de EGRET.
El 11 de junio de 2008 fue lanzado el Fermi g-ray Space Telescope. Fermi es un telescopio mucho más poderoso que EGRET y se estima que será capaz de detectar varios miles de fuentes de rayos gamma. En sus primeros tres meses de operación, Fermi ha descubierto una docena de pulsares que sólo generan pulsos en rayos gamma, además de reportar más de 200 fuentes brillantes.
LOS RAYOS GAMMA DE MAYOR ENERGÍA
Si bien no son capaces de llegar a la superficie de la Tierra, rayos g con energías de billones de eV (TeV – ver cuadro anexo) tienen un efecto perceptible en la atmósfera, el cual permite aprovecharla como parte de un enorme detector de fotones y partículas de muy alta energía. Al pasar cerca del núcleo de una molécula de aire, un fotón de alta energía se materializa en un electrón (e–) y un positrón (e+), dividiendo su energía entre ambas partículas. Estas dos 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 parte de su energía.
De esta manera un fotón primario de 1 TeV puede originar una cascada de decenas de miles de partículas, la cual crece hasta que las partículas secundarias tienen una energía menor a 80 MeV, umbral por debajo del cual dejan de ramificarse en más partículas. Los rayos cósmicos, partículas cargadas de muy alta energía, generan cascadas de partículas más complejas ya que sus interacciones involucran la producción de muchos tipos de partículas, como los muones. La detección de muones sirve para diferenciar entre cascadas atmosféricas iniciadas por rayos cósmicos (cascadas con muones) y rayos g (cascadas sin muones).
LA LUZ CHERENKOV
La detección de cascadas atmosféricas se hace aprovechando la emisión de luz Cherenkov, producida cuando partículas cargadas se mueven más rápidamente que la velocidad de la luz en un medio. Si bien la velocidad de la luz en el vacío, 299 mil 792 kilómetros por segundo, es una de las constantes fundamentales de la física, la luz se propaga más lentamente en un medio, de forma que su velocidad en el aire es de 299 mil 700 kilómetros por segundo, y en el agua es inferior a 230 mil kilómetros por segundo.
Un electrón con 100 MeV viaja a 299 mil 785 kilómetros por segundo; es decir más rápido que la luz en el aire. Cuando esto sucede, el aire responde emitiendo luz azul, violeta y ultravioleta. Esta emisión fue estudiada por el físico soviético Pavel Cherenkov en los años 1930. La luz Cherenkov se emplea de dos maneras en el estudio de las cascadas de partículas: en una se hace la detección de luz producida en el aire; y en la otra la detección directa de partículas por la luz que emiten en el agua. Los instrumentos relacionados con estas técnicas son los telescopios Cherenkov atmosféricos y los observatorios Cherenkov de agua.
Los telescopios Cherenkov atmosféricos son antenas colectoras de luz que se apuntan directamente al objeto celeste bajo estudio. Estos telescopios deben distinguir la débil luz Cherenkov contra la del cielo de fondo, por lo que sólo observan en noches oscuras, sin Luna y despejadas. Distinguen entre rayos cósmicos y gamma, haciendo una imagen de la luz recibida, la cual puede visualizarse mejor en estéreo; por esto, los telescopios Cherenkov funcionan mejor en arreglos, o por lo menos en pares. Los principales telescopios de este tipo son el arreglo europeo HESS, ubicado en Namibia; los dos telescopios MAGIC en las Islas Canarias; y el arreglo VERITAS en Arizona.
PRIMER OBSERVATORIO CHERENKOV
El primer observatorio Cherenkov de agua, de nombre Milagro, estuvo funcionando en Nuevo México entre 1999 y 2008. Estaba formado por una alberca de 50 por 80 metros de lado y 8 metros de profundidad, rodeado de 175 tanques periféricos, de dos metros de diámetro cada uno, dispersos en una área de 40 mil metros cuadrados. Tanto la alberca, como los tanques, estaban llenos de agua en condiciones de absoluta oscuridad y con poderosos fotosensores, capaces de detectar la luz Cherenkov producida por partículas de alta energía penetrando el agua. Milagro funcionaba de manera permanente, día y noche, excepto por esporádicas interrupciones de mantenimiento.
Milagro podía detectar rayos g con energías superiores a 1 TeV, provenientes de cualquier punto del cielo ubicado a menos de 45º de su cenit. Al transitar el cielo sobre Nuevo México, obtenía cada día una exposición de poco más de la mitad de la bóveda celeste, la cual se tornaba cada vez más profunda al acumularse los datos cada día. En el transcurso de ocho años, Milagro obtuvo un mapa de 55 por ciento del cielo observado en energías de TeV, el cual reveló fuentes celestes como la nebulosa del Cangrejo, el cuasar Mrk 421, una emisión extendida en la constelación del Cisne y el descubrimiento de un objeto bautizado como MGRO J1908+06. Milagro mostró la factibilidad de la técnica Cherenkov de agua para estudios astronómicos.
Fue posible también entender las dos limitaciones principales del detector: las dimensiones limitadas de la alberca no permitían un muestreo adecuado de todas las partículas de la cascada; y su altitud, de dos mil 600 metros sobre el nivel del mar, quedaba muy por debajo de los seis mil metros de altura donde las cascadas de fotones de unos TeV alcanzan su máximo desarrollo y comienzan a atenuarse. Los logros y límites de Milagro dieron lugar a la idea de un observatorio de mayores dimensiones situado a una mayor altitud: el observatorio HAWC.
EL OBSERVATORIO HAWC
El proyecto HAWC, por High Altitude Water Cherenkov, busca la construcción de un observatorio de rayos gamma de tipo Cherenkov de agua, situado a cuatro mil cien metros de altura. HAWC está conceptualizado como un detector de 150 por 150 metros de lado, formado por 900 tanques de agua de cinco metros de diámetro y 4.6 metros de altura, instrumentados con uno o tres tubos fotosensores por tanque. HAWC es una propuesta del grupo estadounidense que operó el observatorio Milagro.
Tras estudiar posibles sitios en Bolivia, China y México, y ponerse en contacto con potenciales colaboradores en los respectivos países, la colaboración Milagro optó por instalar HAWC en el volcán Sierra Negra, un kilómetro al Norte del Gran Telescopio Milimétrico. HAWC es ahora una colaboración entre más de veinte instituciones y ochenta científicos de México y Estados Unidos.
