Autora: Clara Escañuela Nieves.

En mi artículo anterior [1] (ver enlace) hice una breve introducción a un campo poco conocido de la física: la astronomía de rayos gamma, incluyendo cómo se detectan estos rayos. En este artículo voy a profundizar en su detección en la Tierra mediante telescopios que registran la luz Cherenkov.

Como ya se mencionó, la atmósfera es opaca a los rayos gamma. Por lo tanto, cuando un fotón de alta energía entra en ella, interactúa con el núcleo de un átomo o de una molécula. En presencia de un núcleo, el rayo gamma produce un par electrón-positrón. En el vacío, este proceso no puede llevarse a cabo, dado que la energía y el momento de la interacción no pueden conservarse simultáneamente. Los electrones y positrones, a su vez, son reflejados por el campo eléctrico de otro núcleo y pierden energía por Bremsstrahlung, emitiendo otro fotón (o un rayo gamma, si tienen suficiente energía). Este rayo gamma produce otro par electrón-positrón. Y así hasta que se alcanza una energía crítica, el punto en el que la pérdida de energía por ionización de las partículas cargadas empieza a superar la pérdida energética por radiación [2].

Mucho más comunes que los rayos gamma son las interacciones de los rayos cósmicos en la atmósfera, de los cuales el 90% son protones [3]. Más del 99,9% de las cascadas de partículas en la atmósfera provienen de rayos cósmicos [4]; el resto, de rayos gamma. Por tanto, la mayoría de los datos recopilados por nuestros instrumentos son ruido. Los protones también desencadenan una cascada de partículas, dando lugar a piones, kaones, fragmentos nucleares, etc. Los piones neutros decaen rápidamente en dos rayos gamma $\left(\boldsymbol{\pi}^0\rightarrow\gamma\gamma\right)$ y, por tanto, desencadenan una subcascada electromagnética. Estas cascadas hadrónicas tienen subcomponentes y suelen ser más anchas y caóticas que las puramente electromagnéticas. Además producen un gran número de muones a través de reacciones como:
\begin{eqnarray}
\pi^+ \rightarrow\mu^+\nu^\mu
\nonumber\\
\pi^- \rightarrow\mu^-\overline{\nu}^\mu
\end{eqnarray}

Los muones tienen una vida media de 2,2 microsegundos. Debido a la dilatación del tiempo, al ser partículas relativistas, llegan al suelo sin haber decaído previamente, y tampoco interactúan, ya que la Bremsstrahlung es un proceso suprimido para partículas de mayor masa. Para una partícula de masa $M$, la pérdida de energía por radiación está suprimida con respecto a la de un electrón por un factor de $1/M^2$ [5]. Los muones pierden así poca energía a medida que viajan al ser partículas de ionización mínima. Todas las partículas secundarias emitidas en la cascada producen luz Cherenkov siempre que viajen a una velocidad superior a la de la luz en el medio.

La luz Cherenkov y los telescopios

La detección de los rayos gamma en el suelo se realiza de forma indirecta a través de esa luz Cherenkov. Paradójicamente, la atmósfera, que inicialmente parecía un obstáculo, se convierte así en parte del propio detector. La luz Cherenkov es muy tenue y, aunque se encuentra principalmente en el espectro visible y puede extenderse hacia el ultravioleta, no es perceptible a simple vista debido a su baja intensidad y a su corta duración. Por ello, hacen falta instrumentos capaces de detectar estos diminutos destellos: los telescopios. Están formados por una estructura mecánica que sujeta principalmente un espejo, que refleja la luz recibida hacia una cámara; el reflector permite aumentar el área efectiva de detección de fotones. Las cámaras Cherenkov tradicionalmente están constituidas por tubos fotomultiplicadores (PMT) y, en algunos casos, por fotomultiplicadores de silicio, capaces de convertir un solo fotón en un pulso eléctrico de unos pocos nanosegundos de duración, lo que permite amplificar y detectar señales muy pequeñas.

Analizando la señal: dirección, energía y tipo de partícula

Un solo telescopio proporciona mucha información sobre la cascada; sin embargo deducir con precisión sus características y, por tanto, de la partícula que interactuó puede resultar impreciso. Necesitamos reconstruir tres propiedades fundamentales para hacer ciencia de los rayos gamma: la dirección de estas partículas, su energía y el tipo de partícula (p. ej., gamma, protón, etc.).

Dirección

Para una mejor reconstrucción, se utilizan múltiples telescopios que proporcionan varias imágenes de una misma cascada de partículas desde diferentes perspectivas. Esto permite una mejor reconstrucción de sus propiedades. Al igual que nosotros, que tenemos dos ojos que nos permiten determinar la profundidad y calcular la distancia a los objetos, construir múltiples telescopios a cierta distancia nos permite reconstruir con mucha mayor precisión la dirección en la que se desarrolla la cascada y ligarla a la partícula que penetró en la atmósfera. La Fig. 1 muestra este concepto. Dos telescopios detectan la misma cascada a partir de la luz Cherenkov emitida por cada una de sus partículas. La luz se refleja en el espejo del telescopio hacia la cámara, donde se forma una imagen elíptica. Las imágenes de los dos telescopios se trasladan a un eje de coordenadas común y la intersección de estas dos elipses nos da información sobre la procedencia del rayo gamma.

Energía

La energía se calcula mediante algoritmos de machine learning y el desarrollo de simulaciones Monte Carlo. Uno de los parámetros más importantes que se utilizan como entrada en estos algoritmos es el número total de fotones registrados por la cámara, sumando los detectados por cada píxel, tras seleccionar solo aquellos píxeles que claramente contienen parte de la señal (muchos solo detectan ruido). El número de fotones depende directamente del número de partículas producidas por la partícula inicial y, por lo tanto, de su energía. Asimismo, depende de la geometría del evento y de su distancia o del ángulo de interacción en la atmósfera.

Tipo de partícula: gamma o protón

Dado que el número de rayos cósmicos que llegan a la atmósfera es mucho mayor que el de rayos gamma, y estos generan una cascada con características similares, ambos pueden confundirse. La discriminación entre rayos gamma y otras partículas se hace examinando las distintas propiedades de las imágenes que detectamos, también con un algoritmo de machine learning. Como ya vimos, las cascadas de protones son más anchas y caóticas y contienen múltiples subcascadas. Además, en ocasiones vienen acompañadas de un muón que genera un patrón muy característico en las cámaras y, en ciertas ocasiones, dan lugar a la formación de un anillo. En Fig. 2 se muestran dos imágenes de la luz Cherenkov detectada proveniente de una cascada de un rayo gamma (izquierda) y de un protón (derecha). En la imagen de la derecha se muestra uno de estos casos en el que la cascada proveniente de un protón (que se ve en la imagen como una elipse) coincide con la detección simultánea de un muón, que en este caso ha producido un anillo. El anillo solo puede verse cuando el muón atraviesa el reflector del telescopio. Es mucho más común ver simplemente la elipse y, por ello, a pesar de ciertas diferencias entre la elipse de la izquierda y la de la derecha, la distinción entre ambas no resulta sencilla.

H.E.S.S.: el pionero en Namibia

Ahora que ya hemos argumentado por qué necesitamos múltiples telescopios vamos a proceder a explicar ejemplos reales. Un conjunto de cuatro telescopios se completó en diciembre de 2003 en Namibia, África, llamado H.E.S.S. (High Energy Stereoscopic System), en honor a Victor Hess, el descubridor de los rayos cósmicos. La elección de este lugar no es casual. El clima es extremadamente seco, las noches son oscuras durante gran parte del año y la contaminación lumínica es prácticamente inexistente. Son condiciones ideales para detectar destellos de luz tan débiles. Además, está a una altitud de 1800 m por encima del nivel del mar. La altitud es importante, ya que a medida que descendemos la intensidad de la luz Cherenkov también lo hace. Los cuatro telescopios idénticos están dispuestos en forma de cuadrado, separados entre sí por 120 m [8]. Cuando una cascada de rayos gamma produce radiación Cherenkov, la luz ilumina el suelo formando un charco aproximadamente circular de unos 250 metros de diámetro (el valor exacto depende de la energía y del ángulo de incidencia). Esa separación entre telescopios maximiza el número de eventos detectados por más de un telescopio. Cada uno de estos telescopios tiene espejos de unos 107 m² [9]. Funcionaban extraordinariamente bien para rayos gamma con energías superiores a 100 GeV. Sin embargo, a energías menores aparece un problema: los rayos gamma producen cascadas menos desarrolladas y, por tanto, emiten mucha menos luz Cherenkov. Los telescopios simplemente no captan suficientes fotones. Es por eso que en 2012 se introdujo en el centro del cuadrado un nuevo telescopio con un espejo de 614 m², casi seis veces mayor que los originales. Este telescopio puede captar muchos más fotones, lo que reduce el umbral energético de H.E.S.S. a 20-30 GeV.

CTAO (Cherenkov Telescope Array Observatory): la próxima generación

En este campo de la física es fundamental incrementar el número de telescopios. El flujo de rayos gamma disminuye significativamente a medida que aumenta la energía. De tal forma que el número de rayos gamma más energéticos que llegan a la Tierra por unidad de área del detector es muy bajo. Por tanto, para tener sensibilidad a estas energías es fundamental aumentar el tamaño de nuestro detector. 1.500 científicos de 25 países distintos [10] se han unido para crear un nuevo observatorio llamado Cherenkov Telescope Array Observatory (CTAO) [11]. Será mucho más sensible, cubrirá un rango de energías más amplio y ofrecerá una resolución angular significativamente mayor. Para conseguir la mayor visibilidad del universo, CTAO contará con dos emplazamientos desde los cuales sus telescopios realizarán observaciones: uno en La Palma (España), que observará principalmente el cielo del hemisferio norte, y otro en el desierto de Atacama (Chile), dedicado al hemisferio sur. Mientras que Chile será más sensible a las fuentes ubicadas en la Vía Láctea, el emplazamiento en España estará orientado principalmente al estudio de la física extragaláctica. El observatorio en su conjunto estará formado por más de 60 telescopios, de los cuales habrá tres tipos según su tamaño: Small-Sized Telescopes (SST), Medium-Sized Telescopes (MST) y Large-Sized Telescopes (LST). Los telescopios grandes son necesarios para mejorar la sensibilidad del observatorio a bajas energías (20 GeV [12]), ya que tienen espejos más grandes y pueden recoger más luz. A altas energías, se emite mucha luz y no se requieren reflectores tan grandes. Sin embargo, es importante tener muchos de estos SSTs distribuidos en un área de suelo significativa para detectar suficientes de estos eventos tan energéticos y poco comunes (hasta 300 TeV [12]).

Autora: Clara Escañuela Nieves.
Clara Escañuela Nieves es investigadora del Instituto Max Planck de Física Nuclear en Heidelberg, Alemania.

Referencias

[1] Escañuela Nieves, C. «El universo más violento: Introducción a la astronomía de rayos gamma». Hablando de Física @UNED (29 de junio de 2026). https://blogs.uned.es/hablandodefisicauned/2026/06/29/el-universo-mas-violento-introduccion-a-la-astronomia-de-rayos-gamma/

[2] Matthews, J. «A Heitler model of extensive air showers.» Astroparticle Physics 22.5-6, 387-397 (2005). https://doi.org/10.1016/j.astropartphys.2004.09.003

[3] CERN. «Cosmic rays: particles from outer space».
https://home.cern/science/physics/cosmic-rays-particles-outer-space/

[4] Alfaro, R., et al. «Gamma/hadron separation with the HAWC observatory», Nuclear Instruments and Methods in Physics Research Section A: Accelerators, Spectrometers, Detectors and Associated Equipment, Volume 1039, 166984 (2022). https://doi.org/10.1016/j.nima.2022.166984

[5] Tsai, Y.-S. «Pair production and bremsstrahlung of charged leptons», Reviews of Modern Physics 46, 815-851 (1974). https://doi.org/10.1103/RevModPhys.46.815

[6] Bose, D., et al. «Ground-based gamma-ray astronomy: history and development of techniques». Eur. Phys. J. Spec. Top. 231, 3–26 (2022). https://doi.org/10.1140/epjs/s11734-021-00396-3

[7] Escañuela Nieves C., «Improvements in Shower Reconstruction and Data Analysis Techniques for IACTs, and a Study of RX J1713.7–3946». Heidelberg University (2026), p. 90. https://doi.org/10.11588/heidok.00038617

[8] Holler, M., et al. «Observations of the Crab Nebula with HESS phase II». arXiv preprint arXiv:1509.02902 (2015). https://doi.org/10.48550/arXiv.1509.02902

[9] Hinton, JA, «The status of the HESS project», New Astronomy Reviews, Volume 48, Issues 5–6, p. 331-337 (2004) https://doi.org/10.1016/j.newar.2003.12.004

[10] CTAO. «The Global Group of Institutes & Scientists Contributing to the CTAO». https://www.ctao.org/partners/ctao-consortium/

[11] cta Consortium et al. «Science with the Cherenkov Telescope Array». World Scientific (2018). https://doi.org/10.1142/10986

[12] CTAO. «CTAO Performance». https://www.ctao.org/for-scientists/performance/