Autora: Clara Escañuela Nieves.

A pesar de nuestros intentos en la Tierra de producir y explorar las partículas más energéticas con el Gran Colisionador de Hadrones (LHC), este “sólo” alcanza energías de hasta 13,6 teraelectronvoltios [1]. Aunque estas son energías increíblemente altas, están muy lejos de las alcanzadas, por ejemplo, en los agujeros negros activos en el centro de las galaxias, que pueden acelerar partículas cargadas (rayos cósmicos) hasta millones de veces la energía producida en el LHC [2]. El universo, por tanto, nos proporciona de nuevo el laboratorio perfecto. Resulta comprensible que ser capaces de detectar los rayos cósmicos y sus derivados nos ayude a responder preguntas fundamentales que no pueden responderse de otra forma. ¿Cómo se producen? ¿Cómo se propagan? ¿Cómo consiguen alcanzar tan altas energías? ¿Qué condiciones se tienen que dar?, y un largo etcétera.

La detección de rayos cósmicos nos permite estudiar con detalle su espectro (la distribución del flujo de rayos cósmicos en función de la energía). Sin embargo, dado que los rayos cósmicos están constituidos por partículas cargadas, estas son desviadas por las fluctuaciones del campo magnético a medida que viajan a través del medio interestelar. De este modo, los rayos cósmicos llegan a la Tierra casi de manera isotrópica (no hay direcciones claramente preferidas), sin revelar su origen. Afortunadamente, los rayos cósmicos generan rayos gamma (fotones de alta energía) al interactuar con su entorno (como campos magnéticos, gas, el fondo cósmico de microondas, etc.) en los lugares donde son acelerados. El estudio de los rayos gamma nos ayuda a comprender en profundidad la física de los rayos cósmicos.

Los rayos gamma reflejan las propiedades de los rayos cósmicos que los producen. Detectarlos nos permite determinar el tipo de rayo cósmico (protones, electrones) involucrado y el proceso dominante de pérdida de energía de estos rayos cósmicos en la producción de rayos gamma. Gracias a su naturaleza neutra, no se desvían. Esto nos permite conocer su origen y entender qué objetos los producen, la máxima energía que alcanzan y los mecanismos (no térmicos) que aceleran los rayos cósmicos, así como esclarecer cómo escapan de sus fuentes y se propagan a través del medio. Por lo tanto, la astronomía de rayos gamma revela fenómenos del universo que, de otro modo, nos quedarían ocultos.

La astronomía de rayos gamma es bastante singular, dado que estos fotones no pueden detectarse directamente, a diferencia de otras ramas de la astronomía. Los rayos gamma tienen una longitud de onda mucho más pequeña que un átomo y no pueden ser reflejados por los espejos de los telescopios. Por tanto, su detección es indirecta. Los rayos gamma pueden ser detectados con satélites que orbitan por encima de la atmósfera o una vez la atraviesan. En ambos casos, el principio físico subyacente es similar. Los satélites están compuestos por capas de silicio (tracker) intercaladas con materiales de alto número atómico [3], donde el rayo gamma incidente se convierte en un par electrón-positrón. Estas partículas atraviesan posteriormente un calorímetro, depositando su energía y generando una cascada de partículas secundarias. La combinación de los distintos elementos de este satélite nos permite reconstruir las propiedades del rayo gamma. Sin embargo, los satélites tienen un área de detección limitada, lo que reduce su sensibilidad a los rayos gamma. La solución reside en esperar a que los rayos gamma interactúen con la atmósfera (nuestro calorímetro natural) y detectar los residuos de esa interacción. Es decir, usar nuestra atmósfera como parte de nuestro detector. Cuando los rayos gamma penetran la atmósfera, bajo la influencia del campo eléctrico de un núcleo, producen un par electrón-positrón (al igual que en el caso del satélite); estas partículas también interactúan en la atmósfera (Bremsstrahlung) y pierden energía liberando un rayo gamma o fotón. Como resultado se desarrolla una cascada de partículas secundarias relativistas [4] (ver Figura 1). Cuando es un rayo gamma el que penetra la atmósfera, la cascada está constituida principalmente por electrones, positrones, y otros rayos gamma. Sin embargo, otras partículas, como los protones, generan una cascada más compleja, ya que producen piones, kaones, fragmentos de núcleo, etc.

Las partículas secundarias cargadas viajan a una velocidad mayor que la de la luz en el medio y, por tanto, emiten radiación Cherenkov [5]. Un ejemplo bien conocido de este fenómeno es la característica luz azul observada en reactores nucleares sumergidos en agua. La luz Cherenkov es emitida en torno a la dirección de movimiento de la partícula cargada, formando un cono (Figura 2, izquierda). Al proyectarse sobre el suelo, esta radiación genera una huella luminosa de aproximadamente 250 metros de diámetro (Figura 2, derecha). Esta radiación (azul) es muy débil y sólo se emite durante unos nanosegundos. La construcción de un observatorio formado por telescopios (ver Figura 3) capaces de detectar esta luz tan tenue y breve puede conducirnos, a través de complejos análisis de datos y de una minuciosa reducción del ruido (proveniente, entre otros, predominantemente de los propios rayos cósmicos), a la detección de radiación Cherenkov y a relacionarla con la partícula que, en un primer momento, penetró la atmósfera. De este modo, podemos determinar las propiedades de estos rayos gamma, su energía y su origen.

Autora: Clara Escañuela Nieves.

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

Referencias

[1] “Large Hadron Collider.” CERN, European Organization for Nuclear Research, https://home.cern/science/accelerators/large-hadron-collider. Consultado el 16 de mayo de
2026.
[2] Henri, G., Pelletier, G., Petrucci, P. O., & Renaud, N. «Active galactic nuclei as high energy engines.» Astroparticle Physics 11(3) (1999): 347-356.
[3] William B Atwood et al. The large area telescope on the Fermi gamma-ray space telescope mission. The Astrophysical Journal, 697(2):1071, 2009. doi:https://doi.org/10.1088/0004-637X/697/2/1071
[4] Matthews, James. «A Heitler model of extensive air showers.» Astroparticle Physics 22.5-6
(2005): 387-397.
[5] Cherenkov, Pavel A. “Visible Emission of Clean Liquids by Action of Gamma Radiation.”
Doklady Akademii Nauk SSSR, vol. 2, 1937, pp. 451–454.
[6] Völk, H.J., Bernlöhr, K. Imaging very high energy gamma-ray telescopes. Exp Astron 25,
173–191 (2009). doi:https://doi.org/10.1007/s10686-009-9151-z