{"id":5519,"date":"2026-10-12T09:19:03","date_gmt":"2026-10-12T07:19:03","guid":{"rendered":"https:\/\/blogs.uned.es\/hablandodefisicauned\/?p=5519"},"modified":"2026-10-12T09:19:04","modified_gmt":"2026-10-12T07:19:04","slug":"cazadores-de-rayos-gamma-un-viaje-a-los-observatorios-h-e-s-s-y-ctao","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/blogs.uned.es\/hablandodefisicauned\/2026\/10\/12\/cazadores-de-rayos-gamma-un-viaje-a-los-observatorios-h-e-s-s-y-ctao\/","title":{"rendered":"Cazadores de rayos gamma: Un viaje a los observatorios H.E.S.S. y CTAO"},"content":{"rendered":"\n

Autora: Clara Esca\u00f1uela Nieves<\/a>.<\/p>\n\n\n\n

En mi art\u00edculo anterior [1] (ver enlace<\/a>) hice una breve introducci\u00f3n a un campo poco conocido de la f\u00edsica: la astronom\u00eda de rayos gamma, incluyendo c\u00f3mo se detectan estos rayos. En este art\u00edculo voy a profundizar en su detecci\u00f3n en la Tierra mediante telescopios que registran la luz Cherenkov.<\/p>\n\n\n\n

Como ya se mencion\u00f3, la atm\u00f3sfera es opaca a los rayos gamma. Por lo tanto, cuando un fot\u00f3n de alta energ\u00eda entra en ella, interact\u00faa con el n\u00facleo de un \u00e1tomo o de una mol\u00e9cula. En presencia de un n\u00facleo, el rayo gamma produce un par electr\u00f3n-positr\u00f3n. En el vac\u00edo, este proceso no puede llevarse a cabo, dado que la energ\u00eda y el momento de la interacci\u00f3n no pueden conservarse simult\u00e1neamente. Los electrones y positrones, a su vez, son reflejados por el campo el\u00e9ctrico de otro n\u00facleo y pierden energ\u00eda por Bremsstrahlung, emitiendo otro fot\u00f3n (o un rayo gamma, si tienen suficiente energ\u00eda). Este rayo gamma produce otro par electr\u00f3n-positr\u00f3n. Y as\u00ed hasta que se alcanza una energ\u00eda cr\u00edtica, el punto en el que la p\u00e9rdida de energ\u00eda por ionizaci\u00f3n de las part\u00edculas cargadas empieza a superar la p\u00e9rdida energ\u00e9tica por radiaci\u00f3n [2].<\/p>\n\n\n\n

Mucho m\u00e1s comunes que los rayos gamma son las interacciones de los rayos c\u00f3smicos en la atm\u00f3sfera, de los cuales el 90% son protones [3]. M\u00e1s del 99,9% de las cascadas de part\u00edculas en la atm\u00f3sfera provienen de rayos c\u00f3smicos [4]; el resto, de rayos gamma. Por tanto, la mayor\u00eda de los datos recopilados por nuestros instrumentos son ruido. Los protones tambi\u00e9n desencadenan una cascada de part\u00edculas, dando lugar a piones, kaones, fragmentos nucleares, etc. Los piones neutros decaen r\u00e1pidamente en dos rayos gamma $\\left(\\boldsymbol{\\pi}^0\\rightarrow\\gamma\\gamma\\right)$ y, por tanto, desencadenan una subcascada electromagn\u00e9tica. Estas cascadas hadr\u00f3nicas tienen subcomponentes y suelen ser m\u00e1s anchas y ca\u00f3ticas que las puramente electromagn\u00e9ticas. Adem\u00e1s producen un gran n\u00famero de muones a trav\u00e9s de reacciones como:
\\begin{eqnarray}
\\pi^+ \\rightarrow\\mu^+\\nu^\\mu
\\nonumber\\\\
\\pi^- \\rightarrow\\mu^-\\overline{\\nu}^\\mu
\\end{eqnarray}<\/p>\n\n\n\n

Los muones tienen una vida media de 2,2 microsegundos. Debido a la dilataci\u00f3n del tiempo, al ser part\u00edculas relativistas, llegan al suelo sin haber deca\u00eddo previamente, y tampoco interact\u00faan, ya que la Bremsstrahlung es un proceso suprimido para part\u00edculas de mayor masa. Para una part\u00edcula de masa $M$, la p\u00e9rdida de energ\u00eda por radiaci\u00f3n est\u00e1 suprimida con respecto a la de un electr\u00f3n por un factor de $1\/M^2$ [5]. Los muones pierden as\u00ed poca energ\u00eda a medida que viajan al ser part\u00edculas de ionizaci\u00f3n m\u00ednima. Todas las part\u00edculas secundarias emitidas en la cascada producen luz Cherenkov siempre que viajen a una velocidad superior a la de la luz en el medio.<\/p>\n\n\n\n

La luz Cherenkov y los telescopios<\/h2>\n\n\n\n

La detecci\u00f3n de los rayos gamma en el suelo se realiza de forma indirecta a trav\u00e9s de esa luz Cherenkov. Parad\u00f3jicamente, la atm\u00f3sfera, que inicialmente parec\u00eda un obst\u00e1culo, se convierte as\u00ed 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 duraci\u00f3n. Por ello, hacen falta instrumentos capaces de detectar estos diminutos destellos: los telescopios. Est\u00e1n formados por una estructura mec\u00e1nica que sujeta principalmente un espejo, que refleja la luz recibida hacia una c\u00e1mara; el reflector permite aumentar el \u00e1rea efectiva de detecci\u00f3n de fotones. Las c\u00e1maras Cherenkov tradicionalmente est\u00e1n constituidas por tubos fotomultiplicadores (PMT) y, en algunos casos, por fotomultiplicadores de silicio, capaces de convertir un solo fot\u00f3n en un pulso el\u00e9ctrico de unos pocos nanosegundos de duraci\u00f3n, lo que permite amplificar y detectar se\u00f1ales muy peque\u00f1as.<\/p>\n\n\n\n

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Fig. 1. Detecci\u00f3n de la luz Cherenkov emitida por part\u00edculas producidas tras la interacci\u00f3n de un rayo gamma en la atm\u00f3sfera. Modificado de [6].<\/figcaption><\/figure>\n\n\n\n

Analizando la se\u00f1al: direcci\u00f3n, energ\u00eda y tipo de part\u00edcula<\/h2>\n\n\n\n

Un solo telescopio proporciona mucha informaci\u00f3n sobre la cascada; sin embargo deducir con precisi\u00f3n sus caracter\u00edsticas y, por tanto, de la part\u00edcula que interactu\u00f3 puede resultar impreciso. Necesitamos reconstruir tres propiedades fundamentales para hacer ciencia de los rayos gamma: la direcci\u00f3n de estas part\u00edculas, su energ\u00eda y el tipo de part\u00edcula (p. ej., gamma, prot\u00f3n, etc.).<\/p>\n\n\n\n

Direcci\u00f3n<\/h3>\n\n\n\n

Para una mejor reconstrucci\u00f3n, se utilizan m\u00faltiples telescopios que proporcionan varias im\u00e1genes de una misma cascada de part\u00edculas desde diferentes perspectivas. Esto permite una mejor reconstrucci\u00f3n 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 m\u00faltiples telescopios a cierta distancia nos permite reconstruir con mucha mayor precisi\u00f3n la direcci\u00f3n en la que se desarrolla la cascada y ligarla a la part\u00edcula que penetr\u00f3 en la atm\u00f3sfera. La Fig. 1 muestra este concepto. Dos telescopios detectan la misma cascada a partir de la luz Cherenkov emitida por cada una de sus part\u00edculas. La luz se refleja en el espejo del telescopio hacia la c\u00e1mara, donde se forma una imagen el\u00edptica. Las im\u00e1genes de los dos telescopios se trasladan a un eje de coordenadas com\u00fan y la intersecci\u00f3n de estas dos elipses nos da informaci\u00f3n sobre la procedencia del rayo gamma.<\/p>\n\n\n\n

Energ\u00eda<\/h3>\n\n\n\n

La energ\u00eda se calcula mediante algoritmos de machine learning y el desarrollo de simulaciones Monte Carlo. Uno de los par\u00e1metros m\u00e1s importantes que se utilizan como entrada en estos algoritmos es el n\u00famero total de fotones registrados por la c\u00e1mara, sumando los detectados por cada p\u00edxel, tras seleccionar solo aquellos p\u00edxeles que claramente contienen parte de la se\u00f1al (muchos solo detectan ruido). El n\u00famero de fotones depende directamente del n\u00famero de part\u00edculas producidas por la part\u00edcula inicial y, por lo tanto, de su energ\u00eda. Asimismo, depende de la geometr\u00eda del evento y de su distancia o del \u00e1ngulo de interacci\u00f3n en la atm\u00f3sfera.<\/p>\n\n\n\n

Tipo de part\u00edcula: gamma o prot\u00f3n<\/h3>\n\n\n\n

Dado que el n\u00famero de rayos c\u00f3smicos que llegan a la atm\u00f3sfera es mucho mayor que el de rayos gamma, y estos generan una cascada con caracter\u00edsticas similares, ambos pueden confundirse. La discriminaci\u00f3n entre rayos gamma y otras part\u00edculas se hace examinando las distintas propiedades de las im\u00e1genes que detectamos, tambi\u00e9n con un algoritmo de machine learning. Como ya vimos, las cascadas de protones son m\u00e1s anchas y ca\u00f3ticas y contienen m\u00faltiples subcascadas. Adem\u00e1s, en ocasiones vienen acompa\u00f1adas de un mu\u00f3n que genera un patr\u00f3n muy caracter\u00edstico en las c\u00e1maras y, en ciertas ocasiones, dan lugar a la formaci\u00f3n de un anillo. En Fig. 2 se muestran dos im\u00e1genes de la luz Cherenkov detectada proveniente de una cascada de un rayo gamma (izquierda) y de un prot\u00f3n (derecha). En la imagen de la derecha se muestra uno de estos casos en el que la cascada proveniente de un prot\u00f3n (que se ve en la imagen como una elipse) coincide con la detecci\u00f3n simult\u00e1nea de un mu\u00f3n, que en este caso ha producido un anillo. El anillo solo puede verse cuando el mu\u00f3n atraviesa el reflector del telescopio. Es mucho m\u00e1s com\u00fan ver simplemente la elipse y, por ello, a pesar de ciertas diferencias entre la elipse de la izquierda y la de la derecha, la distinci\u00f3n entre ambas no resulta sencilla.<\/p>\n\n\n\n

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Fig. 2. El plano de una c\u00e1mara Cherenkov. Cada hex\u00e1gono representa un p\u00edxel y el color de cada uno indica la cantidad de fotones (o fotoelectrones) detectados. Las im\u00e1genes fueron generadas por el autor de este art\u00edculo usando simulaciones de cascadas y del observatorio CTA (m\u00e1s en los siguientes p\u00e1rrafos). Similar a lo realizado en [7]. Izquierda: resultado de la detecci\u00f3n de una cascada producida por un rayo gamma. Derecha: prot\u00f3n.<\/figcaption><\/figure>\n\n\n\n

H.E.S.S.: el pionero en Namibia<\/h2>\n\n\n\n

Ahora que ya hemos argumentado por qu\u00e9 necesitamos m\u00faltiples telescopios vamos a proceder a explicar ejemplos reales. Un conjunto de cuatro telescopios se complet\u00f3 en diciembre de 2003 en Namibia, \u00c1frica, llamado H.E.S.S. (High Energy Stereoscopic System), en honor a Victor Hess, el descubridor de los rayos c\u00f3smicos. La elecci\u00f3n de este lugar no es casual. El clima es extremadamente seco, las noches son oscuras durante gran parte del a\u00f1o y la contaminaci\u00f3n lum\u00ednica es pr\u00e1cticamente inexistente. Son condiciones ideales para detectar destellos de luz tan d\u00e9biles. Adem\u00e1s, est\u00e1 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 tambi\u00e9n lo hace. Los cuatro telescopios id\u00e9nticos est\u00e1n dispuestos en forma de cuadrado, separados entre s\u00ed por 120 m [8]. Cuando una cascada de rayos gamma produce radiaci\u00f3n Cherenkov, la luz ilumina el suelo formando un charco aproximadamente circular de unos 250 metros de di\u00e1metro (el valor exacto depende de la energ\u00eda y del \u00e1ngulo de incidencia). Esa separaci\u00f3n entre telescopios maximiza el n\u00famero de eventos detectados por m\u00e1s de un telescopio. Cada uno de estos telescopios tiene espejos de unos 107 m\u00b2 [9]. Funcionaban extraordinariamente bien para rayos gamma con energ\u00edas superiores a 100 GeV. Sin embargo, a energ\u00edas 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 m\u00b2, casi seis veces mayor que los originales. Este telescopio puede captar muchos m\u00e1s fotones, lo que reduce el umbral energ\u00e9tico de H.E.S.S. a 20-30 GeV.<\/p>\n\n\n\n

CTAO (Cherenkov Telescope Array Observatory): la pr\u00f3xima generaci\u00f3n<\/h2>\n\n\n\n

En este campo de la f\u00edsica es fundamental incrementar el n\u00famero de telescopios. El flujo de rayos gamma disminuye significativamente a medida que aumenta la energ\u00eda. De tal forma que el n\u00famero de rayos gamma m\u00e1s energ\u00e9ticos que llegan a la Tierra por unidad de \u00e1rea del detector es muy bajo. Por tanto, para tener sensibilidad a estas energ\u00edas es fundamental aumentar el tama\u00f1o de nuestro detector. 1.500 cient\u00edficos de 25 pa\u00edses distintos [10] se han unido para crear un nuevo observatorio llamado Cherenkov Telescope Array Observatory (CTAO) [11]. Ser\u00e1 mucho m\u00e1s sensible, cubrir\u00e1 un rango de energ\u00edas m\u00e1s amplio y ofrecer\u00e1 una resoluci\u00f3n angular significativamente mayor. Para conseguir la mayor visibilidad del universo, CTAO contar\u00e1 con dos emplazamientos desde los cuales sus telescopios realizar\u00e1n observaciones: uno en La Palma (Espa\u00f1a), que observar\u00e1 principalmente el cielo del hemisferio norte, y otro en el desierto de Atacama (Chile), dedicado al hemisferio sur. Mientras que Chile ser\u00e1 m\u00e1s sensible a las fuentes ubicadas en la V\u00eda L\u00e1ctea, el emplazamiento en Espa\u00f1a estar\u00e1 orientado principalmente al estudio de la f\u00edsica extragal\u00e1ctica. El observatorio en su conjunto estar\u00e1 formado por m\u00e1s de 60 telescopios, de los cuales habr\u00e1 tres tipos seg\u00fan su tama\u00f1o: 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 energ\u00edas (20 GeV [12]), ya que tienen espejos m\u00e1s grandes y pueden recoger m\u00e1s luz. A altas energ\u00edas, se emite mucha luz y no se requieren reflectores tan grandes. Sin embargo, es importante tener muchos de estos SSTs distribuidos en un \u00e1rea de suelo significativa para detectar suficientes de estos eventos tan energ\u00e9ticos y poco comunes (hasta 300 TeV [12]).<\/p>\n\n\n\n

Autora: Clara Esca\u00f1uela Nieves.<\/a>
Clara Esca\u00f1uela Nieves es investigadora del Instituto Max Planck de F\u00edsica Nuclear en Heidelberg, Alemania.<\/p>\n\n\n\n

Referencias<\/strong><\/p>\n\n\n\n

[1] Esca\u00f1uela Nieves, C. \u00abEl universo m\u00e1s violento: Introducci\u00f3n a la astronom\u00eda de rayos gamma\u00bb. Hablando de F\u00edsica @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\/<\/a><\/p>\n\n\n\n

[2] Matthews, J. \u00abA Heitler model of extensive air showers.\u00bb Astroparticle Physics 22.5-6, 387-397 (2005). https:\/\/doi.org\/10.1016\/j.astropartphys.2004.09.003<\/a><\/p>\n\n\n\n

[3] CERN. \u00abCosmic rays: particles from outer space\u00bb.
https:\/\/home.cern\/science\/physics\/cosmic-rays-particles-outer-space\/<\/a><\/p>\n\n\n\n

[4] Alfaro, R., et al. \u00abGamma\/hadron separation with the HAWC observatory\u00bb, 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<\/a><\/p>\n\n\n\n

[5] Tsai, Y.-S. \u00abPair production and bremsstrahlung of charged leptons\u00bb, Reviews of Modern Physics 46, 815-851 (1974). https:\/\/doi.org\/10.1103\/RevModPhys.46.815<\/a><\/p>\n\n\n\n

[6] Bose, D., et al. \u00abGround-based gamma-ray astronomy: history and development of techniques\u00bb. Eur. Phys. J. Spec. Top. 231, 3\u201326 (2022). https:\/\/doi.org\/10.1140\/epjs\/s11734-021-00396-3<\/a><\/p>\n\n\n\n

[7] Esca\u00f1uela Nieves C., \u00abImprovements in Shower Reconstruction and Data Analysis Techniques for IACTs, and a Study of RX J1713.7\u20133946\u00bb. Heidelberg University (2026), p. 90. https:\/\/doi.org\/10.11588\/heidok.00038617<\/a><\/p>\n\n\n\n

[8] Holler, M., et al. \u00abObservations of the Crab Nebula with HESS phase II\u00bb. arXiv preprint arXiv:1509.02902 (2015). https:\/\/doi.org\/10.48550\/arXiv.1509.02902<\/a><\/p>\n\n\n\n

[9] Hinton, JA, \u00abThe status of the HESS project\u00bb, New Astronomy Reviews, Volume 48, Issues 5\u20136, p. 331-337 (2004) https:\/\/doi.org\/10.1016\/j.newar.2003.12.004<\/a><\/p>\n\n\n\n

[10] CTAO. \u00abThe Global Group of Institutes & Scientists Contributing to the CTAO\u00bb. https:\/\/www.ctao.org\/partners\/ctao-consortium\/<\/a><\/p>\n\n\n\n

[11] cta Consortium et al. \u00abScience with the Cherenkov Telescope Array\u00bb. World Scientific (2018). https:\/\/doi.org\/10.1142\/10986<\/a><\/p>\n\n\n\n

[12] CTAO. \u00abCTAO Performance\u00bb. https:\/\/www.ctao.org\/for-scientists\/performance\/<\/a><\/p>\n\n\n\n

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