El físico inglés Ernest Rutheford los llamó Rayos Gamma en 1903. Es la más penetrante de las radiaciones, incluso más que los rayos X.

Ernest Rutheford

Hoy, los rayos Gamma, asociados a la física de los núcleos atómicos, podrían ayudar a entender mejor la historia y estructura de nuestro universo, gracias a la investigación de uno de los grandes misterios actuales de la astrofísica.

Resulta que a diario llegan a la Tierra señales de titánicas explosiones que se producen en los límites del Universo conocido. Su número varía entre una y tres veces cada día, y provienen de cualquier dirección del espacio. Como hasta hace poco  tales deflagraciones cósmicas no se habían detectado en el espectro de luz visible, su existencia permaneció ignorada durante la mayor parte de la historia humana.

Según se ha podido calcular por la energía desprendida, la magnitud de las explosiones cósmicas rebasa todo lo imaginable.

El más reciente de los megaestallidos fue detectado el 23 de enero de 1999, y tenía su origen a una distancia de 10 mil millones de años luz. Los científicos pudieron calcular que en sólo un instante de tiempo se volatilizó algo con una masa equivalente a 100 mil billones de estrellas.

Lo más característico de esos eventos estelares es el poderoso flujo de rayos Gamma que generan, lo cual da pie a numerosas hipótesis.

En primer lugar, resulta que nunca se ha registrado radiación Gamma asociada, por ejemplo, con la explosión de una estrella supernova, que era hasta hace poco el acontecimiento cósmico más catastrófico entre los conocidos. La explicación parece radicar en que los restos de la estrella desaparecida bloquean la detección de la radiación Gamma.

El hecho de que las explosiones cósmicas tengan lugar a una distancia descomunal podría dar una idea de los procesos físicos que se produjeron en los albores de la historia del Universo.

Se ha sugerido que las misteriosas explosiones pudieran ser el choque de una agujero negro con una estrella de neutrones, produciéndose así su aniquilación mutua y el consiguiente desprendimiento de una fantástica cantidad de energía.

Esta teoría implicaría que tanto los agujeros negros como las estrellas de neutrones son algo muy común en el espacio cósmico, y -más extraño aún-, que la colisión entra ambos es algo totalmente corriente.

Otra sugerencia para las explosiones de rayos Gamma es que se trataría de hipernovas, es decir, de estrellas con una masa tan enorme que no pueden devenir supernovas, sino que convierten en energía pura toda su materia en un trágico y luminoso canto del cisne.

La debilidad de alguna de las explicaciones sobre las explosiones cósmicas está en el hecho de que las supernovas no son un acontecimiento tan frecuente en una galaxia, pues se registra una por siglo. Si ello es así, entonces, ¿cuántas y hipernovas tendrían que existir para que se observen a diario en todas direcciones del cielo?.

Sería más raro aun que los agujeros negros y estrellas de neutrones estén chocando constantemente, como cosa cotidiana, cuando en el tiempo que la humanidad lleva observando el firmamento no se ha detectado en nuestra galaxia un fenómeno de tal magnitud.

Es así que los bien conocidos rayos Gamma, a casi un siglo de su descubrimiento, plantean hoy nuevamente una de las incógnitas más apasionantes de la observación astronómica.

Tal vez cuando se halle una respuesta se resolverán, de paso, algunas de las preguntas que nos hacemos respecto a cómo es nuestro Universo.

Resumen

Desde que se anunció su descubrimiento en 1973, las explosiones cósmicas de rayos- (GRBs) han sido uno de los misterios de la astrofísica de altas energías. El problema tradicional ha sido la falta total de conocimiento de la escala de distancias, porque a pesar de que actualmente se detectan unas 300 explosiones al año en toda la esfera celeste, muy pocas llegan a ser localizadas con una precisión inferior a 1. Por muchos años, tanto por medio de telescopios en tierra como por parte de instrumentos a bordo de algunos satélites científicos, se han realizado observaciones de seguimiento en diversas longitudes de onda, pero sin haber podido hallar las anheladas contrapartidas a energías inferiores de las de los rayos-X/.

El gran avance ha tenido lugar en 1997-98, gracias a la observación por parte de los satélites BeppoSAX y RossiXTE de la emisión decreciente de rayos-X que inmediatamente, prosigue tras la explosión inicial observada en rayos-.

Satélite BeppoSAX

Esta radiación (el llamado afterglow) se extiende hasta longitudes de onda mayores, por lo que el localizar esta emisión con una precisión de pocos minutos de arco, ha permitido descubrir las primeras contrapartidas en el óptico y en radio, mejorando sobremanera nuestro conocimiento de estos enigmáticos objetos.

Hoy en día, está ampliamente aceptado que la mayoría de los GRBs, sino todos, acontecen a distancias cosmológicas, siendo pues los los objetos más energéticos del Universo (E 10 erg), a pesar de su limitada duración. Los brillantes remanentes que dejan tras de sí estas explosiones en todas las longitudes de onda, a buen seguro nos permitirán ahondar en el conocimiento de las galaxias a alto corrimiento al rojo, muchas de ellas con brotes de formación estelar y, en definitiva, del Universo temprano. Pero la solución final del enigma aún está lejos.

Introducción

En la década de los años 60, los cuatro satélites norteamericanos de la serie Vela -así llamados por el verbo español velar- fueron puestos en órbita para verificar si la Unión Soviética cumplía el Tratado de No Proliferación del Armamento Nuclear (1963).

Durante 1967-73, sus detectores recogieron en 16 ocasiones un notable incremento del número de fotones- con respecto al nivel de fondo. Teniendo en cuenta la diferencia en los tiempos de llegada del frente de onda a cada una de los cuatro satélites que orbitaban la Tierra, se determinó que los sucesos no estaban relacionados ni con nuestro planeta ni con el Sol. Suponía pues el descubrimiento de explosiones de rayos- cósmicas y de origen desconocido (a las que a partir de ahora nos referiremos abreviadamente como GRBs, del inglés Gamma-Ray Bursts), publicado en el ya clásico artículo de Klebesadel, Strong y Olson (1973) titulado ``Observación de explosiones de rayos gamma de origen cósmico". Véase también Bonnell y Klebesadel (1996) para una descripción más detallada de los hechos. Desde entonces, grupos comenzaron a desarrollar nueva instrumentación a fin de estudiar el fenómeno.

Los GRBs aparecen como breves pero intensos fogonazos de rayos- cósmicos, emitiendo la mayor parte de su energía por encima de 0.1 MeV (Fig. 1). Se detectan con instrumentación similar a la usada por los físicos de partículas en sus laboratorios. La diferencia radica en que los detectores de GRBs han de ser situados como parte de la carga útil de globos, cohetes o satélites, pues a 40 km de altura sólo se pueden detectar fotones por encima de 25 keV debido a la atenuación por causa de la atmósfera (véase Giménez y Castro-Tirado 1998). Actualmente se observan unos 300 GRBs al año, pero muy pocos se pueden localizar de manera precisa.

Existen diversos métodos para determinar la posición de los GRBs en la bóveda celeste. En el caso de dos o más instrumentos en el mismo satélite (y sin posibilidad alguna de obtener una imagen), es necesario tener en cuenta las distintas intensidades del mismo GRB en cada uno de los diferentes detectores, pero ello sólo proporciona posiciones con errores de varios grados. En otros casos, como cuando se emplean instrumentos de gran campo y capaces de producir una imagen, se puede reducir el error hasta 1. Las mejores posiciones, del orden de 0.1-0.2 se consiguen cuando se dispone de instrumentación en satélites muy alejados entre sí (la llamada Red Interplanetaria, IPN), de modo que a partir de los diferentes tiempos de llegada del frente de onda a cada satélite, se pueden afinar las posiciones hasta 2'.

En cuanto a la estructura temporal, fue advertido de inmediato que cada GRB era diferente de los demás y cualquier intento de realizar una clasificación morfológica ha fracasado. Las duraciones oscilan entre varios ms y más de 1 h (Hurley et al. 1994), llegando a medirse variaciones en escalas de 0.2 ms (Bhat et al. 1992, Scargle et al. 1998), lo que implicaría regiones con unas dimensiones de menos de 60 km, en ausencia de movimientos relativistas. Sí que hay una clara evidencia de una distribución bimodal por lo que respecta a la duración, pudiéndose diferenciar dos clases de GRBs: de corta duración (2 s), que suponen un 25% del total y de larga duración (2 s), el 75% restante (Kouveliotou et al. 1993). Estos últimos tienen un promedio de 20-30 s (véase la Fig. 2). Con respecto a un posible carácter repetitivo, hasta la fecha no hay evidencia alguna de más de un GRB producido por una misma fuente.

Por lo que se refiere a sus características espectrales, se han observado una gran diversidad de espectros. El continuo en rayos- es ancho, normalmente muy duro y no térmico, ajustándose muchas veces a una doble ley de potencias (Fig. 3). En algunos casos, se han detectado GRBs con emisión en la banda clásica de rayos X, con fotones incidentes de hasta 2 keV (Murakami et al. 1991), mientras que en otros casos, se han observado fotones con energías de 18 keV 1.5 h después de iniciado el GRB (Hurley et al. 1994).

El instrumento KONUS en las Venera 11 y 12 determinó en los años 80 las zonas de error para más de 150 GRBs por medio del primero de los métodos descrito anteriormente. Fue la primera indicación de que los GRBs estaban distribuidos de manera isótropa en todo el cielo, no siguiendo, por tanto, la distribución de las fuentes brillantes de rayos-X en el plano galáctico (Mazets et al. 1981a). El experimento BATSE (Fishman 1989) a bordo del Observatorio Compton de Rayos- ( CGRO) desde 1991, fue expresamente diseñado para probar que los GBRs estaban relacionados con estrellas de neutrones en la Galaxia y, por ello, deberían de presentar una concentración hacia el plano galáctico. Sin embargo, y después de más de 1600 observaciones (Fig. 4), los resultados son totalmente compatibles con una distribución isótropa de las fuentes (Meegan et al. 1992), confirmando pues los resultados de KONUS. Los momentos de la distribución son cos = - 0.015 0.0014 (dipolar) y sen = 0.337 0.008 (cuadrupolar), muy próximos a los valores esperados de 0 y 1/3 para una distribución isótropa.

La distribución de las fuentes no es homogénea, como se deriva de la relación log -log (o similares), tal como se aprecia en la Fig. 5. Hay una deficiencia de GRBs débiles (Meegan et al. 1994), conforme a lo esperado en el caso de que la distribución fuera uniforme en el espacio (supuestamente euclideano), que seguiría la recta de pendiente . Una excelente revisión de todas estas características observacionales hasta ahora mencionadas puede verse en el trabajo de Fishman y Meegan (1995).

Esta isotropía aparente, unida a la ya comentada deficiencia de explosiones débiles, ha llevado recientemente a muchos teóricos a creer que los GRBs puedan ocurrir a distancias cosmológicas, aunque la posibilidad de que exista una pequeña fracción de GRBs en nuestra galaxia, en una escala de cientos de pc o incluso en el propio halo, no puede ser descartada. Si los GRBs ocurrieran a distancias cosmológicas, la energía puesta en juego sería del orden de 10 erg, con modelos que requieren bien el colapso de parejas de estrellas de neutrones o de agujeros negros (o mixtos) en sistemas binarios, o bien de las llamadas supernovas de tipo I ``fallidas''. De ello hablaremos más adelante.

Actualmente sabemos de la importancia de detectar emisión esporádica asociada con los GRBs en otras longitudes de onda. Detallaremos en este artículo todos los esfuerzos realizados en la búsqueda de contrapartidas. Primero hasta 1996, para después centrarnos en los importantes descubrimientos realizados en 1997 y 1998. Anteriores artículos de revisión pueden consultarse en Schaefer (1994), Hartmann (1995), Vrba (1996), Greiner (1996), Castro-Tirado (1998) y Hurley (1998).

El rango óptico es sin duda el más accesible desde tierra, y por ello unos de los primeros intentos para hallar la contrapartida fue la búsqueda en archivos. La estrategia consistía en suponer que los GRBs son de naturaleza repetitiva. En ese caso, se utilizaba toda la información disponible en los mayores archivos de placas disponibles, para así intentar detectar emisión óptica esporádica (los llamados OTs, del inglés Optical Transients) en las correspondientes zonas de error.

Telescopio Espacial Hubble

El primer OT fue descubierto por Schaefer en 1981, tras examinar una placa de Harvard tomada en 1928 (OT 1928), que incluía la pequeña zona de error de GRB 781119. Atteia et al. (1985) buscaron en placas que suponían un tiempo de exposición total de más de 1500 horas, pero no pudieron detectar OT alguno. Un segundo OT fue localizado en tres placas diferentes, cercano a la posición de GRB 781006b, por Greiner y Motch (1995) quienes propusieron a una estrella dMe, produciendo una fulguración de gran amplitud, como la causante del OT, aunque probablemente sin relación alguna con el GRB. Otro firme candidato resultó ser OT 1905, encontrado por Hudec et al. (1994) pero ligeramente alejado de la posición de GRB 910219.

Aunque estos OTs han sido aceptados por la mayoría de la comunidad científica como reales, otros 40 candidatos han sido propuestos, pero la mayoría de ellos rechazados por tratarse de defectos presentes en las placas (más detalles en Hudec 1993, 1995). Pero en definitiva, no hay pruebas convicentes de que los OTs encontrados en placas y los GRBs tengan relación con el mismo fenómeno físico.

Las búsquedas profundas comenzaron en los años 80 para las zonas de error más reducidas: aquellas proporcionadas por IPN: GRB 781119 (estudiada por Pedersen et al. 1983) y GRB 790406 (por Chevalier et al. 1981). Con la llegada de los nuevos y mayores detectores CCD, se efectuaron nuevos intentos para GRB 790329 y otras zonas de error (Vrba et al. 1995). Los telescopios más potentes, tales como el 6-m del Caúcaso y el Telescopio Espacial Hubble ( HST), escudriñaron varias regiones como las de GRB 790613 (Sokolov et al. 1996), GRB 790325 y 920406 (Schaefer et al. 1997a), pero no se llegó a identificar contrapartida persistente en ningún caso. Además, por lo general se ha encontrado que las zonas de error más pequeñas no contienen galaxias relativamente brillantes (hasta magnitud 20), lo que se ha convenido en denominar el problema de la `no existencia de galaxias madre' (en inglés `the no-host problem', Fenimore et al. 1993). Era pues obvio que los GRBs, si estaban situados a distancias cosmológicas, no provendrían de galaxias normales: bien deberían de ocurrir en galaxias subluminosas, o bien de alguna manera, habrían sido expelidos de las galaxias madre por alguna razón.

Las mayores esperanzas de encontrar emisión óptica se centraban en el caso de obtener imágenes simultáneas al GRB. La primera búsqueda de emisión óptica
[4] simultáneamente a un GRB fue realizada por Grindlay et al. (1974), sin resultado positivo. Hudec et al. (1987) y Hudec (1993) encontraron cinco GBRs para los cuales existían placas simultáneas, pero con idéntico resultado, el cual va a ser una constante en este tipo de búsquedas. Greiner et al. (1996b) encontraron placas en un intervalo de 12 horas, siendo la mejor para GRB 920824, donde una exposición relativamente profunda fue encontrada en Dushanbe. Concluyeron que la emisión típica de un GRB es a un nivel inferior a 2 durante el GRB y 20-400 unas pocas horas después, con y los flujos máximos en rayos- y en el óptico.

El instrumento GROSCE proporcionó límites más restrictivos (magnitud 10) para más de 30 casos, muchos de ellos mientras la emisión gamma aún perduraba (Lee et al. 1996). Resultados adicionales para GRBs detectados por el instrumento WATCH en Granat fueron publicados por Castro-Tirado et al. (1994b), quienes no detectaron emisión esporádica alguna por encima de magnitud 18, a partir de las siguientes 12 horas de la ocurrencia de los GRBs. Observaciones igualmente profundas para GRB 930131 fueron dadas a conocer por Schaefer et al. (1994b), McNamara y Harrison (1994) y Barthelmy et al. (1994). Estos últimos sólo obtuvieron límites superiores para otros 3 GRBs, entre 35 horas y 8 días después. El único OT encontrado cuasi-simultáneamente a un GRB es el comunicado por Borovicka et al. (1992), quienes encontraron un objeto en el borde de la zona de error para GRB 790929 en una placa tomada 7.1 horas después del fenómeno . Además, sendas detecciones en idéntica posición existían en otras dos placas. La posición del mismo es consistente con la estrella HDE 249119, que ha revelado ser bastante activa, con más de 10 ocasiones en las cuales la amplitud es superior a 0.5 mag (Stepán & Hudec 1996), aunque no es probable que esta estrella fuera la causante de GRB 790929.

En resumen, tampoco en el óptico se había conseguido un gran avance, a pesar de las búsquedas tan intensivas.

Conclusiones

La existencia de emisión de rayos-X posterior a la explosión gamma, es algo que se confirma en casi todos los casos estudiados hasta la fecha. No es el caso de las contrapartidas ópticas/IR, sólamente detectadas en un 50% de las ocasiones.

Hoy en día, está ampliamente aceptado que la mayoría de los GRBs, sino todos, acontecen a distancias cosmológicas, siendo pues los objetos más energéticos del Universo (E 10 erg), a pesar de su limitada duración. Los brillantes remanentes que dejan tras de sí estas explosiones en todas las longitudes de onda, a buen seguro nos permitirán ahondar en el conocimiento de las galaxias a alto corrimiento al rojo, muchas de ellas con brotes de formación estelar y, en definitiva, del Universo temprano.

BeppoSAX y RossiXTE han abierto una nueva ventana en el campo de las explosiones cósmicas de rayos gamma. Se espera que tanto estos satélites como CGRO facilitarán los descubrimientos de otras contrapartidas y, conjuntamente con los futuros observatorios en altas energías ( AXAF, SPECTRUM X/, XMM, INTEGRAL, HETE 2) y próximos ingenios de la Cuarta Red Interplanetaria, IPN4, solventarán definitivamente el misterio de los GRBs.

Rayos gamma de muy alta energía. MAGIC.

El espectro electromagnético

La luz visible sólo es una pequeña parte de la luz que existe. La luz está formada por fotones y estas diminutas partículas pueden tener distintas energías. La luz roja, por ejemplo, está constituida por fotones rojos que tienen energías pequeñas mientras la luz azul o violeta tiene la energía más alta de toda la luz visible.

A energías un poco más bajas de las de la luz visible, tenemos la luz infrarroja ("por debajo del rojo"). Es la luz que usan por ejemplo los mandos a distancia de las televisiones. Cuando apretamos el botón del mando, el mando emite fotones infrarrojos que pueden ser "vistos" por los detectores especiales que hay en la televisión. Estos detectores son como ojos que vieran en infrarrojo.

A energías aún más bajas, tenemos las ondas de radio. También son una forma de luz. Todos conocemos las ondas de radio: las usamos para recibir las emisiones de radio o de televisión. Las antenas que salen de los receptores de radio son "ojos" que ven los fotones de radio. También los teléfonos móviles se comunican unos con otros a través de este tipo de luz.

Pero a energías más altas que la luz visible, también hay otros tipos de luz. Un poco por encima de los fotones violetas, tenemos la luz ultravioleta ("más allá del violeta"). Tampoco podemos verla porque nuestros ojos no son sensibles a estos fotones. Pero todos la conocemos porque es la que nos pone morenos, lo que nos demuestra que nuestra piel sí es sensible a estos fotones.

Aún más energía tienen los rayos X, que son también luz invisible a nuestros ojos. Los usamos para hacernos radiografías. Lanzamos rayos X a través de nuestros brazos y luego los detectamos con un material sensible al X para ver si hay algún problema en los huesos. Los fotones X atraviesan sin problemas nuestra piel y músculos pero no nuestros huesos, que quedan en sombra en las radiografías.

El espectro electromagnético

Y a aún más energía tenemos los rayos gamma. Es un tipo de luz extremadamente energética que se produce rara vez en la naturaleza y en general sólo unida a fenomenos violentos. Las bombas atómicas producen rayos gamma en abundancia, y también nuestro sol y otras estrellas.

Al conjunto de todos estos tipos de luz se los conoce como el espectro electromagnético. Los astrónomos están interesados en todo este espectro porque las estrellas, galaxias... emiten luz de todos los tipos y ver estos objetos en todo el espectro permite saber más sobre cómo funcionan.

Telescopios de rayos gamma de muy alta energía

Pero no corremos peligro de que los rayos gamma que llegan del sol o de otras estrellas nos causen problemas sobre la superficie terrestre, porque son absorbidos en la atmósfera. Cómo? Chocan con núcleos del aire (oxígeno o nitrógeno) y desaparecen. Por esta razón los detectores que usan los astrónomos para ver esta luz tienen que estar por encima de la atmósfera: se suben en satélites.

Sin embargo a los fotones de más alta energía de entre los fotones gamma les sucede algo curioso. Tienen tanta energía que al entrar en la atmósfera, producen otras partículas. Y estas partículas secundarias producen aún más partículas. Qué son estas partículas? Electrones en su mayor parte (como los que corren por un cable cuando hay una corriente eléctrica) y otras partículas parecidas a los electrones llamadas muones, piones, etc. Estas partículas forman una gran nube que baja a través de la atmósfera a una velocidad muy alta, prácticamente la de la luz. A velocidades tan altas, estas partículas emiten luz azul, violeta y ultravioleta (por un proceso que se llama "radiación Cherenkov"). Todo sucede muy rápidamente: el fotón gamma entra en la atmósfera, genera esta nube de partículas y la nube produce luz en unas mil-millonésimas de segundo. Desde el suelo alguien que mirara en esa dirección sólo vería un rapidísimo destello azul.

Muchos de estos destellos son tan tenues que se nos escapan. Además gran parte de la luz es ultravioleta y nuestros ojos no pueden verla. Para captar los destellos con mayor eficiencia, construimos grandes telescopios (como ojos inmensos) que además son sensibles a la luz ultravioleta.

Estos rayos gamma que llegan a producir nubes de partículas y destellos de luz se suelen llamar "rayos gamma de muy alta energía". Los telescopios que ven estos destellos de luz Cherenkov se llaman telescopios de Cherenkov. Hay un puñado de ellos en el mundo: en Crimea, EEUU, España, Australia, Francia...

El universo violento

Hasta los años sesenta o setenta, teníamos la visión general de un universo apacible. Las estrellas no cambiaban o lo hacían en escalas de tiempo de millones o miles de millones de años. Esta visión cambió conforme se fueron introduciendo en la astronomía detectores de nuevos tipos de luz. Los detectores de radio (radioantenas) descubrieron la llamada "radiación de fonde", el eco de la Gran Explosión en la que se creó nuestro universo. También detectaron los rápidos impulsos de los púlsares, estrellas de neutrones en rápida rotación sobre sí mismas. Y los detectores de X o de gamma descubrieron que allá fuera hay tremendas explosiones de estrellas y galaxias cuya intensidad hasta ahora nos había pasado desapercibida. Muchos de los fenómenos que se ven en luz gamma son violentos y extremadamente variables. Algunas de las fuentes más intensas pueden salir de la nada, durar minutos, horas o días y volver a desaparecer completamente.

Hemos descubierto que hay constantes explosiones de rayos gamma que duran segundos o minutos y luego se desvanecen para siempre. Son los llamados "estallidos de rayos gamma" (GRBs en inglés). En general constitutyen aún un misterio, pero es probable que estén asociados a tremendas explosiones de estrellas que pueden producirse en cualquier parte del universo.

También sorprendentemente variables son los núcleos activos de galaxias. Mientras la mayor parte de las galaxias, como la nuestra, permanecen relativamente tranquilas, algunas tienen núcleos, centros, que experimentan constantes explosiones. Inmensas cantidades de masa (equivalentes a muchos soles) son lanzadas desde el núcleo en forma de chorros. Estos chorros de materia emiten rayos X o gamma con intensidades inmensas. En luz gamma, vemos un objeto cuya intensidad crece rápidamente hasta superar todo el resto de los objetos del cielo por unas horas o días. Los telescopios de Cherenkov han detectado un puñado de estos núcleos activos en los que la actividad empezaba inesperadamente, duraba unas cuantas horas y luego se desvanecía por completo. El cielo visto en esta luz es un cielo extremadamente cambiante.

                                                    La nebulosa del Cangrejo, el más famoso resto de SN.

Sólo algunos objetos en nuestra galaxia pueden generar rayos gamma de muy alta energía. Son generalmente restos de supernovas. Los restos de supernova son nubes de gas que han sido expulsados por la explosión de la estrella y se alejan rápidamente de ella en todas direcciones. Forman así un casquete de gas esférico. Al cabo de unos miles de años de fuga por el espacio, esta nebulosa de gas gasta toda la energía que le queda en emitir rayos gamma.

Las rayos gammas pueden también proceder de púlsares, las estrellas de neutrones en rápida rotación que se producen después de la supernova. Son lo que queda de la estrella que dio lugar a la supernova, ahora contraída en un objeto esférico de unos miles de kilómetros de diámetro (del taman~o de nuestro planeta). Esta estrella gira muy rápidamente en torno a sí misma: del orden de unas diez o cien veces por segundo y genera un poderoso campo magnético. Es como un imán en rápida rotación. En el campo magnético pueden acelerarse electrones o núcleos cargados que luego pueden emitir rayos gamma de muy alta energía.

MAGIC, la nueva generación de telescopios de Cherenkov

Hemos conocido todos estos fenómenos sólo gracias a los detectores que ven las nuevas formas de luz. Conforme estos detectores mejoran y crecen en tamaño, vemos objetos más y más pequeños siempre en mayor y mayor número. Al crecer los telescopios en tamaño, recogen más luz y detectan objetos más débiles. Algo como lo que le sucedió a Galileo cuando construyó su primer telescopio y lo apuntó a las estrellas y a los planetas. Vió que la Vía Láctea no era sólo un mancha de luz blanca sino un miriada de estrellas muy débiles que no podía ver con el ojo desnudo. Que Marte no era como una estrella un simple punto de luz, sino un círculo rojo, que Júpiter tenía bandas y satélites o que Saturno tenía anillos.

Esperaríamos por tanto hacer nuevos descubrimientos en el cielo de luz gamma de muy alta energía si construyéramos telescopios más grandes que recogieran más luz. Y eso es lo que se propone MAGIC, un nuevo telescopio que tendrá un espejo 3 veces más grande que el más grande de los telescopios actualmente en funcionamiento.

MAGIC no es sólo gigantesco (espejo de 17 metros de diámetro), sino que reúne una serie de importantes mejoras e innovaciones técnicas respecto a la primera generación de telescopios de Cherenkov. La cámara, o sea, el detector donde enfocan la luz los espejos, será mucho más eficiente y más precisa. La montura será extremadamente ligera, para poder moverse con rapidez cuando se dé la alerta de la explosión de algun objeto rápidamente variable. Los espejos serán altamente reflectantes pero también muy ligeros. Los cables que van de la cámara a la electrónica central estarán hechos no de hilo de cobre sino de fibra óptica para reducir el peso y mejorar el transporte de la señal. La electrónica en sí misma será extremadamente rápida... Toda una serie de nuevas ideas que pretenden convertir a MAGIC en el mejor de los telescopios de Cherenkov del mundo.

MAGIC ha sido contruido en el observatorio del Roque de los Muchachos en la isla canaria de La Palma (España) El observatorio pertenece al Instituto Astrofísico de Canarias y ya reúne un gran número de grandes telescopios ópticos (a los que se unirá en los próximos años el gigante de 10 metros de diámetro llamado GranTeCán). Una colaboración de instituciones de diversos países (España, Alemania, Italia, etc) ha colaborado para diseñar y construir este telescopio.