Rayos cósmicos galácticos y remanentes de supernovas

Los rayos cósmicos con energías por debajo de 1015-1018 que están siendo detectados de forma continuada en la Tierra proceden de fuentes en nuestra Galaxia. Esto se deduce del hecho que el Sol, y por tanto, todas las estrellas similares al Sol solo aceleran de forma esporádica partículas que pueden ser detectadas en la Tierra, mientras que los Rayos Cósmicos de mayor energía que el límite superior al anteriormente expuesto, no estarían confinados en nuestra galaxia. La medida de la abundancia de los diferentes elementos en la población de los rayos cósmicos en la Tierra, también apoyan la idea del un origen galáctico. Las posibles regiones de aceleración son supernovas y sus remanentes, las cuales producen poderosas ondas de choque.

No es fácil identificar la región de donde proceden los rayos cósmicos, debido a que las partículas cargadas no se propagan en linea recta. Nosotros localizamos estrellas porque su luz procede de una dirección determinada en el cielo. Sabemos que los rayos cósmicos de energías hasta 1010 eV (10 GeV) pueden llegar ocasionalmente desde el Sol, viajando a lo largo del campo magnético interplanetario. Pero el flujo continuo de rayos cósmicos de energías hasta 1019 eV alcanza la Tierra desde cualquier dirección. Esto es debido a que las partículas cargadas viajan a lo largo de campos magnéticos turbulentos presentes en nuestra Galaxia. Como consecuencia de esto, los rayos cósmicos son dispersados, como moléculas en un gas caliente, y su dirección original es completamente perdida para cualquier partícula energética susceptible de ser medida por un monitor de neutrones.

Dadas las modestas energías de las partículas más energéticas producidas por el el Sol cuando las comparamos con los más de 1020 eV de los rayos cósmicos más energéticos, queda claro que la mayoría de los rayos cósmicos no pueden ser acelerados en estrellas similares al Sol. Algunas condiciones especiales, sucesos donde gran cantidad de energía sea liberada, deben estar en el origen de los rayos cósmicos de alta energía.

En esta página nos limitamos a las energías que pueden ser observadas en un monitor de neutrones a nivel del suelo, y discutimos los rayos cósmicos galácticos. Los rayos cósmicos galácticos pueden tener energías mucho mayores que las observables por monitores de neutrones. Actualmente se piensa que protones por debajo de 1015 eV vienen de nuestra Galaxia, como iones por debajo de energías unas 1000 veces superiores.

Los rayos cósmicos de energías mayores son una materia extremadamente interesante que está siendo investigada por nuevos instrumentos muy poderosos. Puede encontrar más información, por ejemplo, en las páginas web de las cooperaciones Auger y el telescopio TAL.

¿Dónde se aceleran los rayos cósmicos?

Ya hemos dicho que se han observado partículas solares aceleradas hasta 10 GeV, pero solo de forma esporádica. El impacto de rayos cósmicos sobre la Tierra es, por el contrario, constante. Por lo tanto, la mayoría de los rayos cómicos no pueden proceder del Sol o de estrellas similares al Sol.

Evidencias a partir de la abundancia de elementos sencillos

Otra razón para pensar que la mayoría de los rayos cósmicos llegan hasta nosotros después de recorrer grandes distancias esta relacionada con la abundancia de los diferentes elementos químicos en los rayos cósmicos.

Esta figura http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l2/cosmic_rays.html compara las abundancias en los rayos cósmicos medidas por satélites en la vecindad de la Tierra (linea azul) con el promedio de las abundancias de los elementos en el sistema solar (barras rojas). El eje horizontal da el número de protones en el núcleo, y los símbolos de los correspondientes elementos químicos están anotados en la parte alta del diagrama. Las abundancias son expresadas con respecto a la abundancia del Si, por cada núcleo de Si (14 protones) hay más de un millón de núcleos de H (1 protón) y 100 de Fe (26 protones)

Para la mayoría de los elementos su abundancia relativa en los rayos cósmicos y en el sistema solar son similares. Esto no quiere decir que los rayos cósmicos procedan del sistema solar, porque las abundancias en el sistema solar son similares a las abundancia en cualquier parte de nuestra Galaxia o en cualquier otra. Pero hay también diferencias: los núcleos de hidrógeno (H) y helio (He) son menos abundantes en los rayos cósmicos que en el sistema solar, lo cual puede ser una consecuencia de los procesos de aceleración. Dos grupos de elementos son relativamente mucho más abundantes en los rayos cósmicos que en el resto del Universo: los núcleos ligeros de litio (Li), berilio (Be) y boro (B) los cuales contienen de 3 a 5 protones y los elementos pesados de 21 a 25 protones (escandio Sc, titanio Ti, vanadio V, cromo Cr, manganeso Mn).

¿Por qué son estas partículas más abundantes en los rayos cósmicos que en el resto del Universo? Hay que destacar que para ambos grupos existen elementos abundantes que son ligeramente más pesados: C, N, O para el grupo de los elementos ligeros, Fe y otros para el grupo de los elementos pesados. Esto sugiere una explicación para las sobreabundancias en los rayos cósmicos: el conjunto de los Li-B y Sc-Mn que forman parte de los rayos cósmicos no forman parte de la población inicialmente aceleradas sino que son creados a partir de colisiones entre los elementos inicialmente acelerados y las partículas que integran el ambiente en el medio interestelar. Las colisiones destruyen los núcleos más pesados y crean restos energéticos -las especies sobreabundantes de los rayos cósmicos. Esta interpretación requiere por el contrario que los rayos cósmicos han tenido que atravesar una cantidad mínima de materia en su camino desde sus fuentes hasta nosotros, y podemos deducir su edad y distancia recorrida: la distancia recorrida no es la misma para cada especie que forman los rayos cósmicos, pero en promedio se deduce que esta distancia debe ser mayor que nuestra Galaxia. Llegando a la conclusión que los rayos cósmicos siguen una trayectoria compleja a través de los turbulentos campos magnéticos, este resultado es consistente con un origen de los protones de los rayos cósmicos de hasta 1015 eV e iones de hasta 1018 eV en nuestra Galaxia.

Supernovas y ondas de choque

Por tanto, debemos buscar fenómenos violentos en nuestra Galaxia para identificar las fuentes de rayos cósmicos. Dentro de nuestra Galaxia, un caso extremo de emisión energía es una supernova: el colapso de una estrella masiva al final de su vida, cuando ya no puede mantener por más tiempo el equilibrio y la producción de energía nuclear en en su interior. Cuando el núcleo de la estrella implosiona, sus capas más externas, que contienen varias masas solares, son expelidas a enormes velocidades dentro del espacio interestelar. Como un avión supersónico en la atmósfera terrestre este movimiento violento de materia genera una onda de choque. En un medio ionizado, estas ondas de choque pueden ser un eficiente acelerador de partículas cargadas. Las ondas de choque de las supernovas tienen velocidades iniciales de varios miles de km/s, decelerando después de unas decenas de miles de años.

Hoy en día, podemos observar remanentes de supernovas que explotaron en un más o menos distante pasado. Un ejemplo es el remanente de una supernova aparecida en 1006, la cual fue muy brillante durante unas pocas semanas y apareció para los observadores como una "nueva" estrella. En el lugar de aparición de esa nueva estrella, podemos observar hoy en día una nebulosa aproximadamente esférica, representada en la figura superior por las dos imágenes en escala de grises (escala inversa de color: sombreados indican una emisión más intensa). Las observaciones fueron hechas a radio frecuencias (843 MHz) y rayos X (ver http://w0.sao.ru/cats/~satr/SNR/snr_map.html)

La remanente de una supernova aparece con una estructura de concha que muestra gas calentado (rayos X) y electrones de gran energía (ondas de radio y rayos X) alrededor de la onda de choque que se propaga por el medio interestelar. La imagen en color de la derecha muestra una combinación de mapas más recientes del objeto combinando observaciones en rayos X del telescopio Chandra (azul), con diferentes imágenes ópticas (amarillo, naranja, azul claro) y una imagen de radio (rojo). Reproducida desde http://chandra.harvard.edu/photo/2008/sn1006c/

¿Qué nos dice esta imagen sobre la energía de las partículas cargadas? A partir de las observaciones a diferentes frecuencias sabemos que la radio emisión y parte de los rayos X son radiación sincrotrón. La radiación sincrotrón procede de electrones o positrones de muy alta energía girando alrededor de líneas de campo magnético. La frecuencia de esta radiación es mayor cuanto mayor es la energía de la partícula. A partir de nuestro conocimiento sobre el mecanismo de radiación de sincrotrón y de los campos magnéticos interestelares deducimos que los electrones que emiten ondas de radio a 843 MHz tienen energías de unos pocos GeV (109 eV). Los rayos X son ondas electromagnéticas de frecuencias mucho mayores que la emisión de radio. Por lo que las energías de los electrones y positrones emisores deben ser mucho mayores que las de aquellos que generan las ondas de radio.La emisión en rayos X revela electrones con energías de hasta 1014 eV.

Por lo tanto, las remanencias de una supernova son claramente fuentes de electrones de alta energía en la población de rayos cósmicos. Pero qué ocurre con los protones y núcleos? Por desgracia disponemos de muy pocas evidencias en la radiación electromagnética de ellos. Los protones y los núcleos emiten algo de radiación a través de interacciones nucleares. La huella más fiable de ellos son los rayos gamma resultantes de la desintegración de piones neutros. Los piones neutros son partículas inestables. Se producen cuando un protón de alta energía colisiona con otro protón o con un núcleo en el medio interestelar. Los piones se desintegran inmediatamente en rayos gamma con un rango de energías rondando los 67 MeV, si se miden cuando el pión está en reposo. Si este pión se mueve a alta velocidad, se pueden observar emisiones a energía mucho más altas, llegando incluso a los TeV (1012 eV).

Pero estas emisiones, de existir, se encuentran escondidas dentro de otros tipos de radiación procedente de electrones energéticos. El telescopio matricial HESS en Namibia HESS ha observado emisiones niveles muy altos de energía de rayos gamma (por encima de 100 GeV), que se atribuyen a rayos cósmicos de protones y núcleos. La identificación de rayos gamma procedentes de la desintegración de piones constituye un nuevo proyecto para el nuevo telescopio FERMI FERMI.

Aceleración de partículas en las ondas de choque

Una onda de choque actúa sobre una partícula cargada como una raqueta sobre una pelota: si el jugador golpea la pelota con un rápido movimiento hacia adelante con la raqueta, la bola será reflejada a una gran velocidad, mayor que la que tenía originalmente. La bola ha sido acelerada.

En una onda de choque de un gas ionizado y magnetizado, la partícula se refleja porque el campo magnético está comprimido e intensificado por detrás de dicha onda. La reflexión que se produce es similar a la de la reflexión en la magnetosfera de la Tierra, lo que impide a las partículas de baja energía penetrar en la atmósfera. En el caso de la magnetosfera, la partícula cargada se encuentra con un objeto que está prácticamente en reposo. La partícula se refleja con la misma velocidad con la que incidió en la magnetosfera, de la misma forma que si el jugador de tenis no hubiera movido la raqueta cuando golpeo la bola. Pero la onda de choque no es estática. Se desplaza alejándose de la estrella donde se originó, internándose en el medio interestelar. Después de la reflexión provocada por esta onda viajera, la partícula tiene mucha más energía. Por lo tanto la partícula cargada ha sido acelerada por una onda de choque de una supernova. Un encuentro único no aumenta mucho la energía, pero cuando la partícula se encuentra con varias ondas de choque, o varias veces con la misma, entonces puede llegar a acelerarse hasta energías considerables. Así es como se cree actualmente que los protones y los núcleos son acelerados hasta energías de 1015-1018 eV, la rodilla (knee) del espectro de los rayos cósmicos.

El límite de energía al que una partícula puede ser acelerada depende del tiempo y de la capacidad del medio para reflejar las partículas de regreso a la onda de choque, de forma que éstas adquieran un suplemento adicional de energía. Las ondas de choque de las supernovas evolucionan: se mantienen fuertes durante un cierto tiempo, pero van perdiendo energía de forma gradual a medida que se propagan en el ambiente interestelar y aceleran partículas. Es por esto que los investigadores creen que los rayos cósmicos de protones con energía por encima de 1015 eV e iones por encima 1018 eV necesitaron un acelerador mucho más potente que no se encuentra en nuestra Galaxia.

Ver también http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/features/topics/snr_group/cosmic_rays.html