Año 23 Número 89 – Junio 2025

Por Lucas Pasquevich

A principios del siglo XX los físicos se preguntaban por qué un electroscopio, instrumento que mide la cantidad de partículas cargadas en el aire, registraba actividad incluso cuando era aislado en el laboratorio sin una fuente aparente de radiación. Se teorizaba que esta “radiación ionizante”, como la denominaban en la época, que activaba el electroscopio debía provenir desde el interior de la Tierra.

En 1912 el científico Austriaco Victor Hess realizó un experimento fundamental para comprobar esta teoría. Equipado con un electroscopio, ascendió en un globo aerostático hasta los 5.000 metros de altura con el objetivo de medir la intensidad de la radiación a distintas altitudes. Para sorpresa de la mayoría de científicos de la época, observó que a medida que ganaba altura, aumentaba la cantidad de ionización detectada. Concluyó así que las partículas responsables de esta radiación no provenían de la Tierra, sino del espacio.

Víctor Hess a punto de partir en globo aerostático para medir la intensidad de la “radiación ionizante” a medida que se alejaba de la Tierra. Créditos: Bill Breisky.

Esas partículas cargadas que estudió Hess son lo que hoy conocemos como Rayos Cósmicos. Se tratan principalmente protones relativistas, partículas subatómicas con velocidades cercanas a la de la luz, acelerados en fuentes astrofísicas que arriban a la Tierra. Estas partículas pueden llegar a energías extremadamente altas, las cuales van desde 10⁹ hasta los 10²¹ electronvoltios (eV), decenas de millones de veces más energéticas de lo que somos capaces de acelerarlas en el acelerador de partículas más grande del mundo, el Gran Colisionador de Hadrones (LHC), que llega a acelerar protones hasta 10¹³ eV. 

Surge naturalmente la pregunta: ¿De dónde provienen los Rayos Cósmicos?

Durante muchas décadas se teorizaba que las supernovas podrían ser las responsables de acelerar partículas hasta alcanzar estas energías extremas [1]. 

Las supernovas son eventos cataclísmicos que se producen al final de la vida de una estrella muy masiva. Las estrellas tienen una forma aproximadamente esférica, la cual surge del equilibrio entre la gravedad (que tiende a colapsar la estrella hacia su centro) y la presión generada por las reacciones nucleares en su interior (la cual empuja hacia afuera el material de la estrella). Gracias al equilibrio de estas dos fuerzas, la estrella mantiene su estructura siempre que tenga combustible para accionar las reacciones nucleares, las cuales al principio fusionan átomos de hidrógeno en helio, generando radiación en el proceso. Sin embargo, luego de millones de años, la estrella va agotando el hidrógeno que utiliza como combustible en su interior, comenzando la etapa final de su vida. La estrella comienza a colapsar violentamente por la gravedad, ya que no hay reacciones nucleares que la contrarresten. Este colapso genera un aumento dramático de la presión y la temperatura en su interior, logrando reactivar las reacciones nucleares, utilizando ahora helio como combustible y produciendo radiación y elementos químicos más pesados. Este proceso se repite varias veces hasta que la estrella tiene un núcleo de hierro, ya que no es eficiente la fusión de hierro para generar energía, y por ningún medio puede generar nuevas reacciones nucleares. Inevitablemente, la gravedad comprime a la estrella hasta densidades increíblemente altas y finalmente, la estrella implosiona.

Esta implosión genera una cantidad gigantesca de energía, siendo uno de los eventos más violentos en el universo. Expulsa las capas exteriores de la estrella y genera una potente onda de choque, o shock, que viaja hacia el exterior. Es en este frente de choque donde se aceleran partículas hasta velocidades relativistas.

Cassiopeia A es un remanente de supernova ubicado a 11.000 años luz de la Tierra. Imagen compuesta en falso color sintetizada a partir de observaciones recopiladas en diferentes regiones espectrales (infrarrojo, óptico y rayos X) por tres observatorios espaciales. Créditos: X-ray: NASA/CXC/SAO, NASA/JPL/Caltech/NuStar; Optical: NASA/STScI/HST; IR: NASA/STScI/JWST, NASA/JPL/CalTech/SST; Image Processing: NASA/CXC/SAO/J. Schmidt, N. Wolk, and K. Arcand.

Sin embargo, tanto modelos teóricos y observaciones posteriores muestran que los remanentes de supernova por sí solos, solo pueden acelerar partículas hasta energías del orden de 10¹⁴ eV, por debajo de la llamada “rodilla” del espectro de Rayos Cósmicos (~10¹⁵ eV). Esta región plantea un límite natural a las energías alcanzables por fuentes que se encuentran en la galaxia. Por ello, se ha explorado la posibilidad de que algunas supernovas excepcionales actúen como PeVatrons, es decir, fuentes capaces de acelerar protones hasta energías del orden del PeV (10¹⁵ eV).

Un reciente estudio investigó las condiciones ideales para que una supernova pueda emitir Rayos Cósmicos por encima de unos pocos PeV, siendo clasificada como PeVatron. Los autores propusieron que, para aprovechar al máximo la energía liberada por la onda de choque, debe existir una estructura de materia densa alrededor de la estrella. Esta materia actúa como un medio que, al ser barrido por el shock, genera turbulencia y amplificación del campo magnético, lo que favorece una aceleración más eficiente de partículas. 

Para obtener estas nubes de materia alrededor, consideraron el caso de estrellas denominadas Variables Azules Luminosas (o LBV), son estrellas supergigantes extremadamente luminosas, hasta varios millones de veces más que el Sol y muy inestables. Sufren cambios en su temperatura, brillo y tamaño en tan solo unos pocos años, logrando expandirse hasta diez veces su tamaño original en muy poco tiempo. En consecuencia, las estrellas LBV experimentan episodios intensos de pérdida de masa en forma de poderosos vientos, llegando a expulsar el equivalente de un Sol en apenas unos años. Este proceso crea una serie de capas densas de gas circunestelar, que rodean a la estrella y ofrecen un medio ideal para interactuar con el shock de la supernova. Sin embargo, se estima que solamente el 5% de las supernovas que se producen son en estrellas LBV.

Imagen compuesta de Eta Carinae. Es un sistema binario (dos estrellas que orbitan entre sí) donde una de ellas es una de las estrellas LBV más estudiadas, la cual posee una masa original entre 150-250 masas del sol. Se estima que ya expulsó, a través de violentas eyecciones, 30 veces la masa del sol que quedaron con una estructura de capas densas alrededor del sistema. Créditos: X-ray: NASA/CXC; Ultraviolet/Optical: NASA/STScI; Combined Image: NASA/ESA/N. Smith (University of Arizona), J. Morse (BoldlyGo Institute) and A. Pagan.

Las partículas se aceleran en una región del espacio donde actúa la onda de choque generada por la explosión de la supernova. Esta onda funciona como un catalizador, creando una discontinuidad en el medio que permite acelerar los protones. Cuando estas partículas atraviesan repetidamente el frente de choque, interactúan con irregularidades del campo magnético que actúan como espejos, que las hacen rebotar de un lado al otro. En cada cruce y rebote, los protones ganan energía, en un proceso conocido como aceleración difusiva por choque. Además, a medida que se acumulan más partículas aceleradas, estas intensifican la turbulencia del medio, amplificando el campo magnético circundante, lo cual mejora aún más la eficiencia del proceso de aceleración.

El estudio encontró que si la supernova interactúa con esta estructura densa, dentro de los primeros 140 días después de la explosión, la aceleración de partículas (Rayos Cósmicos) se potencia significativamente. Esto ocurre por tres razones fundamentales:

Ralentización del frente de choque: al encontrarse con un medio más denso, la onda de choque se frena, permitiendo que las partículas permanezcan más tiempo en la región de aceleración. Esto favorece el crecimiento de turbulencia, y en consecuencia es más eficiente la aceleración, y los protones tienen más tiempo para acelerarse.

Shocks reflejados: parte de la energía del choque rebota hacia el interior. Si estos shocks reflejados vuelven a encontrarse con material denso, pueden rebotar nuevamente hacia adelante, alcanzando y acelerando brevemente el frente de choque principal, incrementando la eficiencia del proceso.

Amplificación del campo magnético: el incremento en la cantidad de Rayos Cósmicos energéticos que se mueven a través del frente de choque generando turbulencias, junto con la interacción con el material denso, genera campos magnéticos hasta cien veces más intensos que en escenarios sin estas capas. A mayor campo magnético, mayor eficiencia para acelerar partículas a altas energías.

Los autores concluyen que, si la supernova se produce en un entorno con una capa de material equivalente a unas dos masas solares, es posible acelerar protones hasta varios PeV en un plazo de unos 140 días posteriores a la explosión. Este hallazgo sugiere que, aunque solo alrededor del 5% de las supernovas se originan en estrellas LBV, podrían ser responsables de una fracción de los Rayos Cósmicos por encima de la rodilla del espectro de Rayos Cósmicos que llegan a la Tierra.

Referencias

1. Baade, W. & Zwicky, F. (1934). Proceedings of the National Academy of Science, 20, 259.
2. Brose, Robert, Sushch, Iurii & Mackey, Jonathan. (2025)How to turn a Supernova into a PeVatron. https://arxiv.org/abs/2504.20601

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