A principios del siglo XX los f\u00edsicos se preguntaban por qu\u00e9 un electroscopio, instrumento que mide la cantidad de part\u00edculas cargadas en el aire, registraba actividad incluso cuando era aislado en el laboratorio sin una fuente aparente de radiaci\u00f3n. Se teorizaba que esta \u201cradiaci\u00f3n ionizante\u201d, como la denominaban en la \u00e9poca, que activaba el electroscopio deb\u00eda provenir desde el interior de la Tierra.<\/p>\n\n\n\n
En 1912 el cient\u00edfico austriaco Victor Hess realiz\u00f3 un experimento fundamental para comprobar esta teor\u00eda. Equipado con un electroscopio, ascendi\u00f3 en un globo aerost\u00e1tico hasta los 5.000 metros de altura con el objetivo de medir la intensidad de la radiaci\u00f3n a distintas altitudes. Para sorpresa de la mayor\u00eda de cient\u00edficos de la \u00e9poca, observ\u00f3 que a medida que ganaba altura, aumentaba la cantidad de ionizaci\u00f3n detectada. Concluy\u00f3 as\u00ed que las part\u00edculas responsables de esta radiaci\u00f3n no proven\u00edan de la Tierra, sino del espacio. V\u00edctor Hess a punto de partir en globo aerost\u00e1tico para medir la intensidad de la \u201cradiaci\u00f3n ionizante\u201d a medida que se alejaba de la Tierra. Cr\u00e9ditos: Bill Breisky.<\/p>\n\n\n\n Esas part\u00edculas cargadas que estudi\u00f3 Hess son lo que hoy conocemos como rayos c\u00f3smicos. Se trata principalmente de protones relativistas, part\u00edculas subat\u00f3micas con velocidades cercanas a la de la luz, acelerados en fuentes astrof\u00edsicas que arriban a la Tierra. Estas part\u00edculas pueden llegar a energ\u00edas extremadamente altas, las cuales van desde 109<\/sup> hasta los 1021<\/sup> electronvoltios (eV), decenas de millones de veces m\u00e1s energ\u00e9ticas de lo que somos capaces de acelerarlas en el acelerador de part\u00edculas m\u00e1s grande del mundo, el Gran Colisionador de Hadrones (LHC), que llega a acelerar protones hasta 1013<\/sup> eV. <\/p>\n\n\n\n Surge naturalmente la pregunta: \u00bfDe d\u00f3nde provienen los rayos c\u00f3smicos?<\/p>\n\n\n\n Durante muchas d\u00e9cadas se teorizaba que las supernovas<\/em> podr\u00edan ser las responsables de acelerar part\u00edculas hasta alcanzar estas energ\u00edas extremas [1]. <\/p>\n\n\n\n Las supernovas son eventos catacl\u00edsmicos que se producen al final de la vida de una estrella muy masiva. Las estrellas tienen una forma aproximadamente esf\u00e9rica, la cual surge del equilibrio entre la gravedad (que tiende a colapsar la estrella hacia su centro) y la presi\u00f3n 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 \u00e1tomos de hidr\u00f3geno en helio, generando radiaci\u00f3n en el proceso. Sin embargo, luego de millones de a\u00f1os, la estrella va agotando el hidr\u00f3geno 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 dram\u00e1tico de la presi\u00f3n y la temperatura en su interior, logrando reactivar las reacciones nucleares, utilizando ahora helio como combustible y produciendo radiaci\u00f3n y elementos qu\u00edmicos m\u00e1s pesados. Este proceso se repite varias veces hasta que la estrella tiene un n\u00facleo de hierro, ya que no es eficiente la fusi\u00f3n de hierro para generar energ\u00eda, y por ning\u00fan medio puede generar nuevas reacciones nucleares. Inevitablemente, la gravedad comprime a la estrella hasta densidades incre\u00edblemente altas y finalmente, la estrella implosiona.<\/p>\n\n\n\n Esta implosi\u00f3n genera una cantidad gigantesca de energ\u00eda, siendo uno de los eventos m\u00e1s violentos en el universo. Expulsa las capas exteriores de la estrella y genera una potente onda de choque, o shock<\/em>, que viaja hacia el exterior. Es en este frente de choque donde se aceleran part\u00edculas hasta velocidades relativistas. Cassiopeia A es un remanente de supernova ubicado a 11.000 a\u00f1os luz de la Tierra. Imagen compuesta en falso color sintetizada a partir de observaciones recopiladas en diferentes regiones espectrales (infrarrojo, \u00f3ptico y rayos X) por tres observatorios espaciales. Cr\u00e9ditos: 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 te\u00f3ricos y observaciones posteriores muestran que los remanentes de supernova por s\u00ed solos, solo pueden acelerar part\u00edculas hasta energ\u00edas del orden de 1014<\/sup> eV, por debajo de la llamada \u201crodilla\u201d del espectro de rayos c\u00f3smicos (~10\u00b9\u2075 eV). Esta regi\u00f3n plantea un l\u00edmite natural a las energ\u00edas alcanzables por fuentes que se encuentran en la galaxia. Por ello, se ha explorado la posibilidad de que algunas supernovas excepcionales act\u00faen como PeVatrons<\/em>, es decir, fuentes capaces de acelerar protones hasta energ\u00edas del orden del PeV (10\u00b9\u2075 eV). Un reciente estudio investig\u00f3 las condiciones ideales para que una supernova pueda emitir rayos c\u00f3smicos por encima de unos pocos PeV, siendo clasificada como PeVatron. Los autores propusieron que, para aprovechar al m\u00e1ximo la energ\u00eda liberada por la onda de choque, debe existir una estructura <\/strong>de materia densa alrededor de la estrella. Esta materia act\u00faa como un medio que, al ser barrido por el choque, genera turbulencia y amplificaci\u00f3n del campo magn\u00e9tico, lo que favorece una aceleraci\u00f3n m\u00e1s eficiente de part\u00edculas. <\/p>\n\n\n\n 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 m\u00e1s que el Sol y muy inestables. Sufren cambios en su temperatura, brillo y tama\u00f1o en tan solo unos pocos a\u00f1os, logrando expandirse hasta diez veces su tama\u00f1o original en muy poco tiempo. En consecuencia, las estrellas LBV experimentan episodios intensos de p\u00e9rdida de masa en forma de poderosos vientos, llegando a expulsar el equivalente de un Sol en apenas unos a\u00f1os. Este proceso crea una serie de capas <\/strong>densas de gas circumestelar, que rodean a la estrella y ofrecen un medio ideal para interactuar con el choque de la supernova. Sin embargo, se estima que solamente el 5% de las supernovas que se producen son en estrellas LBV.<\/p>\n\n\n\n Imagen compuesta de Eta Carinae. Es un sistema binario (dos estrellas que orbitan entre s\u00ed) donde una de ellas es una de las estrellas LBV m\u00e1s estudiadas, la cual posee una masa original entre 150-250 masas del sol. Se estima que ya expuls\u00f3, a trav\u00e9s de violentas eyecciones, 30 veces la masa del sol que quedaron con una estructura de capas densas alrededor del sistema. Cr\u00e9ditos: X-ray: NASA\/CXC; Ultraviolet\/Optical: NASA\/STScI; Combined Image: NASA\/ESA\/N. Smith (University of Arizona), J. Morse (BoldlyGo Institute) and A. Pagan. <\/p>\n\n\n\n Las part\u00edculas se aceleran en una regi\u00f3n del espacio donde act\u00faa la onda de choque generada por la explosi\u00f3n de la supernova. Esta onda funciona como un catalizador, creando una discontinuidad en el medio que permite acelerar los protones. Cuando estas part\u00edculas atraviesan repetidamente el frente de choque, interact\u00faan con irregularidades del campo magn\u00e9tico que act\u00faan como espejos, que las hacen rebotar de un lado al otro. En cada cruce y rebote, los protones ganan energ\u00eda, en un proceso conocido como aceleraci\u00f3n difusiva por choque. Adem\u00e1s, a medida que se acumulan m\u00e1s part\u00edculas aceleradas, estas intensifican la turbulencia del medio, amplificando el campo magn\u00e9tico circundante, lo cual mejora a\u00fan m\u00e1s la eficiencia del proceso de aceleraci\u00f3n. El estudio encontr\u00f3 que si la supernova interact\u00faa con esta estructura densa, dentro de los primeros 140 d\u00edas despu\u00e9s de la explosi\u00f3n, la aceleraci\u00f3n de part\u00edculas (rayos c\u00f3smicos) se potencia significativamente. Esto ocurre por tres razones fundamentales:<\/p>\n\n\n\n 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 d\u00edas posteriores a la explosi\u00f3n. Este hallazgo sugiere que, aunque solo alrededor del 5% de las supernovas se originan en estrellas LBV, podr\u00edan ser responsables de una fracci\u00f3n de los rayos c\u00f3smicos por encima de la rodilla del espectro de rayos c\u00f3smicos que llegan a la Tierra.<\/p>\n\n\n
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Referencias<\/h4>\n\n\n\n
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