El cúmulo galáctico Fornax, desde Chandra
Phoenix, un tributo
lunes, 30 de noviembre de 2015
miércoles, 25 de noviembre de 2015
Estrellas furiosas
Tras el comienzo de la era espacial aquel 4 de octubre de 1957, la
astronomía se ha visto enriquecida con numerosos e inesperados descubrimientos.
Exóticos objetos como las estrellas de neutrones, púlsares, magnetares,
agujeros negros, quásares, la radiación cósmica de fondo, eran todos
desconocidos (o casi) antes de la colocación de los satélites artificiales. Sin
embargo, todo esto palidece ante el más sorpresivo y alucinante de ellos. Antes
de su primera detección, nadie imaginaba un cosmos tan violento y agresivo, y
probable iniciador de otros procesos cosmológicos. A pesar de ser relativamente
reciente, su investigación es de prioridad máxima. Pero, ¿cómo se descubrió?, y
¿qué avances se han hecho hasta ahora?
Como todo lo bueno, los mayores descubrimientos se hicieron por
casualidad. Para que tengáis trasfondo, bien podréis recurrir a los libros de
historia, o mejor, disponer de una máquina del tiempo. Ah, ¿qué ya tenéis una?
Bien. Fijad las coordenadas temporales hacia comienzos de la década de los años
1960, concretamente a finales de 1962, y poneos en marcha. Cuando lleguéis,
buscad un periódico, seguramente os encontraréis con los rescoldos de la crisis
de los misiles de Cuba, aquellos días de otoño que estuvieron a punto de
provocar un conflicto nuclear a escala planetaria, y uno de los sucesos clave
de la Guerra Fría. Como consecuencia de los hechos acaecidos en el Caribe, los
máximos dirigentes de las dos superpotencias (Kennedy en EE.UU. y Jruschev en
la URSS) decidieron tomar medidas acerca de la proliferación de armas
nucleares
así como restringir las pruebas de este tipo de potentes dispositivos bélicos.
El resultado fue una conferencia en la que se firmó el Tratado de Prohibición
de Pruebas Nucleares en octubre de 1963. Este tratado prohibía a todas las
naciones con capacidad nuclear realizar pruebas de este armamento, aunque hubo
varios países que se negaron a firmarlo (Francia entre ellos). A pesar de
entrar en vigencia, en el ejército estadounidense existían ciertas voces que declaraban
su total desconfianza hacia la Unión Soviética, de manera que aprovecharon un
programa que se encontraba en fase de desarrollo para vigilar desde el espacio
la ocurrencia de las explosiones nucleares.
En 1959 se inició un programa militar de bajo presupuesto llamado Vela, con el objetivo ya comentado. Este
desarrollo secreto consistía en lanzar una pareja de satélites con equipamiento detector de partículas
de alta energía (Rayos X, rayos gamma y neutrones) para
denunciar el hecho de una detonación nuclear. Los primeros satélites del
programa (Vela 1a y 1b) fueron lanzados el 17 de octubre de
1963, mientras que la tercera pareja fue situada en órbita en 1965. Situados en
órbitas elípticas fuera de lo más peligroso de los cinturones de Van Allen,
solo estaban diseñados para detectar las partículas energéticas emitidas por la
prueba cuando éstas ya estaban en el espacio. A estos seis satélites (la
generación Vela Hotel) se le unieron
los dos primeros de la segunda generación (los Advanced Vela) a comienzos de 1967. Y fue esta pareja, los Vela 4a y 4b, los que, el 2 de julio de 1967, a las 14:19 UTC (Tiempo
Universal Coordinado) detectaron en sus sensores un repentino y potentísimo
aumento en la energía de la radiación gamma. En un primer momento, los militares
empezaron a prepararse: algo así era indicativo seguro de que la Unión
Soviética se había saltado el tratado. Por un lado querían anunciarlo a sus
jefes para que estos denunciaran el hecho, pero por el otro la denuncia
provocaría que el mundo (y principalmente los dirigentes soviéticos) conocieran
que EE.UU. disponía en órbita un sistema de alerta nuclear secreto. Sin
embargo, el equipo científico que controlaba los datos de los satélites,
perteneciente al Laboratorio Científico Los Álamos, se dio cuenta de que la
firma de rayos gamma detectada por los dos satélites no coincidía con la
emitida en una explosión nuclear. Su origen era natural, y todavía más
sorprendente: cósmico. Por desgracia, al ser un programa secreto, esta
información quedó archivada, lejos de cualquier investigación. El baile, eso
sí, no había hecho más que comenzar.
Con el incremento de sensibilidad provocado por la utilización de
nuevas tecnologías y materiales, los satélites civiles científicos comenzaron
también a detectar estos repentinos flashes de rayos gamma. Entre los primeros
en detectarlos estaban los satélites de la NASA IMP 7 y OSO 7, y después, el primer observatorio
operativo de rayos gamma, el célebre SAS 2. Aunque el rango de medición de su
telescopio de rayos gamma estaba por encima de lo usual para un evento de rayos
gamma transitorio, su domo anticoincidencia resultó ser un detector natural
para estos flashes de energía. A pesar del poco tiempo que funcionó su
telescopio (del 20 de noviembre de 1972 al 8 de junio de 1973) el pequeño
observatorio registró tres eventos de flashes de rayos gamma: uno el 2 de marzo
y dos el 6 de junio de 1973. Lo notable fue que el segundo de estos eventos fue
registrado antes que ningún otro satélite por SAS 2, y posteriormente confirmado por los datos de IMP 7 y los satélites Vela. Lo mejor fue que casi al mismo
tiempo, el equipo científico del proyecto Vela,
empleando la información desclasificada que poseían redactaron un artículo que
se publicó en la revista especializada Astrophysical Journal bajo el título
“Estallidos de Rayos Gamma de Origen Cósmico”. Con ello, la fiebre estalló.
Este artículo hablaba de las decenas de (como lo denominaron)
estallidos de rayos gamma, o GRB’s, que se habían producido, y que habían sido
detectados por los sensores de los satélites Vela. Con el incremento en sensibilidad, cada vez iban apareciendo
más y más, pero existía un problema. Estos GRB’s resultaban tan de corta vida
que era prácticamente imposible saber de dónde procedían. La comunidad científica
se comenzó a reunir para comentar estos fenómenos, y la prioridad número uno
para estudiar los GRB’s fue localizarlos con cierto grado de exactitud. De esta
manera, se empezó a formar la llamada Red Interplanetaria.
Lo que se buscaba era situar diversos vehículos espaciales en
posiciones distintas del sistema solar para que cada parte de la red pudiera
detectar desde localizaciones diferentes el mismo GRB, y con ello, triangular
su posición. Formalizada en 1976, a partir de ese año varios satélites y sondas
espaciales empezaron a portar detectores de rayos gamma de baja energía,
especializados para la detección de eventos de corta duración.
Así, Helios 2, ISEE 3, Pioneer Venus Orbiter
estaban entre los primeros, aunque posiblemente lo más razonablemente exitoso
fue la combinación Venera 11 y 12 junto con el satélite terrestre de
observación solar Prognoz 7. Los tres
vehículos llevaban equipo idéntico (los detectores de rayos gamma KONUS
soviético y SIGNE-2 francés), de manera que se podría correlacionar los datos
de las tres plataformas en casi tiempo real. Las dos sondas a Venus realizaron
trayectorias de sobrevuelo y aprovecharon para soltar cada una un módulo de
aterrizaje sobre el nuboso planeta. De manera que antes y después del
sobrevuelo, el trabajo combinado de las tres naves espaciales proporcionó la
detección y catalogación de nada menos que 143 GRB’s entre septiembre de 1978 y
enero de 1980, confirmando su origen fuera de nuestra galaxia.
Los gigantes observatorios HEAO
también fueron en cierta medida capaces de detectar GRB’s. El primero de ellos,
HEAO 1 transportaba el instrumento
A-4, que disponía de capacidad de detectar la emisión de un GRB. De esta
manera, en los 18 meses de su misión, fue capaz de captar nada menos que 14 de
ellos sin ambigüedades entre el 16 de agosto de 1977 y el 27 de diciembre de
1978. También su hermanastro HEAO 3
fue capaz de registrar una buena cantidad. En su órbita heliocéntrica, Helios 2 detectó, en coordinación con
uno de los Vela, al menos 20 entre el
22 de marzo de 1976 y el verano de 1979. Todo dependía de la posición de cada
vehículo en el sistema solar, por lo que resultaba posible perder más de uno.
Pero se siguió confirmando su origen extragaláctico.
A partir de la información adquirida por la Red Interplanetaria, con
sus estimaciones brutas de localización, la comunidad científica intentó
encontrar, empleando tanto telescopios basados en tierra como observatorios
espaciales, algún contraparte del GRB en las longitudes de onda visible, infrarroja,
ultravioleta o rayos X, pero no encontraron ninguno. A consecuencia de ello, se
decidió ampliar la red de detección para conseguir estimaciones de posición más
exactas. En la década de 1980, dos de las tres partes de la red de la NASA
desaparecieron por diversas causas: Helios
2 dejó de transmitir a finales de 1979, y la sonda ISEE 3 (rebautizada ICE)
se dedicó a otros menesteres. El único que se mantenía en su sitio era Pioneer Venus Orbiter, y como solución
de transición la NASA decidió emplear como segundo detector al observatorio
solar Solar Maximum Mission y su
espectrómetro de rayos gamma. En preparación estaban dos proyectos que
proporcionarían una mejor determinación de la posición estimada de un GRB.
Por un lado, estaba el segundo de los grandes observatorios, GRO, por el otro, la Misión
Internacional a los Polos Solares, Ulysses.
La catástrofe del transbordador Challenger
provocó que estos dos vehículos no fueran colocados en el espacio hasta
comienzos de la década de 1990 (6 de octubre de 1990 la misión solar, 5 de
abril de 1991 el observatorio Compton).
Por aquella época Pioneer Venus Orbiter era
ya un venerable anciano que acabó sus días en la furia de la reentrada
atmosférica venusina en agosto de 1992. En cuanto a los detectores de Ulysses y Compton, la sonda solar equipaba dos sensores tipo escintilador de
ioduro de cesio y dos detectores de barrera superficial de silicio, situados en
su mástil, registrando eventos de rayos gamma en el rango de 5-150 keV, mientras que el observatorio contaba con BATSE, el
Experimento de Estallido y
Fuentes Transitorias, consistente en ocho módulos detectores dispuestos en cada
esquina del enorme satélite, compuesto cada uno por un Detector de Gran Área
(LAD) de ioduro de sodio y un Detector Espectroscópico (SD) también de ioduro
de sodio, rodeados por un escudo anticoincidencia formado por un escintilador
plástico, cubriendo el rango energético entre 20 keV y 8 MeV, aunque el sensor
optimizado para los GRB’s estaba sintonizado para detectar energía de eventos
transitorios entre los 20 y los 600 keV. Después de su sobrevuelo joviano, Ulysses se situó en una órbita fuera de
la eclíptica con una inclinación de unos 80º. En conjunción con el BATSE de Compton, se podría realizar una
triangulación más o menos favorable. Por aquellos días, además, el programa
Explorer de la NASA ya estaba preparando la primera misión dedicada
exclusivamente a la detección precisa de los GRB’s.
Aunque la red de la NASA se amplió durante breve tiempo con la colocación
en el espacio de la sonda asteroidal NEAR-Shoemaker
(y el empleo de su espectrómetro de rayos gamma, 0.1 10 MeV) los grandes
descubrimientos los hicieron vehículos ajenos a la agencia espacial americana.
El primero lo hizo el gran observatorio de rayos X japonés ASCA. Utilizando tan potente herramienta se apuntó a la zona del
remanente de supernova N49, en la Gran Nube de Magallanes, una de las galaxias
satélites de nuestra Vía Láctea, probable fuente de un evento transitorio de
rayos gamma producido el 5 de marzo de 1979. A partir de ese hecho la comunidad
científica se dividió en dos teorías: por una parte, se afirmaba que era pura
coincidencia, ya que un GRB no podía llegar desde tan lejos, mientras que la
otra parte afirmaba que existían dos clases de fuentes distintas, y que este
evento no tenía nada que ver con un GRB. Los estudios posteriores de ASCA confirmaron que la correcta era la
segunda, y que este evento, aunque parecido, no tenía nada que ver con un GRB,
proporcionando nuevas pruebas acerca del origen extragaláctico (y muy lejano)
de estos eventos. Pero el hallazgo crucial provino de otro observatorio.
La misión italo-holandesa de rayos X BeppoSAX merece un capítulo para el solo porque fue el primero que
observó algo nunca antes visto en un GRB. Lanzado el 30 de abril de 1996, no
llevaba ni un año en órbita cuando, el 28 de febrero de 1997, un GRB cayó
dentro del campo de visión de sus instrumentos. A este
evento (conocido como
GRB970228), después de desaparecer la emisión de rayos gamma, le siguió algo
insólito: una emisión más débil de desaparición más lenta, emitida en
longitudes de onda más largas. La capacidad de BeppoSAX de observar casi todo el espectro de los rayos X permitió
detectar esta luminosidad posterior y estudiarla en profundidad. Esta observación
permitió que observatorios basados en tierra pudieran, 20 horas después,
estudiar este fenómeno (conocido como posluminiscencia), y a partir de ello,
conseguir saber a qué distancia de nosotros se encontraba. Estos cálculos se
realizaron por primera vez con otro GRB detectado por BeppoSAX. El estudio extensivo y veloz del GRB970508, tras los
análisis del efecto Doppler sobre el desplazamiento al rojo (la forma más
fiable de calcular distancias en el cosmos) apuntó al GRB situándolo a 6
billones de años luz. Otro GRB cuyo cálculo del desplazamiento al rojo mediante
el estudio de su posluminiscencia permitió observar una galaxia extremadamente
lejana como lugar de origen del evento. De esta manera, a través de la
observación de la posluminiscencia, se pudo comenzar a estudiar el origen de
los GRB’s.
1999 vio como la astronomía de rayos X se convertía en una ciencia en
alta resolución. En poco menos de seis meses la NASA y la ESA situaban en el espacio
sus grandes y poderosos observatorios en esta longitud de onda Chandra y XMM-Newton. Muy parecidos en un primer golpe de vista, tienen
objetivos y rangos de visión distintos, lo que los hace, como comentamos en una
entrada anterior, complementarios entre sí.
Con una resolución muy superior a
todo lo alcanzado anteriormente, se convirtieron en herramientas formidables
para poder “pelar” un GRB y así determinar qué lo produce. Así, después del
análisis de un GRB producido el 5 de julio de 1999, en el que parecía haberse
detectado la línea de emisión del hierro, Chandra
pudo realizar el análisis, el 12 de diciembre de 1999, del GRB991216,
detectando claramente la misma línea de emisión. La conclusión resultó obvia:
supernovas.
Al lanzamiento de los más potentes y avanzados observatorios de rayos
X, se le unió el 9 de octubre del año 2000 la puesta en órbita de HETE-2. El sustituto del satélite
original resultaba muy similar, prácticamente idéntico a su antecesor. La única
diferencia notable era la desaparición del telescopio óptico por un segundo
instrumento de rayos X, el SXC, Cámara de rayos X Blandos, permitiendo a HETE-2 registrar casi todo el espectro
de los rayos X. Esta vez todo salió perfectamente, y el pequeño cazador de
GRB’s comenzó a producir alertas inmediatamente. Este satélite proporcionaba
posiciones tremendamente precisas, tanto que las alertas llegaban a los
usuarios finales cuando todavía se estaba produciendo el evento. Esto permitió
a XMM-Newton estudiar la posluminiscencia del GRB011211 el 11 de diciembre del 2001,
detectando las líneas de emisión
características del azufre, silicio, argón y otros elementos, en una burbuja de
gas rodeando el GRB. La emisión de estos elementos permitía confirmar el modelo
de colapso que podría estar detrás de muchos GRB’s, delatando la creación de un
agujero negro, algo confirmado por otro GRB detectado por HETE-2 y observado ampliamente el 4 de octubre del 2002.
Los GRB’s son eventos muy extraños, nunca hay dos iguales, y nunca se
producen dos en un mismo punto. Muchos pueden durar más de un minuto, otros,
menos en lo que se tarda en parpadear. A partir de estas características, se
han clasificado: así, existen los categorizados como GRB’s cortos, es decir, de
corta duración, y son los que duran menos de dos segundos, que forman
aproximadamente el 30% de los estallidos de rayos gamma, y resultaron muy
difíciles de estudiar hasta el 2005. Por el otro lado se encuentran los GRB’s
largos, superiores en duración a los dos segundos, y son los mejores conocidos,
de manera que se les asocia con regiones de creación rápida de estrellas y el
colapso de los núcleos de las supernovas o de las hipernovas, eventos de
explosión muchísimo más potentes que las propias supernovas. En estas dos categorías
hay otras subclases. Por ejemplo, están los GRB’s oscuros, es decir, eventos
sin una posluminiscencia óptica, que son casi la mitad de los GRB’s que se
producen. HETE-2 demostró que no
resultaban tan oscuros, gracias a la detección de un GRB oscuro el 23 de
diciembre del 2002, cuya posluminiscencia apenas duró dos horas. A causa de
esta corta duración, muchos de estos sucesos no pudieron detectarse, obteniendo
esa calificación de oscuros. Sin duda la misión HETE-2 resultó importantísima para una clasificación y análisis de
estos energéticos eventos, pero dadas sus pequeñas dimensiones y masa (apenas
124 kg.) se encontraba enormemente limitado. Había que ir un paso más allá.
La aparición de la posluminiscencia abrió un nuevo campo en el estudio
de los GRB’s, aunque como hemos dicho, había sido imposible detectar este
fenómeno asociado a los eventos de corta duración. Para poder estudiarlos hace
falta rapidez de reacción, algo inherente a una misión dedicada a los GRB’s,
pero para estos de menos de dos segundos, resulta todavía más importante. Al
ser la clave para desentrañar qué los provoca, un grupo de científicos
estadounidenses, italianos e ingleses se juntaron para redactar una propuesta
que fue entregada al comité de selección de la serie MIDEX del programa Explorer. Se trata de
Swift, el
primer observatorio de multilongitud de onda. La misión fue aprobada con gran
entusiasmo y rápidamente se pusieron manos a la obra. Empleando un bus de
satélite común (el LEOStar-3 de la empresa Orbital), dedicaron su presupuesto a
los sistemas avanzados necesarios para posibilitar la misión. Lo principal para
detectar y estudiar GRB’s es tener una buena instrumentación, y el de Swift es lo suficientemente potente como
para hacer una buena disección, mientras que, dada su herencia, necesitaba poca
modificación para su incorporación al observatorio. La herramienta de detección
es BAT, el Telescopio de Alerta de Estallido, que a pesar de tener un nombre
parecido al BATSE de Compton, no
tiene nada que ver. Es un instrumento compuesto por tres secciones: el conjunto
detector, la unidad de interfaz digital, y la enorme máscara codificada.
Situada en la parte frontal del instrumento, la máscara de BAT es la mayor
construida para una misión espacial, está fabricada en plomo a base de aproximadamente 52.000 losetas de plomo
colocadas aleatoriamente, además de los
agujeros para provocar ese patrón de “sombra” hacia los detectores, situados un
metro por detrás de la máscara. El plano detector está formado por 32.768
sensores de 4 mm. cuadrados y 2 mm. de grosor de cinc, cadmio y telurio para
los rayos X de alta energía en el rango de 15-150 keV. Estas dimensiones
proporcionan a BAT un campo de visión capaz de observar un 25% del cielo de una
sola vez. Si un GRB cae en el campo de visión de BAT, la unidad de interfaz
digital (operada a partir de un procesador RAD6000 con 256 MB de memoria RAM)
es capaz de detectar su localización de manera rápida, generando una alerta
enviada a Tierra. Los otros dos instrumentos son heredados de otras misiones, y
están optimizados para su tarea de analizar el GRB y su posluminiscencia. XRT,
Telescopio de Rayos X, es un clásico instrumento con un módulo óptico tipo Wolter 1 de 12 espejos concéntricos (60
centímetros de largo, de 30 a 19.1
centímetros de diámetro en su apertura y salida) elaborados a base de níquel
por electroforma, y con un recubrimiento interno de oro, 3.5 metros de longitud
focal, y un sensor CCD similar a los empleados a bordo de XMM-Newton (junto con un sistema para mantener el sensor a
temperatura de operación), con un rango de 0.2-10 keV, además de disponer de un
software de a bordo completamente automatizado (también basado en un procesador
RAD6000) para que el instrumento pueda seleccionar automáticamente el modo de
observación más apropiado, y UVOT, Telescopio de Ultravioleta y Óptico, un
instrumento derivado del Monitor Óptico de XMM-Newton, es decir, un telescopio tipo Ritchey-Chretien de 30
centímetros de apertura y
3.81 metros de longitud focal (f/12.7),
especializado en registrar las longitudes de onda visible y ultravioleta (de
170 a 650 nm) mediante una rueda de filtros de 11 posiciones, adquiriendo
imágenes y proporcionando fotometría durante todo el tiempo de duración de la
posluminiscencia. Esto es solo la punta del iceberg: el propósito no solo es el
de detectar un GRB, también se encarga de estudiarlo. Para ello, BAT está
conectado al sistema de control de actitud de manera que, además de enviar la
alerta en menos de 20 segundos tras la detección a la Red de Coordenadas de
Estallidos de Rayos Gamma (GCN, una red de distribución por internet de
alertas, interconectada con telescopios robotizados basados en tierra o centros
de control de observatorios espaciales), da la orden para maniobrar a toda
velocidad el observatorio a la posición mostrada por BAT. El tiempo de reacción
de Swift es de entre 20 y 75
segundos, dependiendo de en qué zona del campo de visión del telescopio caiga,
de ahí el nombre. Swift no es el
habitual acrónimo, sino una descripción de la cualidad más excepcional del
observatorio, ya que significa rápido, y esa es la clave para el estudio de los
GRB’s. Para conseguir tal capacidad de maniobra sobre sí mismo, incorpora nada
menos que seis ruedas de reacción distribuidas en conjuntos de dos, asegurando
duración y disponibilidad. Completamente ensamblado, Swift mide 5.64 metros de largo y 5.41 de ancho, y desplazaba a
plena carga en el momento del lanzamiento 1.470 kg. Eso sí, antes de su
lanzamiento, un potente observatorio ya había roto todos los récords existentes
en notificación de GRB’s.
Aunque no tiene ningún instrumento específico, el Laboratorio
Astrofísico de Rayos Gamma Internacional dispone de una herramienta natural
para la detección de los GRB’s. Se trata del enorme escudo anticoincidencia del
su espectrómetro SPI, aunque esto solo no es suficiente. Después de varios
meses en órbita, a través de este sistema, INTEGRAL
detectaba GRB’s, pero apenas podía hacer nada con la información recolectada.
Eso cambió cuando le cargaron el software IBAS (Sistema de Alerta de Estallido
de INTEGRAL), poniéndose manos a la
obra inmediatamente. Una de las detecciones y alertas más notables generadas
por el observatorio fue la acaecida el 3 de diciembre del 2003, con el GRB031203.
Después de la recepción en 18 segundos de la alerta, los astrónomos fueron
capaces de estudiarlo en profundidad, extrayendo conclusiones extraordinarias.
Este GRB no solo era uno de los más cercanos
jamás detectados (1.300 millones de
años luz), también era de los más débiles. Es más, si hubiera estado más lejos,
nunca hubiera sido detectado, lo que generó una teoría: podría haber un montón
de GRB’s que nunca detectaremos dado su poco brillo y su distancia. Pero sin
duda, su récord de alerta más rápida fue el 6 de enero del 2004, cuando el
tiempo transcurrido entre la detección de un GRB y su correspondiente alerta
fue de apenas 12 segundos. De sobresaliente, y más todavía resultó la primera
imagen captada de uno de estos fenómenos, concretamente al GRB021125. El más
veterano observatorio de rayos gamma sigue operativo, de manera que todavía nos
proporcionará muchas más sorpresas.
A pesar de algunos problemas con su XRT, Swift fue capaz de detectar y localizar un GRB menos de un mes
después de su lanzamiento. Al estar en fase de verificación, no se reorientó
hacia él. El primer GRB detectado por el observatorio cuando su capacidad de
rápida reacción se activó acaeció el 17 de enero del año 2005. El 1 de febrero,
Swift entró en fase operacional, y
desde entonces ha detectado poco más de
1000 GRB’s, mientras que, como se anunció en
mayo del 2010, de los más de 500 detectados, el 90% tuvo una posluminiscencia
en rayos X, y un 50% en el visible. Entre las detecciones más destacables de
esta misión tenemos lo siguiente: el GRB050509, el estallido ultracorto al que
se le descubrió una posluminiscencia (9 de mayo del 2005); GRB050904, uno de
más lejano de todos (12.6 billones de años luz) y uno de los más largos (200
segundos), acaecido el 4 de septiembre del 2005; GRB060218, uno de los más
cercanos (440 millones de años luz), duraderos (2000 segundos) y menos
brillantes; la detección de nada menos que cuatro GRB’s el 19 de marzo del
2008, siendo de ellos el GRB080319B, durante el tiempo que duró, el objeto más
lejano (7.5 billones de años luz) visible a simple vista, y que liberó una
cantidad gigantesca de energía; GRB080913, uno todavía más lejano (12.8
billones de años luz) el 13 de septiembre del 2008, superado el año siguiente
por el GRB090423 del 23 de abril del 2009, 630 millones de años después del Big
Bang, es decir, a 13.035 billones de años luz, vuelto a superar seis días
después por el GRB090429B (13.14 billones de años luz); la indicación de que el
GRB110328A fue la respuesta de una estrella perturbada por un agujero negro, o
la activación de un núcleo galáctico activo, por el contrario de lo que se
creía antes (solo
eran explosiones); y la detección del más energético y
enormemente brillante GRB130427A, uno de los cinco más cercanos detectados
hasta la fecha y entre los más brillantes jamás registrados por un telescopio
espacial. Y entre lo que no es un GRB aunque se ha parecido, Swift fue testigo del comienzo de la
explosión de una supernova el 9 de enero del 2008 (SN2008D) que provocó que
gran parte de observatorios terrestres y orbitales se dirigieran a ese punto
concreto del espacio; detectó la creación de un agujero negro a partir de una
nova cerca del centro de nuestra galaxia entre los días 16 y 17 de septiembre
del 2012; el descubrimiento de un nuevo magnetar a partir de una llamarada en
rayos X emitida por la estrella cerca del centro galáctico el 24 de abril del
2013; así como observar la emisión de materia del cometa ISON; y realizar un
mapa parcial del cielo en longitud de onda ultravioleta.
El nuevo observatorio de rayos gamma de la NASA, GLAST, no solo deseaba ampliar nuestra vista del cosmos gamma más allá
de donde lo habíamos hecho hasta aquel momento, también se diseñó para estar
atento a los GRB. Ya hablamos de este observatorio con cierta profundidad en
una anterior entrada, aunque algunos detalles nos los reservamos para
comentarlos aquí. De esta manera, LAT no solo está atento a las fuentes de
rayos gamma que es capaz de detectar y registrar, también se le dotó de la
capacidad de buscar GRB’s. A través de la Unidad de Adquisición de Datos, es
capaz de detectar la breve emisión energética de un GRB, localizar su posición,
enviar la alerta y, como Swift,
maniobrar rápidamente para estudiarlo. Esto funciona, si el GRB cae en el campo
de visión de LAT. Para ampliar el campo de detección, se decidió
instalar el
GBM (Monitor de Estallidos de GLAST,
más tarde Monitor de Estallidos de rayos Gamma), un instrumento desarrollado y
construido en el Instituto Max Planck de Alemania. Compuesto por 14 sensores
distintos (12 de ioduro de sodio activado por talio de 12.7 centímetros de
diámetro y 1.27 centímetros de grosor, y dos de germanato de bismuto de 12.7
centímetros tanto de diámetro como de grosor), siete en un lateral, siete en
otro (los opuestos a los paneles solares), unidos a tubos fotomultiplicadores,
han sido dispuestos de manera que amplían el campo de visión a casi todo el
cielo y triangulan la posición del GRB para provocar el cambio de apuntamiento
del telescopio. El método de triangulación se basa en la disposición de cada
sensor. Dependiendo de la cantidad de energía recibida por cada sensor (uno
recibirá la energía directamente, mientras que otros detectarán una cantidad
menor de energía), el sistema (basado en un procesador ERC-32) compara la
energía recibida, generando una localización y la reorientación subsiguiente.
Este instrumento está sintonizado al rango energético de entre 8 keV y 40 MeV.
Con este sistema se esperaba detectar, en su misión primaria de 5 años, en
torno a los 200 GRB’s.
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