Ventana al Espacio (LXXVII)

El cúmulo galáctico Fornax, desde Chandra

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.

Adscrito a la serie Small Explorers (SMEX), el pequeño satélite HETE (Explorador de eventos Transitorios de Alta Energía) era el primero que iba a intentar apuntar en el cielo con exactitud un GRB, y si podía, investigarlo. Como el primer satélite multilongitud de onda, contaba con un telescopio de rayos gamma (FREGATE, Telescopio de rayos Gamma Francés), un monitor de rayos X (WXM, Monitor de rayos X de campo Ancho) y un telescopio ultravioleta. Con este equipamiento el equipo científico internacional que formaba parte del proyecto (Estados Unidos, Japón y Francia) esperaba restringir la localización de un GRB en una zona del espacio realmente pequeña y transmitir aviso (ya fuera a través de las estaciones en tierra o mediante el enlace a cualquiera de los satélites TDRS) en casi tiempo real a una red de aviso del suceso para permitir a observatorios ópticos y radiotelescopios a dirigir sus instrumentos a la localización indicada por HETE. Este pequeño fue elevado por un lanzador Pegasus-XL en conjunción con el satélite argentino SAC-B el 4 de noviembre de 1996, y pese al magnífico despegue, los dispositivos pirotécnicos que debían liberar a SAC-B fallaron, lo que impidió que la cofia secundaria que protegía a HETE tampoco fuera expulsada, de manera que poco tiempo después, la tercera etapa del cohete con ambos satélites acabaron reentrando en la atmósfera. Inmediatamente, la NASA aprobó la construcción de un reemplazo a la mayor brevedad posible.

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.

En los 9 años y dos meses que estuvo Compton en el espacio, este gran observatorio revolucionó no solo la astronomía de los rayos gamma, también suministró enormes detalles acerca de los GRB’s. En aquel tiempo de funcionamiento, gracias a BATSE, no solo fue capaz de detectar nada menos que 2.704 GRB’s (a un ratio aproximado de uno al día) sino que, mediante el cálculo somero sobre su posición, proporcionó información bastante útil. Antes del lanzamiento, se esperaba que los GRB’s se concentraran en su mayoría en el plano de nuestra galaxia. Cuando detectó el último, y al componer un mapa, los puntos llenaban este, demostrando que estos energéticos fenómenos provenían desde todos los puntos del firmamento, y que nunca se producían dos GRB’s en una misma localización, demostrando en gran medida lo que se empezaba a descubrir con cierto grado de exactitud. Pero no fue lo único que nos proporcionó Compton acerca de estos sucesos transitorios. El 23 de enero de 1999, BATSE detectó el GRB999123, e inmediatamente los otros instrumentos fueron enfocados hacia él. A la vez, los observatorios ópticos basados en tierra también se dirigieron a la zona, y fueron capaces de registrar su posluminiscencia, detectada por primera vez en longitud de onda visible. El análisis en profundidad permitió sacar importantes conclusiones, tales como que la energía de rayos gamma emitida por el fenómeno es canalizada en chorros estrechos, que solo se detectan si se dirigen directamente hacia nosotros, se dedujo su distancia hacia nosotros en unos 10 billones de años luz y lo más increíble de todo: su emisión energética era de nada menos que 100 cuatrillones de veces más luminosa que nuestro Sol. Gracias a esto se pudo cuantificar la energía emitida, convirtiéndose en los fenómenos más energéticos del cosmos, después del Big Bang. Algo extraordinario.

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.

Lanzado el 20 de noviembre del 2004 mediante un Delta 2-7320, Swift se encuentra en una órbita a aproximadamente 600 km. de altitud con una inclinación con respecto al ecuador de 20º. Su misión se resume en cuatro secciones: determinar el origen de los GRB’s; clasificarlos y buscar nuevos tipos; averiguar cómo se desarrolla el estallido; y usar los GRB’s para estudiar el universo temprano. Tiene también un quinto propósito. Como el ratio de detección de estos estallidos es de uno o dos al día, esto deja bastante tiempo en el que no hace nada, de manera que, cuando no está cazando y analizando los GRB’s, BAT se coloca en modo de escaneo. Con su capacidad de observar el 25% del cielo de una sola vez, es la mejor herramienta que existe para hacer un reconocimiento del cielo en la gama de los rayos X de alta energía o duros, ya que el único existente es el realizado por el instrumento A-4 del observatorio HEAO 1. BAT, 20 veces más sensible, es capaz de detectar cosas previamente no descubiertas para así componer un mapa más preciso para, si se envía una misión para el estudio de esta energética franja del cosmos (cosa que sucedió en junio del 2012 cuando NuSTAR fue situado en órbita) tenga una visión más clara. Claro, con su UVOT, Swift también puede acceder al cosmos en ultravioleta, y en una época en la que esta longitud de onda es escasamente investigada, resulta sin duda de utilidad.

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.

En conjunción con Swift, el estudio de estos estallidos se ha ampliado todavía más gracias a Fermi. Muchas veces trabajan en concierto, otras, ha sido complementario. Así, al poco de iniciar su tarea primaria, fue capaz de registrar el GRB080916C, en su momento el GRB más energético, con una emisión de 9.000 veces el de una supernova ordinaria, y un chorro de partículas emitido a una velocidad mínima de un 99.9999% la velocidad de la luz. En cuanto a trabajo en concierto con Swift, ambos estudiaron el GRB130427A, y gracias a las capacidades de Fermi, se vio que era el GRB con la emisión energética más alta de todas las medidas hasta la fecha, nada menos que 94 GeV. Es más, este GRB duró tanto (varias horas, es decir, más de 10.000 segundos) que permitió a otros observatorios (en tierra y en el espacio) a apuntar hacia él. Esto ha abierto otra clasificación en los GRB’s: los de ultra larga duración. Cuánto nos queda por aprender.

Los descubrimientos recientes acerca de los GRB’s están provocando cierto miedo. La suerte es que se producen a distancias cósmicas (el más cercano el GRB031203, detectado por INTEGRAL), pero dada su emisión energética, temen que se produzca uno en nuestra galaxia. ¿Y por qué provoca miedo un GRB en nuestra galaxia? Si tenemos en cuenta los GRB’s ultraluminosos, y los colocamos relativamente cerca de nosotros, provocaría efectos devastadores. No vamos de alarmistas, lo que pasa es que cada GRB emite una enorme cantidad de altísima energía en forma de inmensos niveles de radiación. Si un GRB se produce cerca de nosotros, y su chorro energético se dirige hacia nosotros de forma recta, supondría un gravísimo efecto sobre toda forma de vida en la Tierra. Según los cálculos de los científicos, si la estrella tipo Wolf-Rayet WR 104 explotara como supernova, con un haz energético de solo 10 segundos de duración, la radiación gamma se posaría en la estratosfera, provocando la erradicación del 25% de la capa de ozono atmosférico, y con una capa de ozono gravemente dañada, la radiación ultravioleta solar atacaría a todo ser viviente, produciendo hambre, consumo completo de las cadenas alimenticias, y como

guinda, extinción, acelerado en el lado alcanzado por el haz energético por una dosis masiva de radiación superior a la que existe dentro de un reactor nuclear, además de provocar una suerte de invierno cósmico nuclear. No es ciencia-ficción. Es más, se cree que la extinción masiva Ordovícica-Siluriana, acaecida hace 450 millones de años, podría haber sido provocada por un GRB, erradicando a todos los trilobites (entre otro montón de formas de vida) que existieron en la Tierra. No es una broma. Gracias a Chandra, conocemos la existencia de un planeta que orbita a un púlsar, y que es literalmente “agredido” por los chorros de energía que emite, bañándolo en una cantidad de radiación brutal. El impacto de un GRB podría ser peor.

¿Qué hemos aprendido hoy? Que todavía existen muchas cosas que escapan a nuestro control. Mucha gente podrá vivir sin mirar nunca al cielo, sin despegar su vista del anodino suelo. Por ello, desde aquí animamos a que eleven la vista a los cielos y que reflexionen. Allí arriba existen explosiones fabulosas, que emiten cantidades de energía inimaginables, y de momento tenemos suerte de que ninguna ha ocurrido, al menos en los tiempos que corren, en nuestro vecindario cósmico. El universo es un lugar intimidante, violento y agresivo, y hasta la fecha, hemos sido afortunados. ¿Se nos agotará la suerte algún día?