Altas Energías. El Universo más violento

Altas Energías. El Universo más violento

Un baño incesante: la radiación cósmica de alta energía

Maria Victoria Fonseca González - Universidad Complutense de Madrid

En 1912 Victor Hess, ascendió hasta 5000 m en la atmósfera metido en un globo que llevaba detectores de partículas con carga eléctrica. Comprobó que, a medida que ascendía en la atmósfera, el nivel de ionización del aire era mayor. Interpretó este hecho debido al bombardeo de partículas cósmicas de muy alta energía que continuamente llegan a la Tierra desde el Cosmos e ionizan las capas de la atmósfera. Este descubrimiento demostró que a la Tierra llegan incesantemente partículas cargadas (y neutras) de alta energía de todas las direcciones, la denominada radiación cósmica. La interacción de los rayos cósmicos con los átomos del aire genera nuevas partículas secundarias de menor energía que avanzan en la atmósfera como cascadas de miles de millones de partículas hasta que llegan al suelo. El ritmo de partículas que llegan al nivel del mar es del orden de 200 partículas por metro cuadrado y segundo. Esta radiación atraviesa continuamente todo lo que hay en la superficie (y en el interior) de la tierra.

Rayos cósmicos interaccionando con la atmósfera dan lugar a las cascadas atmosféricas de partículas secundarias que llegan al suelo. NASA

La mayoría de las partículas cósmicas de alta energía son protones y partículas alfa (núcleos de helio) y en menor proporción llegan todos los núcleos desnudos del sistema periódico y radiación gamma. Una de cada diez mil partículas cósmicas son fotones gamma. A la Tierra también llegan muchísimos neutrinos, además de radiación electromagnética en todo el rango de longitudes de onda: luz visible, microondas, etc.

La energía de la radiación medida con detectores terrestres varía muchos órdenes de magnitud, desde algunas decenas de Gigaelectronvoltio (10⁹ eV) hasta 10²⁰ eV. Estas energías son increíblemente altas. De hecho, no somos capaces siquiera de imaginar qué mecanismos fisicos pueden acelerar a energías tan tremendas a los rayos cósmicos más energéticos. A modo de comparación, la energía de los fotones de luz visible es del orden de uno o dos electrovoltios. La energía de la radiación cósmica es miles de millones de veces superior a la luz visible detectada por los telescopios ópticos.

Gracias a los nuevos instrumentos en tierra (telescopios Cherenkov) y en la atmósfera (satélites) construidos en las últimas decadas, sabemos que la radiación gamma de más alta energía se produce en los fenómenos cataclísmicos más violentos conocidos tales como las explosiones de supernovas, en sistemas binarios de estrellas con acreción estelar, en las galaxias activas con agujeros negros en sus núcleos, en las explosiones de rayos gamma, etc.

Sin embargo, un siglo después de de su descubrimiento, el enigma del origen de la mayoría de los rayos cósmicos cargados de alta energía y cómo consiguen energías tan fantásticamente altas, sigue sin respuesta. A pesar de nuestra ignorancia sabemos que esta radiación ha acompañado a la Tierra desde su formación y a la humanidad desde su origen. Ahora sabemos que existe y hay numerosos datos experimentales que abren nuestra compresión al increible universo en el que estamos inmersos.

Telescopios Cherenkov MAGIC en el Roque de los Muchachos (Observatorio Astrofísico del IAC de la isla de la Palma, Tenerife). Son los telescopios más grandes del mundo con 17 m de diámetro para la medida de la radiación gamma del Cosmos en el rango de energías de 25 GeV a 20 TeV. El grupo de altas energías de la UCM es uno de los miembros fundadores de la colaboración internacional MAGIC.

Núcleos Galácticos Activos

Alvaro Labiano - IEM, CSIC

Si miramos al cielo en una noche clara, podemos ver infinidad de objetos astronómicos: estrellas, planetas, asteroides, nebulosas de gas y polvo, quizá incluso algún cometa. La mayoría de estos objetos, incluidos nuestro Sol y la Tierra, viven en gigantescos sistemas llamados galaxias, que pueblan el Universo por miles de millones.

En líneas generales, se dice que una galaxia (“galaxia anfitriona”) tiene un núcleo activo cuando éste emite tanta luz como el resto de la galaxia, o incluso más, y además, esta emisión no se puede explicar exclusivamente mediante la luz emitida por estrellas. Otro factor que puede revelar la presencia de un núcleo galáctico activo es la presencia de chorros de material que cruzan toda la galaxia.

La galaxia elíptica M87, situada a 52 millones de años luz en la constelación de Virgo, es una de las galaxias más masivas que se conocen. Uno de los ejemplos más vistosos de núcleo galáctico activo. La imagen muestra claramente en núcleo compacto brillante y el chorro de material cruzando la galaxia anfitriona.

Un núcleo galáctico activo consiste en un agujero negro extremadamente masivo (centenas o incluso miles de veces la masa del Sol concentrada en un radio de pocos kilómetros).Toda esta masa crea una fuerza gravitatoria inmensa que atrae hacia el agujero negro cantidades ingentes de material. Este material cae hacia el agujero negro formando un pequeño disco (de unos pocos años-luz de radio) a su alrededor, similar al agua cuando cae hacia el centro de un remolino. En esta caida emite radiación extremadamente intensa en todo el rango de longitudes de onda electromagnéticas (desde ondas de radio hasta rayos gamma).

Según el modelo actual de núcleo galáctico activo, el disco de material va aumentando su grosor según nos alejamos del agujero negro hasta formar una estructura cilíndrica (toroide) que lo rodea (hasta algunas decenas de años-luz de distancia), aunque la geometría y propiedades de este toroide son motivo de gran debate. Parte del material alrededor del agujero negro conseguirá escapar de su atracción gravitatoria y se alejará de éste formando chorros que pueden llegar a medir más que la propia galaxia.

Existen infinidad de tipos de núcleo galáctico activo: quásares, radio galaxias, núcleos o galaxias Seyfert, etc, pero la mayoría de ellos se pueden explicar orientando de distintas formas toda la estructura del núcleo galáctico activo (lo que se conoce como el Modelo de Unificación). De esta forma, cuando el toroide bloquea la emisión del núcleo (lo vemos “de lado”) tendremos una galaxia Seyfert (en honor al astrónomo Carl Keenan Seyfert, uno de los pioneros en este campo) o una radio galaxia, en función de la cantidad de radiación emitida en longitudes de onda ópticas y de radio. Si el toroide no tapa la emisión nuclear (vemos el núcleo galáctico ”de frente”), estaremos ante un quásar u objeto quasi‐ estelar.

Representación artística del modelo unificado.

El origen de este término (objeto quasi‐estelar) se debe a que las primeras observaciones de estos objetos revelaban un punto (visualmente similar a una estrella) pero cuya radiación no se podía explicar con luz puramente estelar. La primera observación de un núcleo galáctico activo data de 1908, cuando el astrónomo Edward Arthur Fath observó que la galaxia NGC1068 presentaba “líneas brillantes así como de absorción” en su espectro. En 1917, Vesto M. Slipher, usando espectros de mayor resolución, confirmó que que estas líneas eran similares a las observadas en las nebulosas planetarias.

Durante las siguientes décadas, diversos astrónomos continuaron observando líneas de emisión provenientes del núcleo de distintas galaxias. En 1943, Carl K. Seyfert descubrió que este tipo de galaxias formaban un tipo diferente a las conocidas hasta la fecha y que dichas líneas de emisión provenían de un núcleo extremadamente pequeño. Estudiando la forma de las líneas, vio que el gas alrededor de este núcleo estaba moviéndose a velocidades de hasta 8.500 kilómetros por segundo. Pasada la Segunda Guerra Mundial, los primeros radio telescopios empezaron a apuntar hacia estos “nuevos” objetos y se identifican los primero chorros de materia producidos por el núcleo.

Galaxias Seyfert

A mediados los 50, se empiezan a combinar observaciones de radio y óptico, lo que permitió empezar a asignar galaxias conocidas, observadas en el óptico, con los núcleos activos (y sus chorros) observados en radio, es decir, las galaxias anfitrionas de los núcleos galácticos activos. La primera fue la radio galaxia “Cyg A” por Baade y Minkowski en 1954 (óptico), identificada en radio por Simit en 1951. Después vendrían los quásares y el resto de objetos que conforman los núcleos galácticos activos. Hubo que esperar hasta 1989 para empezar a darnos cuenta de que la mayoría de estos objetos eran en realidad el mismo fenómeno con distinta orientación. El modelo general de unificación vendría mediados los 90.

Cyg A en rayos X

Aunque el modelo general está ampliamente aceptado por la comunidad científica, el fenómeno de los núcleos galácticos activos sigue estando rodeado de infinidad de incógnitas. No conseguimos explicar todas sus propiedades ni muchas de las diferencias entre unos tipos y otros, y la mayoría de los modelos actuales son demasiado simples o aplicables a casos muy concretos.

Actualmente,la investigación de los núcleos galácticos activos implica a todas las ramas de la Astrofísica moderna, se le dedica grandes cantidades de tiempo de observación con los telescopios y satélites más potentes y es estudiado por científicos de todo el mundo.

Los GRBs : las criaturas “más voraces” del Universo

Alberto J. Castro-Tirado, investigador científico del IAA-CSIC

Introducción

Desde los comienzos de la Humanidad el Firmamento ha sido estudiado con interés y curiosidad y, hasta muy recientemente, como algo estático, o muy lentamente cambiante, debido a que la instrumentación disponible no permitía observar de forma inmediata y, con la suficiente profundidad, como para que se pudiera apreciar la evolución de fenómenos transitorios. Hoy en día las nuevas tecnologías permiten la construcción de telescopios automatizados y cámaras de alta sensibilidad, que unidos a instrumentos embarcados en satélites artificiales son capaces de observaciones en todo el espectro electromagnético, desde las radiofrecuencias hasta la zona de los rayos gamma (pasando por el infrarrojo, el óptico, el ultravioleta y los rayos X.

Las etapas finales en la vida de las estrellas

Hoy sabemos que el Universo contiene más de 50.000 millones de galaxias y que una galaxia, como la nuestra, la Vía Láctea (esa franja blanquecina que podemos ver atravesando el cielo en una noche sin Luna si nos alejamos lo suficiente de las ciudades), contiene cientos de miles de millones de estrellas (la mayor parte parecidas a nuestra estrella, el Sol).

Cuando una estrella llega al final de sus días son posibles dos finales, dependiendo de su masa, pero ¿qué es una estrella? Desde la época de Aristóteles (s. IV a.C.) y por muchos siglos se pensó que las estrellas eran enormes bolas de fuego incesante y perpetuo, aunque Hipparcos en el año 134 a.C. advirtió la presencia de una estrella “nueva” en la constelación del Escorpión y decidió confeccionar su famoso catálogo estelar que ha sido el más completo durante unos 1.600 años. Hasta el año 1.054 d.C. no hay testimonios de “estrellas invitadas” en el cielo, cuando un nuevo astro apareció en la constelación de Taurus, según se recoge en crónicas chinas y japonesas de la época (es un misterio el porqué en Europa no se advirtió tal objeto, visible incluso durante el día; ¿tal vez se perdieron los registros?). Y ya en 1.572, el descubrimiento de una nueva estrella en la constelación de Casiopea sí que fue detectado por Tycho Brahe, en una Europa en que la ciencia ya empezaba a renacer.

Y con la aparición de la ciencia moderna se llegó a la conclusión de que tenía que haber alguna fuente de energía desconocida que hiciera que las estrellas estuvieran activas durante intervalos de tiempo tan largos. Fue en el pasado siglo XX cuando gracias a la física nuclear, cuando se que casi toda la vida de las estrellas estaba regida por procesos nucleares originados en la escala de las partículas subatómicas como consecuencia del colapso gravitatorio de una enorme masa de gas (hidrógeno en su mayoría, con algo de helio y una pequeña fracción de litio y berilio) desde sus instantes iniciales, cuando las condicionales de presión y temperatura son las suficientes como para que cada segundo millones de toneladas de hidrógeno se transformen en helio (cada dos átomos de hidrógeno se funden en uno de helio) y así comience su vida la estrella recién nacida (“protoestrella”). Las estrellas también tenían su ciclo vital al igual que los seres vivos.

En el alto horno nuclear del Sol, a una temperatura de 16 millones de grados, se están quemando” 1 millón de toneladas de hidrógeno cada segundo, generando luz y calor durante un proceso que dura ya unos 5.000 millones de año y que hace que la Tierra sea habitable y la vida en ella posible. Tampoco es casualidad que nuestros ojos tengan su máxima respuesta alrededor de la longitud de onda 550 nanometros, justo donde el Sol emite su máxima energía.

Las estrellas, en general, después de una fase que dura entre una decena de millones de años (lo menos frecuente) y unos pocos de miles de millones de años (lo más normal), las estrellas suelen acabar sus vidas expandiéndose como “gigantes rojas” para luego contraerse en una “enana blanca” o explotar como “supernovas” dejando como remanente a una “estrella de neutrones” o incluso un “agujero negro” en el caso de las estrellas más masivas. Cuando estos objetos compactos entre en contacto con la materia circundante o incluso con una estrella compañera, estos sistemas se van a convertir en las “criaturas más voraces” del Universo, como veremos a continuación.

A medida que se produce helio éste se va acumulando en el centro de la estrella por motivo de su mayor densidad. Una vez que el hidrógeno se ha agotado, el núcleo de helio no puede soportar el peso de la estrella y éste empieza a comprimirse. Llegado un punto y si la estrella es suficientemente pequeña (inferior a 2,5 la masa de nuestro Sol que es de casi 2 quintillones de kg) se detiene en parte la compresión. Es entonces cuando se alcanzan los 100 millones de grados, que es a la cual se produce la fusión del helio. Entonces la estrella proseguirá durante unos millones de años más en una nueva fase estable (conocida como de gigante roja) fusionando el nuevo combustible. Nuevas capas de hidrógeno virgen adyacentes al núcleo de helio también inician su fusión aumentando así la luminosidad de la estrella, y ésta vuelve a expandirse ya que el hidrógeno no tiene que soportar el mismo. Al comienzo de esta fase de gigante roja, las capas más externas se irán expandiendo y enfriando progresivamente hasta llegar a un nuevo equilibrio.

Una galaxia semejante a nuestra Vía Láctea es la catalogada como NGC 891, que se nos muestra de perfil con el resplandor conjunto de sus cientos de miles de millones de estrellas con muchas de ellas ocultas tras la banda de gas y polvo que la atraviesa, como se aprecia en la imagen. Las estrellas individuales que se aprecian en la imagen, están mucho más cercanas a nosotros (unos cientos o pocos miles de años luz) y pertenecen a nuestra propia galaxia a diferencia de NGC 891, que resplandece a 10 millones de años luz de distancia. Cortesía del autor y del equipo del proyecto BOOTES/BOOTES-IR.

Las capas externas de las gigantes rojas se van a ir perdiendo hacia el espacio interestelar debido a los “vientos” intensos vientos procedentes del núcleo estelar. Estas pérdidas de masa de la estrella serán de entre el 40 al 60%.Tras una expulsión más o menos suave o violenta de sus capas más externas estas pasan a constituir una nebulosa iluminada por el objeto compacto central denominada “nebulosa planetaria” (por su similitud a través de pequeños telescopios con los discos de planetas como Urano, Neptuno…). Los restos de material expulsado tras la muerte de la estrella son más ricos en elementos pesados como el carbono, oxígeno o hierro. El resto de elementos de la Tabla Periódica que todos conocemos y que son más pesados que el hierro solamente se pueden producir en las “supernovas” por lo que la mayoría de elementos pesados que forman nuestro planeta y nosotros mismos han sido procesados anteriormente en el interior de una estrella masiva. Por ello realmente podemos decir que somos “cenizas de estrellas”.

La Nebulosa del Cangrejo es el residuo de una supernova que explotó en el año 1054, tal como registran las crónicas chinas de la época. Llegó a ser visible incluso durante el día. Casi 1000 años después, en su lugar lo único que vemos es la nebulosa desgarrada como consecuencia de las capas de materias expulsadas y el su centro, una estrella de neutrones que gira vertiginosamente 33 veces por segundo, a modo de faro cósmico ultra rápido. La distancia es de algo más de 6.000 años luz. Cortesía del autor y del equipo del proyecto BOOTES/BOOTES-IR.

Supernovas y estrellas de neutrones

Hoy sabemos que por encima de 10 veces la masa del Sol, las etapas finales en la vida de las estrellas son ciertamente distintas. La razón principal radica en que éstas forman un núcleo de carbono y oxígeno que alcanza mayores temperaturas y densidades de modo que en la fase de enana blanca resultante intermedia, el núcleo está formado fundamentalmente por oxígeno, neón y también con cierta cantidad de magnesio. Como consecuencia de una serie de procesos físicos, la presión que equilibra la estrella con respecto del colapso gravitacional, disminuye rápidamente hasta llegar a un punto en que el objeto compacto se vuelve inestable. Entonces ocurre una contracción repentina y la ignición explosiva del oxígeno y del neón que aún quede dando como resultado un evento catastrófico (la “explosión supernova”).

Así pues podemos decir que las supernovas son explosiones descomunales en las que estalla una estrella completa. Son extremadamente brillantes, rivalizando, por unos pocos días, con la emisión de luz combinada de todo el resto de las estrellas en la galaxia. El estudio es incluso difícil para los grandes telescopios, por encontrarse en distantes galaxias. Pero ocasionalmente ocurren en galaxias cercanas, y entonces es posible un estudio detallado en todo el espectro electromagnético. La última supernova vista en nuestra galaxia, fue la descubierta en 1.604 por Kepler. La más brillante desde entonces fue la supernova 1987A, en la Gran Nube de Magallanes, una pequeña galaxia satélite de la Vía Láctea. Se estima que en nuestra galaxia se produce una supernova cada 50 o 100 años, pero la mayor parte de ellas están oscurecidas por el polvo interestelar al producirse “al otro lado” de nuestra galaxia, con lo que ya llevamos cuatro siglos de espera.

Atendiendo a sus distintas historias evolutivas, las supernovas se clasifican en dos tipos diferenciados. Las supernovas de Tipo I resultan de la transferencia de materia dentro de un sistema binario que consiste de una estrella enana blanca y una estrella gigante, mientras que las supernovas de Tipo II son, en general, estrellas individuales que llegan a su final por medio de una explosión catastrófica. Después de la explosión, el material eyectado continúa expandiéndose en una capa alrededor del sitio progenitor, mientras que, en las supernovas del Tipo II, una “estrella de neutrones” central permanece. ¿Qué es una estrella de neutrones? Postulados en 1.933, estos objetos son la consecuencia del colapso del núcleo estelar ya despojado de sus capas exteriores cuando éste supera el límite de 1,44 veces la masa del Sol. Se genera un proceso en el cual los electrones se mueven con una velocidad inmensa y al chocar con los protones los transforman en neutrones que son incapaces de generar la presión equilibrante necesaria frente a la fuerza de gravedad, con lo que el colapso es inevitable. La estrella se transforma en un gas de neutrones. Disminuye su tamaño considerablemente hasta llegar a un radio de entre 10 a 20 kilómetros. La inmensa presión y temperatura que se dan cita en el núcleo de hierro de la supernova en el momento de su explosión origina una de estas estrellas, haciendo que a pesar de sus cargas opuestas, los electrones y protones se aproximen de tal manera que acaben fusionándose y originando neutrones. Por debajo de una corteza sólida, de unos cuantos metros de espesor, estos neutrones forman una materia tan densa en el interior profundo de la estrella, que una cucharada de la misma podría llegar a pesar mil millones de toneladas.

Explosiones cósmicas de rayos gamma y agujeros negros.

Si la masa del núcleo estelar que se colapsa es suficientemente pequeña, entre 1,5 y 2,5 masas solares, los propios neutrones podrán frenar el colapso, pero de lo contrario, seguirá contrayéndose hasta concentrarse toda la materia en una singularidad, una región del espacio de densidad infinita de la cual ni la propia luz puede escapar, siendo atraída toda la materia circundante por el intensísimo campo gravitatorio (y de ahí el nombre de agujero negro). Las masas iniciales de las estrellas que dan lugar a supernovas (y producen estrellas de neutrones) van desde unas 10 masas solares hasta las 25 o 30. ¿Pero que ocurre con las estrellas más masivas aún?

Las respuestas a este interrogante comenzaron en 1.969 cuando los satélites norteamericanos de la serie Vela[1] recogieron en sus detectores 16 incrementos muy fuertes del número de fotones gamma sobre el nivel de fondo provenientes de fuentes exteriores al Sistema Solar. Tras estudiar estos incrementos, un grupo de científicos estadounidenses anunciaron el descubrimiento de los estallidos cósmicos de rayos gamma (abreviadamente GRB, del inglés gamma-ray burst). Éstos se muestran como breves fogonazos de fotones cósmicos de alta energía (≥ 0,1 millones de electronvoltios), distribuidos de manera isótropa en la esfera celeste, lo que sugiere su origen cósmico. A partir de entonces, grupos de científicos e ingenieros de todo el mundo comenzaron a desarrollar una instrumentación nueva a fin de estudiar el fenómeno. Actualmente se detectan a un ritmo aproximado de 300 por año. La ocurrencia de los GRB no es periódica, pero los eventos muestran una notaria bimodalidad por lo que se refiere a su estructura temporal: el ~25% son cortos (duran de media 0,2 s) con alta emisión de partículas gamma, frente al ~75% que son largos (duran de media 30 s) y con más proporción de partículas de más baja energía.

Imágenes obtenidas con el telescopio espacial Hubble (HST) de la emisión óptica postluminescente del GRB de larga duración que aconteció el 23 de enero de 1999 (GRB 990123) superpuesto a la galaxia anfitriona (al parecer al menos dos galaxias en interacción a z = 1.60) a los 23 y 59 días de la explosión. Nótese cómo en la última imagen, tomada un año después, el GRB ya ha desaparecido.

Un paso fundamental para profundizar en el conocimiento de los GRB fue la detección de contrapartidas, en otras longitudes de onda distinta a los propios rayos gamma, asociadas al fenómeno y, en particular, en rayos X (como consiguió el satélite BeppoSAX en 1997) que permitió el descubrimiento de las primeras en el visible ya en ese año. El brillo en rayos-X disminuía vertiginosamente a medida que transcurrían las horas. Gracias a satélites como BeppoSAX, y otros posteriores (INTEGRAL, HETE-2, Swift, Fermi), los astrofísicos hemos podido identificar a los objetos responsables de estos cataclismos descomunales, más energéticos incluso que las propias supernovas (de ahí el nombre de “hipernovas”). La energía equivalente, depositada en pocos segundos en unos pocos kilómetros sería equivalente a unos 30.000 quintillones de bombas atómicas como la triste recuerdo de Hiroshima).

Hoy está admitido que las hipernovas asociadas a los GRBs de larga duración son causadas por explosión de estas estrellas masivas, concretamente del tipo “Wolf-Rayet” (WR), astros que se formaron originariamente con una masa de al menos 25 veces la masa del sol y cuyo constituyente principal era el hidrógeno. Durante la fase WR, una vez desprovistas de las capas externas, exponen el helio, oxígeno y elementos más pesados producidos por las reacciones termonucleares en su interior durante la fase precedente en su ciclo vital. El colapso final da lugar primero a una estrella de neutrones que a su vez vuelve a colapsar formando un agujero negro. Así podemos decir que una explosión cósmica de rayos gamma es como el “llanto” de un agujero negro recién nacido, como consecuencia de la muerte de la estrella progenitora. Y en el pasado mes de abril se detectó el “llanto” más lejano jamás escuchado, a z = 8.3, tanto que ha establecido (por ahora) el récord de distancia en lo que a la galaxia donde se ha producido se refiere, ya existente tan sólo 200 millones de años después de la Gran Explosión.

Hemos de añadir que estos agujeros negros estelares son la versión a escala de los agujeros negros supermasivos (con masas de cientos de miles o incluso millones de masas solares) que residen en el corazón de todas las galaxias (Vía Láctea incluida) y de los que todavía no hay acuerdo entre los científicos sobre si se formaron antes que las primeras generaciones de estrellas en las galaxias o tal vez después.

Toda una pléyade de observatorios, en especial los robóticos como el desarrollado al abrigo del proyecto BOOTES por nuestro equipo, está a la espera de recibir alertas de ocurrencia de GRBs, tras la detección del fenómeno por los satélites científicos. La rápida observación es crucial para el estudio del fenómeno.

Y por último, sólo añadir que el estudio de estas “criaturas” del Universo, las más voraces sin lugar a dudas, ha impulsado el desarrollo de observatorios robóticos con alta rapidez de apuntado de sus telescopios, de modo que en sólo segundos tras las alertas recibidas, se puedan adquirir datos de gran valía científica.

[1] Del español velar; fueron designados para verificar el cumplimiento del Tratado de No Proliferación Nuclear por parte de la por entonces Unión Soviética.

AUTOR >> Maria Victoria Fonseca González - Universidad Complutense de Madrid
Alvaro Labiano - IEM-CSIC
Alberto J. Castro-Tirado - IAA-CSIC

Créditos

Imágenes de NASA, Hubble, Chandra, MAGIC.

Saber más

http://magic.mppmu.mpg.de/ - Telescopio MAGIC
Telescopio Chandra
Explosiones gamma en el móvil - ATDU 12
Bestiario Galáctico - ATDU 32
Giménez, A. y Castro-Tirado, A. J. 1998, “Astronomía X”, ed. Equipo Sirius, Madrid (ISBN: 84-86639-83-2).
Shapiro, S. L. y Teukolsky, S. A. 1983, “Black holes, white dwarfs and neutron stars”, John Wiley & Sons, Nueva York (ISBN: 0-471-87317-9).