Cuando una estrella masiva agota su combustible nuclear, la presión que generaban las reacciones nucleares desciende y no puede contrarrestar su propia gravedad, de modo que la estrella colapsa en lo que se conoce como supernova. Esta explosión expulsa al medio interestelar una cantidad de partículas y energía descomunal, pero en el centro de esa explosión queda un remanente estelar. 
Si la estrella original era muy masiva, el remanente estelar se conoce como agujero negro -regiones del espacio de las que nada puede escapar-. Si la estrella tenía una masa intermedia, los protones y electrones de la estrella original se combinan en el colapso para formar una estrella de neutrones. Estas estrellas se hallan entre los objetos más densos del universo, con una masa superior a la masa del Sol concentrada en una esfera de diez kilómetros de radio. Debido a leyes de conservación del flujo magnético y el momento angular, la estrella de neutrones tiene una rotación muy rápida (de hasta cientos de veces por segundo) y un campo magnético muy potente. Si estas estrellas de neutrones de rápida rotación emiten radiación periódica en todo el espectro electromagnético y que es generada por la energía de rotación de la estrella, son conocidas como púlsares.

Vientos y halos de los púlsares

En la región cercana a la estrella de neutrones, conocida como magnetosfera, debido a la intensidad de los campos magnéticos los fotones se transforman en pares de electrones y positrones que se aceleran y escapan siguiendo las líneas de los campos magnéticos. Estos electrones y positrones, junto a las líneas de campo magnético que escapan de la magnetosfera, se conocen como el viento del púlsar. Este viento, que se lleva parte de la energía de rotación del púlsar, contiene una cantidad de energía de hasta millones de veces la energía liberada por nuestro Sol. El viento está también libre de emisión ya que no interacciona con campos ni partículas en su propagación. En un cierto momento, el viento, que viaja a velocidades cercanas a la de la luz, se encuentra con todo el material que se expulsó en la supernova que dio origen a la estrella de neutrones central y se produce un choque entre el viento y el material de la supernova. En este choque, las partículas del viento del púlsar se aceleran y comienzan a emitir a longitudes de onda que van desde el radio hasta los rayos gamma de alta energía. Estas partículas pueden alcanzar energías mayores que los petaelectronvoltios (electronvoltio es la energía que tiene un electrón sometido al potencial de un voltio, y peta equivale a intensidades de 1015). Es, aproximadamente, la energía de una moneda cayendo desde una altura de diez centímetros, lo que puede no parecer muy impresionante, pero lo es si tenemos en cuenta que toda esa energía está concentrada en una partícula que es al menos ¡1015 veces más pequeña que la moneda! La emisión constante de estas partículas reaceleradas en este choque es lo que se conoce como nebulosa de viento de púlsar o plerión.

Las edades de los púlsares

La situación se complica cuando queremos establecer qué es lo que les ocurre a estas partículas y por eso debemos distinguir diferentes estadios en la evolución de los pleriones, todos ellos ilustrados en el esquema contiguo. En la fase uno, el viento del púlsar está confinado por el material remanente de la supernova y se expande solo siguiendo el crecimiento de esta supernova. Es más, en la expansión de la supernova se forma un choque inverso que comprime aún más este viento, haciendo más complicada su expansión. Esta fase suele durar menos de diez mil años y es la que están viviendo pleriones como la Nebulosa del Cangrejo o 3C 58, el último descubierto en rayos gamma de muy alta energía por los telescopios MAGIC. En la fase dos, el choque inicial y el inverso creado por el material de la supernova expandiéndose por el medio interestelar comienzan a diluirse y el plerión se expande dentro del material del remanente de supernova e incluso fuera, adoptando formas irregulares como puede verse en el panel medio de la imagen. Hay que notar que estos electrones y positrones aún siguen confinados y ahora el choque en el que se aceleran se produce bien entre el viento del púlsar y el material de la supernova, o bien con el propio medio interestelar. Observaciones de este tipo de objetos a energías de teraelectronvoltios por parte de telescopios cherenkov han permitido estudiar la emisión de diferentes subregiones y estudiar la propagación y pérdida de energía de las partículas dentro del plerión. Esta fase dura desde los diez mil hasta aproximadamente los cien mil años, dependiendo de las características del motor central y del medio circundante. Finalmente, cuando el púlsar central empieza a inyectar menos energía en el medio interestelar y, por el movimiento propio imprimido en la explosión que dio lugar a su nacimiento, escapa del remanente de la supernova, el escenario se complica y no estaba claro hasta hace menos de un lustro. Cuando se estudiaban fuentes de este tipo en longitudes de onda como los rayos X se detectaba una fuente muy pequeña que se desplazaba a velocidades supersónicas por el medio interestelar, todavía produciendo y acelerando electrones y positrones hasta energías ultrarrelativistas1. Pero qué sucedía con estas partículas era una incógnita hasta la publicación de un artículo2 en el que se detectaron dos fuentes muy extensas de rayos gamma de altas energías alrededor de dos púlsares con más de cien mil años. Dichas fuentes estaban originadas por los electrones y positrones que escapaban del plerión y formaban un “halo”, por lo que se las bautizó como halos de púlsares. Estas fuentes son las que corresponden a la fase tres de la imagen, donde puede verse que las partículas escapan del plerión y se propagan libremente en el medio interestelar. A pesar de que estas partículas tengan propagación libre, debido a los campos magnéticos existentes en la galaxia las partículas no siguen trayectorias rectas, sino que se difunden en unos desplazamientos aleatorios siguiendo las turbulencias de las líneas de campo magnético. 

El origen de los rayos cósmicos

Estos electrones y positrones ultrarrelativistas que escapan de los pleriones y se inyectan eficientemente en el medio interestelar pasan a formar parte de los omnipresentes rayos cósmicos. Se trata de partículas ultrarrelativistas cargadas que se desplazan por nuestra Galaxia permeándola isotrópicamente de una cantidad similar de partículas generadas de manera térmica y no térmica. El origen de estos rayos cósmicos es aún discutido hoy en día, más de cien años después de su descubrimiento. La composición se considera constante a lo largo de toda la Galaxia, y en su mayoría están compuesto de protones y helio, pero la pequeña fracción formada por electrones y positrones es muy importante para estudiar su propagación e inyección por posibles fuentes cercanas. La cuestión es que los electrones y positrones, al tener masas dos mil veces más pequeñas que las de los protones, pierden energía mucho más rápidamente y, por tanto, los de más alta energía solo pueden proceder de fuentes vecinas, o de otra manera perderían la energía demasiado rápido y no los detectaríamos. Por otro lado, los electrones y positrones, a pesar de ser creados en la misma proporción en púlsares, muestran orígenes muy diferentes en la Galaxia. Los electrones se consideran rayos cósmicos primarios porque se aceleran directamente en fuentes como remanentes de supernova, mientras que los positrones se consideran rayos cósmicos secundarios porque se crean en las colisiones de rayos cósmicos primarios con partículas del medio interestelar. Es por esto que la proporción de unos sobre otros debía ser constante, o al menos una función continua sobre la energía, pero desde hace algunos años se sabe experimentalmente que no es así y se miden más positrones de los que se esperan por colisiones de rayos cósmicos en el medio interestelar. 
Las fuentes mundanas consideradas como principales candidatas para explicar estos positrones son los púlsares, mientras que hay explicaciones más exóticas que sostienen que estos positrones podrían provenir del decaimiento o la aniquilación de materia oscura en la Galaxia. La primera condición para que los púlsares fuesen la explicación de estos rayos cósmicos era la inyección eficiente de partículas de alta energía en el medio interestelar, y eso quedó resuelto con el descubrimiento de estos halos creados por partículas de centenares de teraelectronvoltios. Otra de las características importantes de la inyección de estas partículas es la velocidad a la que estas se desplazan. Como decíamos arriba y puede verse en el esquema de la evolución del plerión, las partículas cargadas que se desplazan en un campo magnético turbulento lo hacen siguiendo caminos aleatorios en lo que se conoce como propagación por difusión. A nivel macroscópico, este desplazamiento puede ser caracterizado por lo que se conoce como coeficiente de difusión, que puede ser considerado un representante de la velocidad de propagación. Pues bien, de acuerdo con las medidas directas de rayos gamma emitidos por los halos de púlsares, se descubrió que este coeficiente de difusión era varios órdenes de magnitud inferior al que se considera para la propagación media en la galaxia. Por un lado, este coeficiente de difusión medio se basa en diferentes suposiciones, mientras que el medido en los halos es una medida directa; pero, por otro lado, la extrapolación del coeficiente de difusión medido en la región rodeando a los halos a regiones fuera de los mismos es también una asunción que no está respaldada a día de hoy por ninguna medida experimental. De modo que el problema de los positrones extra medidos en la Tierra sigue quedando abierto: los púlsares sí que inyectan eficientemente positrones (y electrones) en el medio interestelar a través de los halos, pero si estos se desplazan a la misma velocidad medida dentro de los halos en todo el medio interestelar, los de más alta energía no nos llegarían desde ningún púlsar cercano conocido y otras explicaciones como púlsares desconocidos u otras fuentes tienen que ser invocadas para explicar este exceso de positrones.

El futuro

Para acabar, me gustaría echar un vistazo al futuro en la observación y estudio de estos complejos de púlsares, pleriones y halos de púlsares, sobre todo enfocados a su observación en rayos gamma de alta energía: 
Los púlsares se hallan entre las fuentes galácticas más abundantes visibles en rayos gamma, y el futuro Cherenkov Telescope Array Observatory (CTAO), en el que el Instituto de Astrofísica de Andalucía tiene una gran participación, con su umbral de energía más bajo que la actual generación de telescopios cherenkov, permitirá el estudio de los límites energéticos en la emisión de estas fuentes para localizar con exactitud dónde se aceleran las partículas que generan la emisión pulsada que medimos en la Tierra.
Los pleriones son las fuentes galácticas más abundantes visibles en rayos gamma de muy alta energía, y CTAO se ocupará del estudio de estas fuentes, multiplicando el número de fuentes detectadas hasta llegar a los cientos. Estudiadas con una mejor resolución angular y energética, permitirán un análisis pormenorizado de la aceleración y propagación de los electrones y positrones ultrarrelativistas acelerados en este tipo de fuentes. Para un estudio pormenorizado de estas fuentes, observaciones en multibanda son esenciales.
Los halos de los púlsares son más complicados de abordar debido a la extensión física de las fuentes, que implican o bien una extensión angular del orden de grados si estas son cercanas, o una intensidad muy baja si son lejanas, todo ello debido a la baja cantidad de energía que contienen. Para esto, la sensibilidad sin parangón de CTAO, así como las nuevas cámaras con un campo de vista mucho más amplio que el de la actual generación de telescopios cherenkov, permitirán tratar de resolver los problemas abiertos acerca de si la velocidad de propagación de electrones y positrones en el medio interestelar rodeando a estas fuentes es similar en todas ellas o depende de la región en que estén localizadas. Igualmente, permitirá investigar si esta reducción de velocidad con respecto a la media en la Galaxia es propia de regiones rodeando este tipo de fuentes o se puede extender a toda la Galaxia, lo que haría temblar los cimientos de los modelos de propagación de rayos cósmicos dentro de la Galaxia tal y como los entendemos actualmente. 

1. Caraveo, P. et al., Science, 301, 1345-1347 (2003)
2. “Extended gamma-ray sources around pulsars constrain the origin of the positron flux at Earth”. Abeysekara, A. U. et al., Science 358, 911–914 (2017).
López-Coto, R. et al., Nature Astronomy, 6, 199- 206 (2022).