Durante una parte de su vida la fuente de energía de las estrellas es la fusión nuclear. Las regiones centrales de las estrellas son tan densas y calientes que los núcleos atómicos que componen el material estelar pueden fusionarse para dar núcleos más pesados. Este proceso libera una gran cantidad de energía, calentando el gas hasta temperaturas de millones de grados. La presión que ejerce este gas caliente evita que la estrella colapse debido a su propia gravedad.

 

En una primera etapa el combustible nuclear es el hidrógeno, el elemento más liviano de la Tabla Periódica: dos núcleos de hidrógeno se fusionan para dar un núcleo de helio, el siguiente elemento más pesado. Cuando todo el hidrógeno se ha consumido comienza la fusión del helio para dar carbono, oxígeno y otros elementos pesados. A medida que la estrella evoluciona a través de las distintas etapas de combustión, dependiendo principalmente del valor su masa, pueden ocurrirle distintos fenómenos. En particular las estrellas pierden masa por medio de fuertes vientos (como lo hace el Sol a través del viento solar), e incluso en algunos casos pueden eyectar completamente sus capas externas en forma violenta.

 

El proceso de fusión en el núcleo continúa hasta que este queda compuesto principalmente por hierro. Dada su particular estructura, cuando dos núcleos de hierro se fusionan no se libera energía, sino que por el contrario es necesario entregarles energía para que fusionen. La estrella se ha quedado entonces sin combustible y comienza a colapsar bajo el efecto de su propia gravedad.

 

La evolución posterior de la estrella depende de la masa que reste en el núcleo. Si la masa es menor a aproximadamente 1.4 veces la masa del Sol⁽¹⁾ (M_Sol ) la estrella es capaz de detener su colapso y se forma una enana blanca. Las enanas blanca son estrellas "muertas", que se han quedado sin fuentes de energía y se apagan lentamente a medida que el gas se va enfriando. Las enanas blancas tienen radios característicos de unos 7000 km (similares al radio de la Tierra) y la densidad en su interior es muy alta, típicamente de 10⁶ g/cm³ (una tonelada por cm³). Debido a que la densidad es tan alta la materia no se comporta siguiendo las leyes de la Termodinámica clásica, sino que se rige por las leyes de la Mecánica Cuántica.

 

Si la masa del núcleo remanente es mayor a 1.4 M_Sol pero menor que aproximadamente 3 M_Sol , la estrella es aún capaz de detener su colapso, pero en lugar de una enana blanca termina su vida como una estrella de neutrones. Las estrellas de neutrones son aún más compactas que las enanas blancas, con radios característicos de unos 10 km y densidades de hasta 10¹⁵ g/cm³. Una variedad de fenómenos complejos ocurren alrededor de estos objetos. Los sistemas conocidos como púlsares son estrellas de neutrones con campos magnéticos muy fuertes.

 

Cuando la masa remanente en el núcleo estelar es mayor que el límite máximo para que se forme una estrella de neutrones, la estrella no es capaz de detener su colapso y se contrae hasta que se forma un agujero negro. Un agujero negro es una región del espacio (estrictamente del espacio-tiempo) limitada por una superficie conocida como horizonte de eventos.⁽²⁾ El horizonte de eventos tiene la particularidad de que una vez que se atraviesa no se puede volver a salir. Nada que cruza el horizonte de eventos, ni siquiera la luz, puede volver a escapar, y cae inevitablemente hacia el centro del agujero negro. La existencia de los agujeros negros es predicha por las ecuaciones de la Teoría de la Relatividad General formulada por Albert Einstein.

 

No es posible observar un agujero negro directamente, así que su presencia debe inferirse indirectamente por las perturbaciones que generan en la región que los rodea. Existe fuerte evidencia de que existen en el Universo agujeros negros con masas desde algunas veces la masa del Sol, hasta millones y miles de millones de masa solares. Estos agujeros negros supermasivos ocupan los centros de muchas galaxias, incluyendo la nuestra, donde existe un agujero negro de unos 4 millones de masas solares. En lo que sigue nos ocuparemos de lo que puede ocurrir en el entorno de los agujeros negros de algunas masas solares, de los que se cree hay un gran número en nuestra galaxia.

 

Los agujeros negros de masa solar y las estrellas de neutrones no siempre están aislados: pueden formar sistemas binarios junto con una estrella compañera ordinaria.⁽³⁾ En estos sistemas una parte de la materia perdida por la estrella (ya sea en forma de vientos, o por algún otro mecanismo) cae hacia el objeto compacto (la estrella de neutrones o el agujero negro) a causa de la intensa atracción gravitatoria que este ejerce. Este proceso se conoce como acreción. El gas se calienta a medida que es acretado y comienza a emitir radiación electromagnética. Esta radiación es muy energética y ocupa típicamente la banda de los rayos X,⁽⁴⁾ por lo que estos sistemas reciben el nombre de binarias de rayos X. Hay más de 400 binarias de rayos X conocidas en nuestra galaxia (ver Figura 1), y también se han identificado algunas en galaxias vecinas.

 

El proceso de acreción de materia es complejo, formándose en realidad un sistema con varias componentes. La Figura 2 muestra una representación artística de una binaria de rayos X.

 

Como el objeto compacto está siempre en rotación la materia no cae radialmente hacia él, sino que lo hace más lentamente y siguiendo una trayectoria de tipo espiral. Se forma entonces un disco alrededor del objeto central, conocido como disco de acreción. La materia en la parte más interna del disco de acreción está muy caliente, y puede a su vez "inflarse" formando una nube de gas caliente y menos denso llamada corona. Tanto la corona y el disco de acreción emiten rayos X. Finalmente, es posible que una fracción de la materia en acreción no sea tragada por el objeto compacto, si no que sea expulsada del sistema en forma de dos chorros colimados (con un ángulo de apertura pequeño) de partículas o jets. A las binarias de rayos X que presentan jets se las denomina microquasares.

 

Los microquasares deben su nombre a que comparten muchas características con los quasares, fuentes extragalácticas conocidas con anterioridad que también presentan eyección de jets. Los quasares (llamados así por la abreviatura de su nombre completo en inglés, quasi-stellar radio sources, fuentes de radio cuasi-estelares) son núcleos de galaxias donde existe un agujero negro supermasivo, que acreta materia del medio interestelar y es capaz de lanzar jets que se propagan por distancias de millones de años luz. Los quasares perteneces a un tipo más general de núcleos galácticos, los llamados núcleos activos de galaxias (AGN, Active Galactic Nuclei). Los microquasares parecen ser entonces versiones en pequeña escala de los quasares. Una comparación entre ambos tipos de fuentes, destacando sus analogías, se muestra en el esquema de la Figura 3.

 

El primer microquasar fue descubierto por Félix Mirabel, Luis Felipe Rodríguez y colaboradores en 1992. Se trata de la fuente 1E140.7-2942, cuyos jets fueron claramente observados debido a su emisión en ondas de radio (ver Figura 4). La materia que forma los jets de los microquasares es lanzada a velocidades cercanas a la de la luz; se dice entonces que las eyecciones son relativistas.⁽⁵⁾ Los jets transportan una cantidad enorme de energía cinética, y pueden propagarse por distancias de miles de millones de km antes de frenarse o destruirse por interacción con el medio interestelar.⁽⁶⁾ En algunos casos los jets son tan poderosos que pueden modificar significativamente la región que los rodea, como se muestra en la Figuras 4 y 5 en el caso de los jets del microquasar Cygnus X-1.

 

Los jets en los microquasares no son permanentes, sino que las fuentes alternan períodos con jets y sin jets. Cuando presenta jets se dice que el sistema está en el estado low-hard, y cuando no en el estado high-soft. El espectro radiativo en ambos estados es diferente: en el estado high-soft domina la emisión del disco de acreción, mientras que en low-hard la de la corona y posiblemente los jets.

 

El proceso físico que permite el lanzamiento de los jets no está aún hoy completamente entendido, aunque en general se acepta la idea de que está fuertemente relacionado con el campo magnético que existe en las cercanías del objeto compacto. Otros aspectos de la propagación de los jets, como por ejemplo el mecanismo que los mantiene colimados sobre grandes distancias, o las inestabilidades que pueden propagarse en el gas y llegar a destruirlos, son también problemas abiertos. El estudio de estos tópicos se aborda hoy en buena parte por medio de grandes y complejas simulaciones numéricas.

 

La composición de la materia que forma los jets también es desconocida. Se sabe por cierto que una fracción deber ser electrones muy energéticos o relativistas. Su presencia se infiere directamente del espectro de emisión en ondas de radio de los jets. La forma del espectro de radio indica claramente que la emisión se debe a un proceso conocido como radiación sincrotrón, que es él tipo de radiación que emiten partículas muy energéticas, en este caso electrones, cuando son aceleradas en presencia de un campo magnético.

 

Aunque se detectan por su emisión característica en radio, el espectro radiativo de los jets abarca casi todo el espectro electromagnético, desde radio hasta rayos X, y posiblemente rayos gamma (ver más abajo). Además de la radiación sincrotrón, otros procesos físicos pueden contribuir al espectro de emisión los jets de microquasares. Estos procesos involucran la interacción de las partículas relativistas en el jet con otras partículas o con radiación, que pueden provenir del mismo jet o de la estrella compañera. Se dice que el espectro de emisión de los jets es no térmico, ya que radian por mecanismos diferentes del que lo hacen, por ejemplo, las estrellas normales o el disco de acreción. En estos casos se dice que el espectro es térmico, ya que la radiación es la que emite el gas por el sólo hecho de estar a temperatura muy alta. En las Figuras 6 y 7 se muestra el espectro (no térmico) en rayos X de Cygnus X-1, junto con el espectro (térmico) del Sol.

 

Se han propuesto algunos mecanismos que explican de qué manera podrían acelerarse partículas eficientemente hasta energías relativistas en las condiciones físicas presentes en los jets. Surgen aquí sin embargo dos preguntas: ¿pueden por estos mecanismos acelerarse además de electrones otros tipos de partículas, como por ejemplo protones, si es que existen en los jets?, ¿es posible que estas partículas alcancen energías tan altas como para emitir rayos gamma, la radiación de más alta energía del espectro electromagnético?

 

Desde hace algunos años se sabe que la respuesta a la segunda pregunta es que, en efecto, al menos algunos microquasares son fuentes de rayos gamma. Hasta el momento cuatro microquasares han sido detectados a altas energías. En algunas fuentes la emisión es persistente, mientras que en otras (como es el caso de Cygnus X-1) se han observado fulguraciones transitorias. Imágenes de los microquares LS 5039 y Cygnus X-3, de los cuales se ha detectado radiación gamma, se muestran en las Figuras 8 y 9.

 

Existe un gran interés en la detección de más binarias de rayos X a altas energías, por lo que son el blanco frecuente de observación con telescopios de rayos gamma tanto terrestres, como los arreglos de detectores de rayos gamma HESS en Namibia, VERITAS en los EEUU y MAGIC en España, como instalados a bordo de satélites, como el satélite Fermi de la NASA, el satélite italiano AGILE y el satélite INTEGRAL de la Agencia Espacial Europea (ver Figuras 10 y 11). Ya se planea la construcción de nuevos telescopios de rayos gamma con mayor sensibilidad que permitirán detectar fuentes más débiles. En particular, para los próximos años se planea la construcción y entrada en funcionamiento de un nuevo arreglo de telescopios terrestres de rayos gamma llamado CTA (Cherenkov Telescope Array). CTA contará en realidad con dos arreglos, uno en el hemisferio norte y otro en el hemisferio sur, con el objetivo de lograr una cobertura lo más completa posible del cielo. La Argentina es parte del consorcio de países que integran el proyecto CTA, y se están llevando a cabo actualmente trabajos para identificar posibles sitios para el emplazamiento del arreglo sur en nuestro país.

 

La detección de los microquasares a altas energías puede brindar información muy importante a la hora de responder a la primera de las preguntas planteadas. Se cree que la radiación gamma es emitida por las partículas relativistas en los jets. Sin embargo, para ser capaces de emitir radiación de tan alta energía, las partículas deben ser aceleradas hasta energías aún más altas. La energía máxima que pueden alcanzar las partículas depende tanto de cuán eficiente sea el mecanismo que las acelera como de cuán rápido pierden energía, ya sea mismo por radiación o por algún otro proceso. Los electrones son partículas "fáciles" de acelerar, pero a su vez también pierden energía muy rápidamente. Es posible entonces que la radiación de más alta energía en los jets sea emitida por protones relativistas, o por lo menos que la contribución de estas partículas sea significativa.

 

Esta posibilidad está siendo explorada desde el punto de vista teórico por varios grupos en distintos lugares del mundo, incluyendo nuestro Instituto. Se trata de construir modelos (más o menos sencillos) de jets y calcular su espectro radiativo suponiendo que existen allí protones relativistas. El objetivo es poder comparar, en el futuro cercano, las predicciones teóricas con observaciones a altas energías. Los datos observacionales ayudarán, a su vez, a poder conocer al menos en forma aproximada el valor de algunos de los parámetros de entrada de los modelos teóricos.

 

Además de su interés puramente astronómico, los microquasares constituyen buenos "laboratorios" para poner a prueba algunos modelos físicos (como los de aceleración de partículas) en condiciones extremas que no pueden reproducirse en nuestros laboratorios en Tierra.

 

Por otro lado, al ser sistemas cercanos (en términos astronómicos) es posible estudiarlos en más detalle y aplicar lo aprendido al modelado de otros sistemas astrofísicos con jets fuera de nuestra galaxia, como los núcleos activos de galaxias y las erupciones de rayos gamma (GRBs, Gamma-Ray Bursts).⁽⁷⁾