Astrofísica de Rayos Gamma de alta y muy alta energía

Los primeros telescopios de luz Cherenkov atmosférica se construyeron desde los años 60. Estos realizaron intensas campañas de búsqueda de fuentes astrofísicas de rayos gamma de alta y muy alta energía sin fruto alguno. Poco a poco, fueron refinando la técnica y hubo algunas evidencias o detecciones marginales de fuentes. Pero fue hasta 1989, que el observatorio Whipple, en Arizona, logró la detección positiva de la nebulosa del Cangrejo, que es el resultado de una supernova, que con el tiempo se ha convertido en la fuente estándar de todos los observatorios de rayos gamma de alta y muy alta energía. Durante los siguientes 15 años se descubrieron pocas fuentes nuevas, apenas una por año. Fue hasta que la nueva generación de telescopios de luz Cherenkov atmosférica, HESS (High Energy Stereoscopic System) y Magic (Major Atmosferic Gamma-ray Imaging Cherenkov Telescope), a partir del 2004, probaron su singular sensitividad para descubrir y estudiar fuentes individuales y realizar mapas de áreas limitadas del cielo. Por ejemplo, casi un ciento de fuentes de rayos gamma de alta energía han sido descubiertas y se han determinado sus espectros, muchas de estas fuentes están alineadas con el Plano Galáctico.

Por otro lado, el primer observatorio de luz Cherenkov en Agua plenamente operacional y con resultados científicos fue el observatorio Milagro, que opero desde el año 1999 hasta el 2008 en las montañas de Jemez en Nuevo México, E. U. A. Milagro mostró sus capacidades con el descubrimiento de fuentes extensas, el monitoreo del cielo y la detección de fuentes transitorias. Por ejemplo, Milagro fue el primero en hacer un mapa del 70% del cielo y en observar rayos gamma provenientes de la galaxia, descubrió fuentes extensas de rayos gamma de muy alta energía en el plano Galáctico, determinó que existe una asimetría a gran escala de los rayos cósmicos que nos llega a la Tierra y descubrió dos zonas del cielo con exceso de rayos cósmicos difíciles de explicar con las fuentes astrofísicas y los campos magnéticos conocidos hasta ahora. La segunda generación de observatorios que usan la técnica de detectar las partículas por su emisión de luz de Cherenkov en agua es HAWC.

Milagro consistió de un reservorio de agua aislado de la luz ambiental, con dimensiones de 60 m × 80 m y 8 m de profundidad con dos capas de fototubos o fotosensores, complementado por un arreglo de 175 pequeños tanques de agua auxiliares, cada uno dotado de un fototubo. La función principal de la capa superior de fototubos era determinar la dirección de la partícula primaria, mientras que la función de la capa inferior era la discriminación de cascadas producidas por un rayo cósmico cargado de una producida por una gamma. Los tanques auxiliares permitían estimar el centro y dimensiones de la cascada, mejorando la resolución angular y la discriminación de hadrones. Las dimensiones, diseño y ubicación de MILAGRO fueron fijados por la infraestructura existente en el sitio en Nuevo México. HAWC sigue un diseño optimizado tomando en cuenta lo aprendido en MILAGRO.