Los rayos X y gamma son los fotones más energéticos de todo el espectro electromagnético. Su estudio, tanto como imágenes como de espectros nos da información de la parte del universo más violento, en las que entran en juego las cantidades más grandes de energía de todo el cosmos, como discos de acreción de agujeros negros, binarias de contacto, galaxias activas, supernovas, etc.
Existen dos grandes dificultades para el estudio de los rayos X y gamma en astronomía. La primera es que los observatorios se deben situar fuera de la atmósfera terrestre, en órbita montados en satélites artificiales, ya que afortunadamente el campo magnético que nos rodea nos protege de esta radiación tan perjudicial para la vida.
La segunda es que la tecnología de lentes para focalizar la luz no es válida para fotones de esta energía. Se ha tenido que desarrollar otras técnicas de materiales y retos de ingeniería para realizar esta focalización.
El primer hándicap hace que dispongamos de pocos instrumentos en estas franjas de energía. En los rayos X, los primeros detectores fueron instalados en el satélite UHURU y el Einstein, un salto de calidad posterior lo dio el satélite ROSAT. Hoy día en funcionamiento están los observatorios XMM Newton (ESA), Chandra, NUSTAR y NICER (NASA), el Yohkoh (agencia de exploración aeroespacial de Japón), a los que hay que unir el recientemente lanzado Huiyan (agencia espacial China) y el fallido Hitomi (agencia de exploración aeroespacial de Japón), aparte de instrumentos para rayos X colocados en sondas viajeras. Para los rayos gamma se comenzó con el satélite solar OSO, a los que siguió el SAS-2 y el COS-B. Hoy día, en activo tenemos al Compton y Fermi (NASA) y el INTEGRAL (ESA) y detectores o cámaras colocadas en otras sondas de exploración.
En cuanto al segundo problema, desde los primeros estudios con rayos X, se observó que focalizar rayos X necesitaba nuevas técnicas. Si un rayo X se encuentra un espejo o lente, literalmente lo atraviesa, solo en determinadas circunstancias podemos desviar un rayo X. y es utilizando la incidencia rasante. Éste es el principio de funcionamiento del modelo de telescopio Wolter. El aspecto de este telescopio es un conjunto de láminas concéntricas de forma tronco-cónicas con diferentes ángulos que permiten que con dos o tres impactos rasantes de fotones de rayos X conseguir que impacten en el punto focal. En el caso del telescopio NICER, el telescopio Wolter consiste en 24 láminas concéntricas en forma de capas de cebolla recubiertas de platino. Las resoluciones hoy en día para los rayos X están en el orden del segundo de arco, mientras que para los rayos gamma están en el orden de varios minutos de arco.
Sistema colector tipo Wolter del XMM-Newton
Ya tenemos resuelto el telescopio, vayamos ahora con los detectores propiamente dichos. Para los rayos X, por ejemplo, NICER utiliza detectores de deriva de silicio, que puede registrar tanto la energía del fotón incidente, mediante el rastro de ionización que deja en el detector, como el instante preciso en el que se recibe. La precisión en energía ronda la decena de electronvoltio y la precisión en el tiempo roda los microsegundos.
Para los rayos gamma se siguen utilizando detectores de partículas, ya que nos resulta más fácil detectar las partículas energéticas creadas por el rayo gamma al interaccionar con diferentes materiales que detectar el rayo en sí mismo. Se utilizan por tanto detectores de chispas, cámaras de gas o los tradicionales contadores Geiger. Los más avanzados son los detectores de pares electrón – positrón.