Astrof ísica de altas energías Alberto Carramiñana Alonso Instituto Nacional de Astrof ísica, Óptica y Electrónica Tonantz...
Esta conferencia llega a Usted gracias a  www.astronomos.org
 
Luz y rayos <ul><li>1800: William Herschell descubre  los “rayos calor íficos”   (luz infrarroja) </li></ul><ul><li>1801: ...
Rayos gamma (  ) <ul><li>Descubiertos como emisi ón de substancias radiactivas (  ,   ,   ) </li></ul><ul><ul><li>Foto...
Los rayos c ósmicos <ul><li>Radiaci ón proveniente del cosmos  descubierta en 1912 por Victor Hess </li></ul><ul><li>1920s...
Energ ía y prefijos 1 electr ón-volt (eV) = energía que adquiere un electrón sometido a un volt Luz visible:  2 eV      3...
Las cascadas atmosf éricas Pierre Auger (1934): detectores a 100m de distancia registran el arribo casi simult áneo de par...
 
 
Rayos c ósmicos Las part ículas más energéticas del universo: hasta 300 EeV * Energ ía Energ ía Flujo 10 9  eV 1 000 000 0...
Observatorio Pierre Auger Para medir una part ícula por km 2  por siglo...  ¡¡3000 km 2 !!
¿Origen de los rayos c ósmicos? <ul><li>Los rayos c ósmicos no viajan en línea recta </li></ul><ul><li>En 1949 Fermi propo...
3 K 3000 K 10 8  K T érmico  eV meV eV keV MeV GeV TeV PeV neV radio IR UV rayos X visible rayos   mm m  m nm mm THz GH...
Compton   -ray Observatory Abril 1991 Junio 2000 Uno de los “grandes observatorios” espaciales de la NASA
El tercer cat álogo de EGRET Radio cuasares y objetos Bl Lac Fuentes EGRET no identificadas Pulsares LMC R áfaga solar 271...
Pulsares <ul><li>Descubiertos casualmente por su emisi ón en radio (Hewish, Burnell 1968) </li></ul><ul><li>Estrellas de n...
¡Una estrella mucho m ás pequeña que  la Tierra!
Cuasares <ul><li>Descubrimiento de la radio astronom ía </li></ul><ul><li>Son n úcleos de galaxias que superan en brillo a...
3C 273: el primer cuas á r.  Magnitud 13.  Corrimiento al rojo z=0.158    2200 millones de años luz http://astro.neutral....
3C 296 El estudio en el  óptico de “ radio estrellas” descubiertas en los 1960s estableció que  se tratá de objetos muy le...
20 horas-luz Jet de materia expulsada a 0.98c (294000 km/s) Hoyo negro de 1,000,000,000 masas solares Disco de acreci ón m...
10,000 años-luz
Destellos de rayos gamma Gamma-Ray Bursts (GRBs)
Modelos de GRBs Hipernovas Se requiere producir una “bola de fuego” relativista La energ ía de una supernova (10 44  Joule...
Lanzado 11 de junio 2008
Se espera que descubra miles de fuentes de rayos   con energ ías de algunos GeV
La atm ó sf era como detector <ul><li>Rayos    de muy alta energ ía p roducen cascadas electromagn éticas </li></ul><ul><...
La luz  Cherenkov <ul><li>Part ículas en cascadas atmosféricas pueden ir a 0.999 999c (¡o más!) </li></ul><ul><li>La veloc...
Telescopios Cherenkov atmosf éricos <ul><li>Experimentados desde los 1960s </li></ul><ul><li>Se apuntan a una posición det...
<ul><li>   Whipple: im ágenes de cascadas </li></ul><ul><li>   Hegra: im ágenes en  est é reo  </li></ul><ul><li>HESS [ ...
Detectores Cherenkov de agua <ul><li>Detectan las part ículas de la cascada </li></ul><ul><ul><li>Electrones y muones emit...
<ul><li>Department of Physics, University of Wisconsin </li></ul><ul><li>Current Address: Department of Physics, Universit...
Milagro <ul><li>Primer detector Cherenkov de  agua </li></ul><ul><li>Monitoreo y mapeo de la b óveda celeste “vista  en Te...
MILAGRO por dentro En operaci ón  desde 1999 hasta 2008
Crab Nebula Mrk 421 Cygnus  Region
Mrk 421 7 años de datos: Jul 2000 - May 2007 Previo a discriminaci ón  gamma/hadr ó n  Promediando sobre 64 d ías Flujo pr...
HAWC High Altitude Water Cherenkov <ul><li>Caso cient ífico </li></ul><ul><li>Mapa profundo de 2/3 del cielo en rayos   <...
Re-uso de fototubos y electr ónica de  Milagro HAWC 900 tanques  por encima de  4000m 5m di ámetro     4.3m profundidad 1...
1 km Camino, electricidad e Internet del GTM GTM El sitio de HAWC
La colaboraci ón   HAWC <ul><li>HAWC-MX </li></ul><ul><li>INAOE </li></ul><ul><li>UNAM: </li></ul><ul><ul><li>Instituto de...
 
 
Simulaci ón de HAWC Gammas Protons C = 12.0 C = 16.3 C = 7.5 C = 9.7 C = 0.6 C = 0.6 C = 3.2 C = 1.6 http://umdgrb.umd.edu...
Mapeo Dos tercios de la b ó veda  celeste
 
www.astronomos.org   Derechos Reservados Monterrey, N.L. México Las marcas, logotipos, avisos comerciales, signos distinti...
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Alberto CarramiñAna Altas Energias

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  1. 1. Astrof ísica de altas energías Alberto Carramiñana Alonso Instituto Nacional de Astrof ísica, Óptica y Electrónica Tonantzintla, Puebla RNAA, Monterrey 15 de noviembre de 2008
  2. 2. Esta conferencia llega a Usted gracias a www.astronomos.org
  3. 4. Luz y rayos <ul><li>1800: William Herschell descubre los “rayos calor íficos” (luz infrarroja) </li></ul><ul><li>1801: Johann Ritter descubre los “rayos qu ímicos” (luz ultravioleta) </li></ul><ul><li>1895: R öentgen descubre los rayos X </li></ul><ul><li>1896: rayos  descubiertos por Henri Becquerel </li></ul><ul><li>1912: Victor Hess descubre los rayos c ósmicos </li></ul>Algunos rayos son radiaci ón electromagnética ( l u z ) Otros rayos son haces de part ículas (materia)
  4. 5. Rayos gamma (  ) <ul><li>Descubiertos como emisi ón de substancias radiactivas (  ,  ,  ) </li></ul><ul><ul><li>Fotones con energías superiores a 100,000 electrón-volts (100 keV) </li></ul></ul><ul><li>Dañinos para los tejidos </li></ul><ul><ul><li>tratamientos de tumores </li></ul></ul><ul><li>Rayos  con energ ías por encima de 1,000,000 de eV (1 MeV) pueden materializarse </li></ul> +   e + + e -
  5. 6. Los rayos c ósmicos <ul><li>Radiaci ón proveniente del cosmos descubierta en 1912 por Victor Hess </li></ul><ul><li>1920s-30s: estudios con globos y en alta montaña  RC = protones y n úcleos atómicos (incluyendo  ) de alta energía </li></ul><ul><li>1936: descubrimiento del muón (“electrón pesado” altamente penetrante) </li></ul><ul><li>1947: descubrimiento de los piones </li></ul>
  6. 7. Energ ía y prefijos 1 electr ón-volt (eV) = energía que adquiere un electrón sometido a un volt Luz visible: 2 eV  3 eV micro 0.00 001 10 -6  eV Ondas de radio mili 0.001 10 -3 meV Ondas milim étricas 1 10 0 eV Infrarrojo a ultravioleta kilo 1000 10 3 keV Rayos X mega 1000 000 10 6 MeV Rayos  “suaves” giga 1000 000 000 10 9 GeV Rayos  de alta energ ía Rayos cósmicos de baja energía tera 1000 000 000 000 10 12 TeV Rayos  de muy alta energ ía Rayos cósmicos “normales” peta 1000 000 000 000 000 10 15 PeV Rayos c ósmicos de alta energía exa 1000 000 000 000 000 000 10 18 EeV Rayos c ósmicos de muy alta energía
  7. 8. Las cascadas atmosf éricas Pierre Auger (1934): detectores a 100m de distancia registran el arribo casi simult áneo de partículas de alta energía
  8. 11. Rayos c ósmicos Las part ículas más energéticas del universo: hasta 300 EeV * Energ ía Energ ía Flujo 10 9 eV 1 000 000 000 1 GeV 30 / m 2 segundo 10 12 eV 1 000 000 000 000 1 TeV 1 / m 2 hora 10 15 eV 1 000,000 000,000 000 1 PeV 5 / m 2 año 10 18 eV 1,000 000,000 000,000 000 1 EeV 50 / km 2 año 10 20 eV 100,000 000,000 000,000 000 100 EeV 2 / km 2 siglo
  9. 12. Observatorio Pierre Auger Para medir una part ícula por km 2 por siglo... ¡¡3000 km 2 !!
  10. 13. ¿Origen de los rayos c ósmicos? <ul><li>Los rayos c ósmicos no viajan en línea recta </li></ul><ul><li>En 1949 Fermi propone el mecanismo de aceleraci ón de rayos cósmicos: </li></ul><ul><ul><li>explica propiedades observadas </li></ul></ul><ul><ul><li>principio natural basado en espejos magnéticos </li></ul></ul><ul><ul><li>gigantescas nubes moleculares dan energía a las partículas cargadas </li></ul></ul><ul><ul><li>Funciona en las explosiones de supernova </li></ul></ul>
  11. 14. 3 K 3000 K 10 8 K T érmico  eV meV eV keV MeV GeV TeV PeV neV radio IR UV rayos X visible rayos  mm m  m nm mm THz GHz MHz
  12. 15. Compton  -ray Observatory Abril 1991 Junio 2000 Uno de los “grandes observatorios” espaciales de la NASA
  13. 16. El tercer cat álogo de EGRET Radio cuasares y objetos Bl Lac Fuentes EGRET no identificadas Pulsares LMC R áfaga solar 271 fuentes celestes de rayos 
  14. 17. Pulsares <ul><li>Descubiertos casualmente por su emisi ón en radio (Hewish, Burnell 1968) </li></ul><ul><li>Estrellas de neutrones girando varias veces por segundo </li></ul>0329 Vela Cangrejo Las estrellas de neutrones tienen m á s masa que el Sol en un di ámetro de 20 km (1,000,000,000 toneladas/cm 3 ! ) Haz de radiaci ón Haz de radiaci ón Campo magn ético Chorros de plasma Estrella de neutrones Eje de rotaci ón
  15. 18. ¡Una estrella mucho m ás pequeña que la Tierra!
  16. 19. Cuasares <ul><li>Descubrimiento de la radio astronom ía </li></ul><ul><li>Son n úcleos de galaxias que superan en brillo a la galaxia entera </li></ul><ul><li>Algunos emiten tanta energía como 1,000,000,000,000 Soles durante cientos de millones de años </li></ul><ul><li>(Creemos que) La energía proviene de un hoyo negro supergigante (con una masa hasta 1,000,000,000 veces la del Sol) “devorando” una estrella por año. </li></ul>
  17. 20. 3C 273: el primer cuas á r. Magnitud 13. Corrimiento al rojo z=0.158  2200 millones de años luz http://astro.neutral.org/imagehtml/20050408_3c273.html
  18. 21. 3C 296 El estudio en el óptico de “ radio estrellas” descubiertas en los 1960s estableció que se tratá de objetos muy lejanos y extremadamente luminosos
  19. 22. 20 horas-luz Jet de materia expulsada a 0.98c (294000 km/s) Hoyo negro de 1,000,000,000 masas solares Disco de acreci ón materia girando a casi 0.4c
  20. 23. 10,000 años-luz
  21. 24. Destellos de rayos gamma Gamma-Ray Bursts (GRBs)
  22. 25. Modelos de GRBs Hipernovas Se requiere producir una “bola de fuego” relativista La energ ía de una supernova (10 44 Joules) se canaliza en un haz delgado de material moviéndose a 0.999c Durante un par de segundos aparecen como 10 19 soles para un observador en la dirección del haz
  23. 26. Lanzado 11 de junio 2008
  24. 27. Se espera que descubra miles de fuentes de rayos  con energ ías de algunos GeV
  25. 28. La atm ó sf era como detector <ul><li>Rayos  de muy alta energ ía p roducen cascadas electromagn éticas </li></ul><ul><li>Rayos c ósmicos de muy alta energía producen cascadas hadrónicas </li></ul>150 metros Part ículas cargadas de alta energ ía emiten radiación Cherenkov en el aire (o en el agua)
  26. 29. La luz Cherenkov <ul><li>Part ículas en cascadas atmosféricas pueden ir a 0.999 999c (¡o más!) </li></ul><ul><li>La velocidad de la luz en el aire es 0.9997c </li></ul><ul><li>La velocidad de la luz en el agua es 0.75c </li></ul><ul><li>Partículas que van más rápido que la velocidad de la luz en un medio emiten luz Cherenkov </li></ul>
  27. 30. Telescopios Cherenkov atmosf éricos <ul><li>Experimentados desde los 1960s </li></ul><ul><li>Se apuntan a una posición determinada del cielo </li></ul><ul><li>Requieren noches oscuras y despejadas </li></ul><ul><li>Distinguen rayos  (fotones) de rayos cósmicos (hadrones) haciendo una imagen de la cascada </li></ul>Whipple @ Mt Hopkins
  28. 31. <ul><li> Whipple: im ágenes de cascadas </li></ul><ul><li> Hegra: im ágenes en est é reo </li></ul><ul><li>HESS [  Veritas]: arreglo de varios telescopios tipo Whipple </li></ul><ul><li>MAGIC: antena de 17m (MAGIC I+II) </li></ul>Nuevos Telescopios Cherenkov atmosf éricos (2003) CTA + AGIS: arreglos masivos de telescopios Cherenkov
  29. 32. Detectores Cherenkov de agua <ul><li>Detectan las part ículas de la cascada </li></ul><ul><ul><li>Electrones y muones emiten luz Cherenkov en el agua “facilmente” </li></ul></ul><ul><ul><li>  e  los cuales radian Cherenkov </li></ul></ul><ul><li>Requieren superficie grande de agua a gran altitud </li></ul><ul><li>Ven todo lo que está a 45º del cenit </li></ul><ul><li>Operan las 24 horas del dia </li></ul>
  30. 33. <ul><li>Department of Physics, University of Wisconsin </li></ul><ul><li>Current Address: Department of Physics, University of Utah </li></ul><ul><li>Santa Crux Institute for Particle Physics, University of California, Santa Cruz </li></ul><ul><li>Current address: Max-Plank-Institute fur Kernphysik </li></ul><ul><li>Department of Physics, University of Maryland </li></ul><ul><li>Los Alamos National Laboratory </li></ul><ul><li>Department of Physics and Astronomy, George Mason University </li></ul><ul><li>Department of Physics, New York University </li></ul><ul><li>Department of Physics and Astronomy, Michigan State University </li></ul><ul><li>Current address: NASA Goddard Space Flight Center </li></ul><ul><li>Current address: Massachusetts Institute of Technology </li></ul><ul><li>Department of Physics, University of New Hampshire </li></ul><ul><li>Department of Physics and Astronomy, University of California, Irvine </li></ul>D. Berley, 5 E. Blaufuss 5 , D.G. Coyne, 3 T. DeYoung, 3,5 B.L. Dingus, 6 R.W. Ellsworth, 7 J.A. Goodman 5 , C.P. Lansdell, 5 J.T. Linnemann, 9 J.E. McEnery, 1,10 A.I. Mincer, 8 M.F. Morales, 3,11 P. Nemethy, 8 D. Noyes, 5 J.M. Ryan, 12 F.W. Samuelson, 6 P.M. Saz Parkinson, 3 A. Shoup, 13 G. Sinnis, 6 A.J. Smith, 5 G.W. Sullivan, 5 D.A. Williams, 3 X.W. Xu 6 and G.B. Yodh 13 MILAGRO: detector Cherenkov de agua de 50m  80 m a 2850m de altura
  31. 34. Milagro <ul><li>Primer detector Cherenkov de agua </li></ul><ul><li>Monitoreo y mapeo de la b óveda celeste “vista en TeV” </li></ul><ul><li>898 “detectores” </li></ul><ul><ul><li>450 + 273 fototubos en estanque </li></ul></ul><ul><ul><li>175 tanques perif éricos </li></ul></ul><ul><li>4000 m 2 / 4.0x10 4 m 2 </li></ul><ul><li>1700 “eventos” por segundo </li></ul><ul><li>Descarta 95% de los rayos c ósmicos </li></ul>8 meters e   80 meters 50 meters
  32. 35. MILAGRO por dentro En operaci ón desde 1999 hasta 2008
  33. 36. Crab Nebula Mrk 421 Cygnus Region
  34. 37. Mrk 421 7 años de datos: Jul 2000 - May 2007 Previo a discriminaci ón gamma/hadr ó n Promediando sobre 64 d ías Flujo promedio es 67% del Crab Milagro - Events/day ASM Flux cts/s MJD - 50000 May-Jul 2005 Exceso 5  durante fase baja en rayos X Smith et al. ICRC 2007 1/1/2000 1/1/2001 1/1/2002 1/1/2003 1/1/2004 1/1/2005 1/1/2006 1/1/2007
  35. 38. HAWC High Altitude Water Cherenkov <ul><li>Caso cient ífico </li></ul><ul><li>Mapa profundo de 2/3 del cielo en rayos  </li></ul><ul><li>Mapear plano Gal áctico </li></ul><ul><ul><li>regi ón de Cygnus </li></ul></ul><ul><ul><li>centro Gal áctico </li></ul></ul><ul><li>Restos de supernova y fuentes difusas </li></ul><ul><li>Cuasares </li></ul><ul><li>Destellos de rayos  </li></ul><ul><li>R áfagas solares </li></ul><ul><li>B úsquedas de materia oscura </li></ul><ul><li>Requerimientos </li></ul><ul><li>Dimensiones: 150m  150m  4.8m </li></ul><ul><ul><li> 100,000 m 3 de agua </li></ul></ul><ul><li>Protegido de la luz ambiental </li></ul><ul><li>Sitio por encima de 4000m </li></ul><ul><li>10 años de operaci ón </li></ul><ul><li>Quince veces mas sensitivo que Milagro </li></ul>
  36. 39. Re-uso de fototubos y electr ónica de Milagro HAWC 900 tanques por encima de 4000m 5m di ámetro  4.3m profundidad 150m x 150m
  37. 40. 1 km Camino, electricidad e Internet del GTM GTM El sitio de HAWC
  38. 41. La colaboraci ón HAWC <ul><li>HAWC-MX </li></ul><ul><li>INAOE </li></ul><ul><li>UNAM: </li></ul><ul><ul><li>Instituto de Astronom ía </li></ul></ul><ul><ul><li>Instituto de F ísica </li></ul></ul><ul><ul><li>Instituto de Geof ísica </li></ul></ul><ul><ul><li>Instituto de Ciencias Nucleares </li></ul></ul><ul><ul><li>Centro Geociencias (*) </li></ul></ul><ul><ul><li>DGSCA </li></ul></ul><ul><li>Benem érita Univ. Aut ónoma Puebla </li></ul><ul><li>Universidad de Guanajuato </li></ul><ul><li>CINVESTAV </li></ul><ul><li>Universidad Michoacana SNH </li></ul><ul><li>UAM Iztapalapa (*) </li></ul><ul><li>Universidad Aut ónoma de Chiapas </li></ul><ul><li>Universidad de Guadalajara </li></ul><ul><li>HAWC-US </li></ul><ul><li>Maryland University </li></ul><ul><li>U. California, Irvine </li></ul><ul><li>U. California, Santa Cruz </li></ul><ul><li>Michigan State University </li></ul><ul><li>George Mason Univ. </li></ul><ul><li>Los Alamos National Laboratory </li></ul><ul><li>University of New Hampshire </li></ul><ul><li>Penn. State University </li></ul><ul><li>University of Utah </li></ul><ul><li>University of New Mexico </li></ul><ul><li>NASA/GSFC </li></ul>+ Universit a di Torino, Italia + IAFE & Balseiro Bariloche, Argentina
  39. 44. Simulaci ón de HAWC Gammas Protons C = 12.0 C = 16.3 C = 7.5 C = 9.7 C = 0.6 C = 0.6 C = 3.2 C = 1.6 http://umdgrb.umd.edu/hawc/ghsep.php
  40. 45. Mapeo Dos tercios de la b ó veda celeste
  41. 47. www.astronomos.org Derechos Reservados Monterrey, N.L. México Las marcas, logotipos, avisos comerciales, signos distintivos, nombres comerciales, patentes, diseños, personajes, conceptos, slogans, documentos y demás derechos de Propiedad Intelectual en lo sucesivo la &quot;Propiedad Intelectual&quot; exhibidas en el Sitio son propiedad de www.astronomos.org y de terceros según sea el caso; sin que pueda entenderse que por simple hecho de que el Usuario pueda acceder al Sitio o al presente documento tenga derecho alguno sobre dicha Propiedad Intelectual. El uso de la información contenida en este sitio es responsabilidad de quien la consulte, copie o accese de nuestras páginas de información.

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