Maite Ceballos Instituto de Física de Cantabria (CSIC-UC) FERROL 2004

Agradecimientos Grupo de Astronomía de Rayos IFCA: Xavier Barcons, Francisco Carrera, Silvia Mateos, Amalia Corral, Jacobo Ebrero, Ludolfo Caíña

Un paseo por el Universo de altas energías...

El Sistema Solar

Venus y Jupiter Credit: NASA/MPE/K.Dennerl et al. Credit: X-ray: NASA/SWRI/R.Gladstone; UV:NASA/HST/J.Clarke et al.; Optical:NASA/HST/R.Beebe et al.)

El Sol

Estrellas NASA/HST/J.Morse/K.Davidson Eta Carinae

MDM/R.Fesen Remanentes de Supernova Cas A Animation: CXC/D.Berry & A.Hobart

Púlsares Optico

Binarias con acreción Illustration: ESA

La Vía Láctea vista desde “fuera”… Credit: S.Digel & S.Snowden (USRA/LHEA/GSFC),ROSAT Project,MPE,NASA ROSAT All-Sky Survey

…y desde dentro Animation: CXC/A.Hobart

El Centro Galáctico en rayos X Animation: CXC/A.Hobart

Galaxias Normales NGC 253

Galaxias Activas Image Courtesy of ESA Animation: CXC/A.Hobart

Cúmulos de galaxias

El fondo de Rayos X

El Lockman Hole

Procesos físicos en Astrofísica de altas energías

Radiación Synchrotron Ingredientes: Campo Magnético Electrones Relativistas Remanentes de supernovas, jets cósmicos,...

Bremsstrahlung Ingredientes: Gas total or parcialmente ionizado Temperatura T> 10 6 K Cúmulos de galaxias

Scattering Compton Inverso Ingredientes: Electrones muy energéticos Fotones Alrededores de agujeros negros, estrellas de neutrones

Líneas de Emisión... CXC/M.Weiss

... y absorción

Telescopios de rayos X

Colimadores Campo de visión limitado por las paredes metálicas que absorben la radiación “fuera del eje” No sensitividad a ángulos  >  max a h  max

Óptica de incidencia rasante Incidencia perpendicular de rayos X sobre una superficie reflectante  absorción. Incidencia rasante: reflexión total  <  cr A grandes E,  cr es menor (  cr ~ 1º a 1 keV para Au) Wolter – I

Cobertura multi-capa Mejorar reflectividad de fotones de altas energías Alternar capas de varios espesores e índices de refracción

Anidamiento de espejos La reflexión se produce solo en un anillo, por tanto la parte central se pierde Anidando espejos se recupera la parte central

óptica MCP (“Lobster eyes”) Muchas aperturas de poro una al lado de otra Con superficies curvadas se pueden alcanzar grandes ángulos sólidos

Espectros: espectrómetros de dispersión por difracción RGS (XMM-Newton)

Detectores e instrumentos pixel boundary Charge packet p-type silicon n-type silicon SiO2 Insulating layer Electrode Structure pixel boundary incoming photons Contador Proporcional Placa Microcanal MicrocalorímetroCCD

Historia de la Astrofísica de Altas energías

Riccardo Giacconi (Genoa 1931)

Los comienzos June-1962: Giacconi y colaboradores lanzan un cohete Aerobee a más de 80 km de altitud durante > 5 minutos con 3 detectores de rayos X Objetivo: detectar rayos X del Sol reflejados en la Luna Dos descubrimientos sorprendentes: Una fuente de rayos X extremadamente brillante, muy discreta en el óptico (Sco X-1) Radiación difusa desde todas direcciones en el Universo (el Fondo cósmico de rayos X) Y por supuesto, ni rastro de la Luna… … hasta 1990!

Sco X-1 FRX

Los primeros pasos : Descubrimiento de Sco X-1 y del Fondo Cósmico de rayos X : Cohetes con detectores : colimadores en órbita (resolución ~ grados) : Primeros telescopios de rayos X de poca energía (Einstein, EXOSAT) 1990-actualidad: Primeros telescopios de rayos X muy energéticos (Chandra, XMM-Newton) y observatorios de rayos  (Granat, CGRO, Integral)

Colimadores en órbita: UHURU Lanzado el 12 Dic 1970 desde Kenya Carga útil de 56 kg! Barrido de todo el cielo a una resolución de varios grados Primer catálogo con cientos de fuentes de rayos X UHURU ( ) Fotografía del satélite Uhuru cortesía de SAO

HEAO-1 Barrido de todo el cielo en 2-60 keV con varios instrumentos. Posiciones de fuentes brillantes con un colimador de resolución 1 arcmin Intensidad y espectro del fondo de rayos X NASA

Einstein IPC: Imaging Proportional Counter HRI: High Resolution Imager SSS: Solid State Spectrometer BCS: Bragg Crystal Spectrometer Observatorio Einstein ( ) keV Primeros 'muestreos' profundos Cielo Extragaláctico NASA

ROSAT PSPC: Position Sensitive Proportional Counter HRI: High Resolution Imager ROSAT ( ) keV Muestro de todo el cielo (6 meses) 10 años de observaciones con apuntado Germany/US/UK

ASCA SIS0 & SIS1 (detectores CCD) –Campo de visión 20’ GIS1 & GIS2 (contadores proporcionales) –Campo de visión 50’ ASCA ( ) keV (focal muy larga) Resolución espejos 2-3' Primer observatorio en rayos X duros: líneas Fe Primera línea ancha del Fe detectada en MCG Japan

Rossi X-ray Timing Explorer (RXTE): Muy buena resolución temporal Banda de energía ancha (2-200 keV) Limitada información posicional Diseñado para observar fuentes brillantes en modo temporal

Los grandes observatorios Chandra/NASA XMM-Newton/ESA

Chandra NASA: (23-VII-1999, Columbia) Alta resolución espacial (0.5'') ACIS: CCDs HRC: MCP HETG + ACIS-S LETG + HRC-S

Chandra Deep Field-South NASA/JHU/AU/R.Giacconi et al.

XMM-Newton

ESA (10-XII-1999): Moderada resolución espacial (~12-15”), resolución espectral media, capacidad imagen sobre keV y gran campo de visión. Espectroscopia de media-alta resolución Optimizado para espectroscopía de rayos X y muestreos

Instrumentos: EPIC Imagen espectroscópica en la banda keV 2 MOS + 1 pn Campo de visión: 30 arcmin

Instrumentos: RGS Espectroscopía dispersiva RGS1 + RGS2 Alta resolución espectral

Instrumentos: OM Optico/UV equipado con rendijas, filtros y detector (contador) Campo de visión: 17’ PSF~ ” Sensitividad (1000 seg)~ 23.5 mag

El Survey Science Centre (SSC) Tareas: Desarrollo de SAS (Science Analysis Software) junto con SOC (Science Operations Centre) Procesado en cadena de todos los datos Dirigir un programa de identificacion de fuentes “extra” de rayos X (incl catalogo de fuentes)

XMM-Newton SOC Procesado en cadena: Productos XMM-Newton Science Archive XMM-Newton flujo de datos PI PPS: Procesado en cadena de los datos Control de calidad de los productos IFCA Santander

XID: El muestreo de fuentes “extra” de XMM-Newton Cada nuevo apuntado de XMM-Newton se descubren ~ fuentes “extra” de rayos X Unas 50,000 nuevas cada año XMM-Newton SSC tareas: –Identificaciones –Catálogo de fuentes

Chandra versus XMM-Newton XMM-Newton : Área espejo 0.4 m 2 Resolución espacial 15 ’’ HEW Sensibilidad límite: erg cm -2 s -1 Chandra: Área espejo 0.08 m 2 Resolución espacial 0.5 ’’ HEW Sensibilidad límite: erg cm -2 s -1

Grandes éxitos de Chandra Credit:NASA/ESA/JHU/R.Sankrit & W.Blair Remanente de Supernova de Kepler

XMM catálogo de fuentes XMM-Newton grandes éxitos Credit:L.P.Jenkins et al 2004;ESA

GRB XMM grandes éxitos (II)

Credit:ESA/XMM-Newton/P.Henry et al. Abell 754 Credit: NASA

Misiones Futuras

ASTRO-E2:futuro inmediato JAXA (Japan)/NASA (USA) Resolución espacial + alta resolución espectral (microcalorímetros) Recuperación de ASTRO-E (10-Feb- 2000).

Los grandes observatorios: CONSTELLATION-X Misión NASA para realizar imagen espectroscópica de alta resolución. Objetivos: estudio físico detallado de fuentes de rayos X de medio flujo. Super-XMM-Newton Lanzamiento

Los grandes observatorios: XEUS Gran observatorio de rayos X, módulos de espejos (MSC) y detectores (DSC) separados (alineamiento activo 50 m) Banda ancha de respuesta keV, 5” (objetivo 2”) Instrumentos: –Gran FOV CCD/DFET (5’-10’) –Cryo 1’ imaging spectrographs

XEUS: Objectivos Científicos Tema 1: Origen y crecimiento de los priemeros agujeros negros masivos en el Universo temprano Tema 2: Formación de los primeros sistemas dominados por materia oscura y gravitacionalmente ligados (pequeños grupos de galaxias y su evolución) Tema 3: Caracterización delmedio intergaláctico Tema 4: Evolución de la síntesis de los metales Astrofísica y Cosmología del Universo profundo

CONSTELLATION-X vs XEUS 4 telescopios 3 m 2 área 1 keV 15” (--> 5”) res angular FOV 2.5’ Res Espectral 2 eV Sensibilidad límite ~ erg cm -2 s -1 Misión Espectroscópica para fuentes brillantes locales Único telescopio 30 m 2 área 1 keV 5” (--> 1”) res angular FOV 1’(CIS), 5-15’ (WFI) Res espectral 2 eV Sensibilidad límite ~ erg cm -2 s -1 Misión de imagen y espectroscopía para el Universo débil y distante CONSTELLATION-XXEUS Super XMM-Newton (40 x) Ultra Chandra (375 x)