Los rayos X y el Universo oculto Francisco Carrera Departamento de Física Moderna Instituto de Física de Cantabria (CSIC-Univ de Cantabria) Conferencia impartida en el Aula Magna de la Universidad de Valladolid el 29 de Marzo de 2001 en las jornadas astronómicas Instigador: Juan Vicente Pérez Ortiz Valladolid, 29 de Marzo de 2001

Índice Astronomía de rayos X Núcleos Galácticos Activos El Fondo de Rayos X XMM-Newton SSC AXIS Lockman Hole XEUS

Lo que recibimos del Universo Rayos cósmicos Ondas gravitatorias Neutrinos Ondas electromagnéticas (luz): Radio IR Opt UV RX R  1m 1mm 1 1Å

Efectos de la atmósfera

Espejos de rayos X

¿Y merece la pena? Los rayos X son >1000 veces más energéticos que la luz visible Vienen de regiones más energéticas Vienen de regiones más calientes Son más penetrantes

Procesos de emisión de rayos X en el Universo Plasmas (gases ionizados) a temperaturas de millones de grados Electrones muy energéticos en campos magnéticos intensos Acreción a objetos compactos

Agujeros negros: ¿Qué son? Agujero negro: Superficie donde velocidad de escape = velocidad de la luz V=2GM/R v R M Radio de Schwarzschild RS=2GM/c2: nada puede escapar de ese radio.

Acreción: ¿Qué es? Caída de materia a la superficie de un astro, liberando la energía que poseía

Discos de acreción La materia que cae a un agujero negro, toma la forma de un disco de acreción, por conservación del momento angular Este disco se calienta a temperaturas superiores a los cien mil grados, emitiendo luz ultravioleta La luz ultravioleta acaba convirtiéndose en rayos X

La luna (y el fondo) Rayos X del sol reflejados Fondo difuso “por detrás” El Fondo de rayos X

El Sol Óptico ~6000 K Rayos X ~1000000 K

Sco X-1 FRX

Estrellas Binarias con transferencia de masa Enanas blancas Estrellas de neutrones Agujeros negros

La galaxia de Andrómeda

Cúmulos de galaxias Cúmulo de Coma Cúmulo de Virgo

Núcleos galácticos activos

Núcleos galácticos activos M87

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Núcleos Galácticos Activos (AGN): El modelo estándar Agujero Negro supermasivo (M=106-109 Masas Solares) Disco de acreción (T=105 grados) Jet (chorro) de electrones muy energéticos colimados por el disco

Núcleos Galácticos Activos (AGN): El modelo estándar NGC4261 Chris Done (University of Durham)

Espectro óptico de un Núcleo Galáctico Activo

Espectro de rayos X de un Núcleo Galáctico Activo Umbrales de absorción Absorción fotoeléctrica Radiación del disco de acreción reprocesada Reflexión (líneas del Fe + y joroba Compton) Exceso blando (disco de acreción)

La línea de fluorescencia del Hierro (Fe K a 6.4 keV) Nandra 2001 Confirmación del corrimiento al rojo gravitatorio predicho por la Relatividad General de Einstein Línea de emisión muy ancha Los rayos X pierden energía para poder escapar del agujero negro

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El fondo de rayos X (FRX) El cielo en rayos X blandos ~0.1-2.4 keV (ROSAT) El cielo en rayos X duros 2-10 keV (HEAO-1 A2)

El origen del FRX Las únicas fuentes lo bastante brillantes y abundantes son los AGN Su espectro promedio es muy distinto al del FRX  Paradoja espectral

Absorción fotoeléctrica y oscurecimiento Elimina los rayos X más blandos La fuente puede ser invisible, salvo en rayos X duros Chandra/XMM ROSAT logNH A menudo el gas está acompañado de polvo que elimina la luz óptica y ultravioleta

El modelo unificado de los AGN (Chris Done, Univ of Durham)

AGN absorbido Turner et al. (2001)

El modelo unificado de los AGN como fuentes del FRX Gilli et al 2000 ¡¡¡Deberían encontrarse muchos AGN absorbidos en observaciones de rayos X duros !!! La mayor parte de los AGN se observan a través del toro, por lo que la emisión de rayos X está muy absorbida: se puede reproducir el espectro del FRX (Setti & Woltjer 1989) Se consigue un buen ajuste suponiendo una relación de 3 a 1 entre AGN absorbidos/no absorbidos (Madau et al 1994, Comastri et al 1995)

La población dominante de AGN Los rayos X duros son la forma más eficiente de detectar la población dominante de AGN (algunos sólo en esa banda -y submm-) Los AGN producen la mayor parte (~90%) del FRX La mayoría (~90%) de los AGN que producen el FRX presentan absorción (y están sin detectar) Los AGN son fuentes brillantes en rayos X  La mayoría de los AGN presentan absorción y están sin detectar

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XMM-Newton ESA, 10-Diciembre-1999

¿Qué observará XMM-Newton? OY Car Todo tipo de fuentes de rayos X, especialmente duros (2-10 keV) En cada observación de XMM se descubrirán entre 50 y 200 nuevas fuentes de propina 100000 nuevas fuentes/año

Survey Science Centre (SSC) El SSC es un consorcio con tres objetivos principales: el procesado sistemático de todas las observaciones de XMM-Newton el desarrollo de programas de análisis científico para los datos de XMM-Newton el programa de seguimiento: identificaciones identificaciones estadísticas El IFCA es miembro del SSC

El Proyecto AXIS Proyecto de identificación de fuentes descubiertas por XMM-Newton ~90 noches de observación en el Observatorio del Roque de los Muchachos (La Palma) 13 centros europeos 35 investigadores Columna vertebral del programa de seguimiento del SSC Liderado por el Instituto de Física de Cantabria (I.P.: X. Barcons)

http://www.ifca.unican.es/~xray/AXIS

El Observatorio del Roque de los Muchachos NOT (2.5) JKT (1.0) INT (2.5) WHT (4.2) GTC (10) TNG (3.5)

AGN con líneas anchas

Cuásares con líneas anchas de absorción z=0.789 Sólo hay ~6 en rayos X hasta ahora ¡y nosotros tenemos dos!

¿Un AGN oscurecido? z=1.224

Galaxias inofensivas que contienen agujeros negros Mkn 205 NELGs

Galaxias “normales” z=0.255 LX~ 1043 erg s-1

G21.5-09: Un remanente de Supernova y más cosas...

Expectativas sobre AXIS Identificación de varios cientos de fuentes extragalácticas y otras tantas galácticas Imagen de ~80 campos de XMM-Newton Caracterización de la población de AGN Identificaciones estadísticas

Identificaciones Estadísticas AGN Cúmulos NELGs Estrellas Galaxias Estrellas Galaxias Cúmulos NELGs AGN

El cielo profundo en rayos X: el Lockman Hole ROSAT: 0.1-2 keV XMM-Newton: 2-10 keV

El cielo profundo en rayos X: el Lockman Hole 12 7 6 5 4 3 (Giga-años) Simulación de 350 ks en el Lockman Hole tiempo 0.5-2 keV: blandos 2-10 keV: duros

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XEUS (X-ray Evolving Universe Spectroscopy mission)

XEUS: El telescopio

XEUS: Estudiando los primeros agujeros negros t=1 Ga t=2 Ga t=3 Ga t=5 Ga XEUS XMM-Newton

Los rayos X y el Universo oculto La astronomía de rayos X estudia los fenómenos más energéticos del Universo La mayor parte de la radiación emitida por acreción en el Universo es absorbida La formación de los núcleos activos está probablemente ligada a la formación de galaxias Los rayos X duros permiten observar estos procesos casi en exclusiva (junto con infrarrojo lejano y submilimétricas)