“De MILAGRO a miniHAWC” Ma. Magdalena González Instituto de Astronomía, UNAM.

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1 “De MILAGRO a miniHAWC” Ma. Magdalena González Instituto de Astronomía, UNAM

2 El experimento MILAGRO El experimento MILAGRO Resultados mas importantes de MILAGRO Resultados mas importantes de MILAGRO Siguiente generación, miniHAWC como prototipo de HAWC Siguiente generación, miniHAWC como prototipo de HAWC

3 Milagro Observatorio de Rayos Gama @ 2630 de altura en Los Alamos, NM R.Atkins, 1,2 W. Benbow, 3,4 D. Berley, 5 E. Blaufuss 5, D.G. Coyne, 3 T. DeYoung, 3,5 B.L. Dingus, 6 D.E. Dorfan, 3 R.W. Ellsworth, 7 L. Fleysher, 8 R.Fleysher 8, M.M. Gonzalez, 1,14 J.A. Goodman 5, E. Hays 5, C.M. Hoffman, 6 L.A. Kelly, 3 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 M.E. Wilson, 1 X.W. Xu 6 and G.B. Yodh 13 1. 1.Department of Physics, University of Wisconsin 2. 2.Current Address: Department of Physics, University of Utah 3. 3.Santa Crux Institute for Particle Physics, University of California, Santa Cruz 4. 4.Current address: Max-Plank-Institute fur Kernphysik 5. 5.Department of Physics, University of Maryland 6. 6.Los Alamos National Laboratory 7. 7.Department of Physics and Astronomy, George Mason University 8. 8.Department of Physics, New York University 9. 9.Department of Physics and Astronomy, Michigan State University 10. 10.Current address: NASA Goddard Space Flight Center 11. 11.Current address: Massachusetts Institute of Technology 12. 12.Department of Physics, University of New Hampshire 13. 13.Department of Physics and Astronomy, University of California, Irvine 14. 14.Instituto de Astronomia, UNAM

4 MILAGRO Detector de luz Cerenkov en el agua. Reservorio de 60m x 80m x 6m. Detector de luz Cerenkov en el agua. Reservorio de 60m x 80m x 6m. 2600m altura sobre nivel del mar 2600m altura sobre nivel del mar 898 foto-multiplicadores 898 foto-multiplicadores 450(superior)/273(inferior) en el reservorio de agua. 450(superior)/273(inferior) en el reservorio de agua. 175 tanques de agua (2.5m diámetro y 1m profundidad) fuera del reservorio. 175 tanques de agua (2.5m diámetro y 1m profundidad) fuera del reservorio. 3.4x10 4 m 2 (área física) 3.4x10 4 m 2 (área física) 1700 Hz tasa de disparo 1700 Hz tasa de disparo 0.5 o resolución 0.5 o resolución > 90% de protones discriminados y ~50% de gamas retenidos > 90% de protones discriminados y ~50% de gamas retenidos 10 m

5 Dentro de MILAGRO

6 8 meters e  80 meters 50 meters Detecta la cascada de partículas a partir de la luz Cerenkov que ésta emite en el reservorio de agua filtrada. La dirección de la cascada es reconstruida dentro de 0.5 grados de la dirección original a partir de la diferencia en los tiempos de disparo de cada PMT. Tasa de disparo debido principalmente a cascadas de rayos cósmicos. El campo de visión es ~2 sr y el ciclo activo es de ~ 95% Como funciona Milagro?

7 Identificación de cascadas Npmt > 20, 53, 74 en 200ns(determina sensibilidad a menores energías, 100GeV) Npmt > 20, 53, 74 en 200ns(determina sensibilidad a menores energías, 100GeV) “Risetime”, tiempo entre que 12.5% y 88.5% de los tubos son disparados. Discrimina muones casi transversales. Disminuye la tasa de disparo. Risetime <50, 87.5ns “Risetime”, tiempo entre que 12.5% y 88.5% de los tubos son disparados. Discrimina muones casi transversales. Disminuye la tasa de disparo. Risetime <50, 87.5ns Determinación del ángulo de incidencia es iterativo y requiere de al menos 20 pmts Determinación del ángulo de incidencia es iterativo y requiere de al menos 20 pmts El centro de la cascada se determina calculando el centro de masa de los pmts disparados (en reservorio o en tanques) pesados por PEs. La fracción de tanques disparados sobre pmts en el reservorio indica si el centro esta dentro o fuera del reservorio. El centro de la cascada se determina calculando el centro de masa de los pmts disparados (en reservorio o en tanques) pesados por PEs. La fracción de tanques disparados sobre pmts en el reservorio indica si el centro esta dentro o fuera del reservorio.

8 Corrección por curvatura Error en la determinación de la posición del centro de la cascada vs posición verdadera desde el centro del reservorio Without Outriggers With Outriggers Core Distance (meters) Core Error (meters) Frente de la cascada curvo 7ns/100m

9 Discriminación de cascadas hadrónicas Retiene 50%  s y 9% protones, Real Data Core on pond, but not identified as gamma event Gamma MC Proton MC

10 Pre-tanques– datos desde 2000 Optimizado con simulaciones de MC Publicado (ApJ 595, 803 (2003)) Sensivilidad: ~4.7  /año para la Crab 10.0  para 4.5años Sensibilidad de Milagro a la nebulosa Crab Post-tanques – datos desde 2003 Buena reconstrucción angular para centros fuera del reservorio. Sensibilidad: ~8  /año para la Crab 9.7  para 1.5años Últimos 6 meses – datos desde 2003 incluye probabilidad de ser gamma incluye error en determinación de dirección optimización de bin Mejor discriminación de hadrones 12  para 1.5años

11 Observación del plano galáctico Cygnus region Inner Galaxy Outer Galaxy Selección de una región del plano galáctico optima para la detección de emisión difusa predicha por observaciones de EGRET. Inner Galaxy bin l = [20,100] b = [-5,5] EGRET Diffuse Flux > GeV Milagro Exposure (TeV)

12 Resultados de MILAGRO: 3 Años de exposición Galactic Latitude Galactic Longitude Significancia de MILAGRO Observación predicha de MILAGRO a partir de observaciones de EGRET (ref. Seth Digel)

13 E -2.51±0.05 Plano Galáctico visto con gamas de TeVs Primera observación del plano galáctico en TeVs. Publicado en PRL 2005

14 Tres fuentes puntuales son observadas nuevo análisis Significancia Crab 10.0  13.6  Significancia Mrk421 5.4  4.5  Punto en la región de Cygnus 5.9  11.6  Fuentes puntuales después de 4.5 años de operación. Cygnus Region Mrk421 Crab Cygnus Mrk421 Crab

15 Morfología de la región mas profunda de la Galaxia observada Líneas de contorno: Predicción tomando en cuenta el emisión difusa de EGRET y densidad de materia. Cruces: Fuentes no identificadas de EGRET Círculos: Remanentes de Supernovas

16 Morfología de la Región del Cygnus Líneas de contorno: Predicción tomando en cuenta el emisión difusa de EGRET y densidad de materia. Cruces: Fuentes no identificadas de EGRET Círculos: Remanentes de Supernovas Fuente extendida:  =-2.2 Consistente con fuente de rayos cósmicos Emisión Difusa:  =-2.7 !! Igual a local rayos cósmicos locales  : índice de la diferencial del flujo de fotones

17 GRBs. Componente a altas energías (>1 MeV) Observación de EGRET-BATSE exhibe una nueva componente (10-200MeV) de espectro duro y flujo de energía comparable con el de keV. (Gonzalez, 2003 Nature 424, 749) Fotón de 20GeV observado 1hr después de la emisión a keVs. (Hurley, 1994 Nature 372, 652) Milagrito observó emisión E> 650 GeV mayor a la predicha por la extrapolación del espectro observado a keVs (Atkins, 2003, Ap J 583 824) GRB940217 GRB970417 GRB941017

18 Destellos de rayos gama Destellos observados por: Destellos observados por: SWIFT 2/semana SWIFT 2/semana GLAST GBM 4/semana con ~4 o de error angular GLAST GBM 4/semana con ~4 o de error angular GLAST LAT (10  MeV) ~1/semana ~1/mes (rápida posición) GLAST LAT (10  MeV) ~1/semana ~1/mes (rápida posición) EAS ~1 GRB/semana dentro del campo de visión EAS ~1 GRB/semana dentro del campo de visión MILAGRO ha buscado emisión simultanea de MILAGRO ha buscado emisión simultanea de ~20 SWIFT GRB ~20 SWIFT GRB ~20 BATSE & HETE GRB ~20 BATSE & HETE GRB No se ha observado emisión Flujo de energía correspondiente a una detección de 5σ de un destello de rayos gama con angulo zenital menor a 20 grados y posicion conocida.

19 Resultados de MILAGRO para destellos de rayos gama Para destellos de posición conocida y dentro del campo de vision de 20 grados, no se ha observado emisión simultanea a la de keV. Solo 2 GRBs con pequeño redshift. Se han establecido limites superiores para la emisión. Para destellos de posición conocida y dentro del campo de vision de 20 grados, no se ha observado emisión simultanea a la de keV. Solo 2 GRBs con pequeño redshift. Se han establecido limites superiores para la emisión. 3 búsquedas para 3 diferentes escalas de duración (cubriendo desde ms a 200s) están implementadas. No se ha observado emisión a TeV de fuentes transientes. Resultado consistente con distribución de redshifts para destellos de rayos gama. Se han establecido limites superiores para la emisión. 3 búsquedas para 3 diferentes escalas de duración (cubriendo desde ms a 200s) están implementadas. No se ha observado emisión a TeV de fuentes transientes. Resultado consistente con distribución de redshifts para destellos de rayos gama. Se han establecido limites superiores para la emisión. Se esta trabajando en una búsqueda de emisión a TeV simultanea a las ráfagas en rayos X observadas por SWIFT. También se trabaja en implementar la búsqueda de emisión retardada a la observada en keVs. Se esta trabajando en una búsqueda de emisión a TeV simultanea a las ráfagas en rayos X observadas por SWIFT. También se trabaja en implementar la búsqueda de emisión retardada a la observada en keVs. Se esta buscando emisión a energías de TeV para ráfagas en rayos-X de destellos cortos observadas por SWIFT. Se esta buscando emisión a energías de TeV para ráfagas en rayos-X de destellos cortos observadas por SWIFT.

20 X7-Class flare Jan. 20, 2005  GOES proton data >10 MeV >10 MeV >50 MeV >50 MeV >100 MeV >100 MeV  Milagro scaler data > 10 GeV protons > 10 GeV protons ~1 min rise-time ~1 min rise-time ~5 min duration ~5 min duration

21 Otros Análisis Estudio de blazares. Limites superiores (publicación en preparación) Estudio de blazares. Limites superiores (publicación en preparación) Estudio de ráfagas solares usando las tazas de disparo de cada pmt. Estudio de ráfagas solares usando las tazas de disparo de cada pmt. Aniquilación de neutralinos en los alrededores del sol. Limites al espectro. (Publicado PhyRevD) Aniquilación de neutralinos en los alrededores del sol. Limites al espectro. (Publicado PhyRevD) Anisotropía en el flujo de rayos cósmicos. (publicación en preparación) Anisotropía en el flujo de rayos cósmicos. (publicación en preparación) Búsqueda de emisión retrasada y simultanea a la emisión en keVs en destellos largos. Emisión simultanea a las ráfagas en rayos X que ha visto SWIFT en destellos cortos. Búsqueda de emisión retrasada y simultanea a la emisión en keVs en destellos largos. Emisión simultanea a las ráfagas en rayos X que ha visto SWIFT en destellos cortos.

22 MILAGROPROS: - detector capaz de hacer un mapa del cielo de emision a TeVs. - Puede observar fuentes transientes - Puede observar fuentes extensas CONTRAS: - Alto valor para la energía umbral. Decrece el numero de GRBs observados. - No suficientemente grande. Discriminación de hadrones todavía muy alto y perdida de sensibilidad especialmente para fuentes de larga duración.

23 Diferentes técnicas de detección de rayos gama Alta sensibilidad HESS, MAGIC, CANGAROO, VERITAS Gran campo de vision y ciclo activo Milagro, Tibet, ARGO, HAWC Baja energía de umbral EGRET/GLAST Gran área efectiva (100,000m 2 ) Excelente Discriminación del fondo no electromagnético Bajo ciclo activo y pequeño campo de visión (~5 grados) Pequeña área efectiva(8,000cm 2 ) No requiere de discriminación ~100% ciclo activo y mayor campo de visión (~60 grados) Moderada área efectiva(80,000m 2 ) Buena discriminación del fondo no electromagnético ~95% ciclo activo y gran campo de visión (~90 grados) Buena resolución en energía Estudio de fuentes conocidas Observación de zonas limitadas del cielo Energías < 10 GeV mapeo del cielo Física de AGN Fuentes transitorias (GRBs), E < 300 GeV Mapa del cielo sobre el detector Fuentes extendidas Fuentes transitorias Física Solar

24 Situación actual y futura Pre 2000 < 10 fuentes observadas 2003-2005 HESS descubre 15 fuentes nuevas en búsqueda en el Plano Galáctico (60 grados) La mayoría fuentes extendidas con espectro duro. Espectro del los AGNs restringe el fondo infrarrojo. Futuro VERITAS, MAGIC, HESS y Cangaroo operando (dos telescopios por hemisferio) EGRET 1991-2000 172 fuentes de 271 sin contrapartes de a energías mas bajas. 70 AGN, 5 pulsares y 4 GRBs GLAST 2007- 2012 5000-10000 fuentes Active Galactic Nuclei, Pulsars, Gamma-Ray Bursts, Supernova Remnants, Pulsar Wind Nebula, X- ray Binaries, Galaxy Clusters, Stellar Mass Black Holes, Molecular Clouds, Starburst Galaxies, Radio Galaxies, ? La mayoría de estas fuentes serán no-identificadas pero con posiciones conocidas dentro de unos cuantos arco-minutos. 2000-2005 Tibet AS (4300m, arreglo de centelladores plásticos) detecto el Crab Milagro (2650 m) detecto Crab, Plano Galáctico y la región de Cygnus. Futuro miniHAWC sensibilidad 15 veces mejor que Milagro Mapa de emisión difusa del plano galáctico y nubes moleculares. Limites a la emisión de GRBs. Monitoreo e identificación de fuentes observadas por GLAST. Búsqueda de nuevas fuentes.

25 HAWC, High Altitude Water Cherenkov experiment. Milagro: 450 PMT (25x18) shallow (1.4m) layer 273 PMT (19x13) deep (5.5m) layer 175 PMT outriggers Instrumented Area: ~40,000m 2 PMT spacing: 2.8m Shallow Area:3500m 2 Deep Area:2200m 2 HAWC: 5625 or 11250 PMTs (75x75x1,2) Single layer at 4m depth or 2 layers at Milagro depths Instrumented Area: 90,000m 2 PMT spacing: 4.0m Shallow Area:90,000m 2 Deep Area:90,000m 2

26 miniHAWC, mini High Altitude Water Cherenkov experiment. HAWC: 5625 or 11250 PMTs (75x75x1,2) Single layer at 4m depth or 2 layers at Milagro depths Instrumented Area: 90,000m 2 PMT spacing: 4.0m Shallow Area:90,000m 2 Deep Area:90,000m 2 miniHAWC: 841 PMTs (29x29) 5.0m spacing Single layer with 4m depth Instrumented Area: 90,000m 2 PMT spacing: 4.0m Shallow Area:90,000m 2 Deep Area:90,000m 2 Demostrar que la tecnología de HAWC funciona a bajo costo. Utiliza la instrumentación de MILAGRO.

27 Cual es la Sensibilidad de miniHAWC? Respuesta: ~15x Milagro para fuentes puntuales tipo Crab >15x Milagro para fuentes con corte en el espectro. >15x Milagro para fuentes con corte en el espectro. (GRBs, fuentes muy lejanas) (GRBs, fuentes muy lejanas) ~10x Milagro para fuentes difusas extensas. ~10x Milagro para fuentes difusas extensas.Capacidades: Mapeo detallado de la estructura del Plano Galactico Mapeo detallado de la estructura del Plano Galactico Detección del Crab diaria Detección del Crab diaria Monitoreo de emisión transiente y muy variable de AGNs. Monitoreo de emisión transiente y muy variable de AGNs. Detección o restricción de emisión en GRBs Detección o restricción de emisión en GRBs Posible monitor terrestre de GRBs. Posible monitor terrestre de GRBs.

28 Milagro, miniHAWC, HAWC Median Energy AngularRes. Time for 5  on Crab mCrab/d ay @ 5  mCrab/mo nth@ 5  mCrab/y ear @ 5  Milagro w/o outriggers 3 TeV 0.75 o 1.1 years 21,0003,8001,200 Milagro 3 TeV 0.5 o ½ year 13,0002,500700 miniHAWC 700 GeV 0.4 o 2 days 1,70030070 HAWC 250 GeV 0.3 o ½ hour 3005015 Sierra Negra????

29 Agenda Determinación del sitio, Junio 2006 (México, Bolivia y Tibet) Determinación del sitio, Junio 2006 (México, Bolivia y Tibet) Propuesta para el NSF, Sep. 2006 Propuesta para el NSF, Sep. 2006 MILAGRO tomará datos hasta el verano del 2007. MILAGRO tomará datos hasta el verano del 2007. Preparación del sitio para miniHAWC, otoño 2007. Preparación del sitio para miniHAWC, otoño 2007. Mudanza e instalación de electrónica de MILAGRO, enero 2008. Mudanza e instalación de electrónica de MILAGRO, enero 2008. Otoño 2008 comienza operaciones. Otoño 2008 comienza operaciones. Tiempo de operación de 5-10 años Tiempo de operación de 5-10 años

30 Sierra Negra VENTAJAS: Carretera al sitio, hay energía eléctrica y habrá muy pronto comunicación vía fibra óptica (GTM), altura de ~4100m, espacio para la expansión a HAWC A resolver: Agua para el reservorio. Equivalente a un año de agua para comunidad local. Cotizaciones de la construcción del reservorio. Permiso para construcción de edificio. Colaboración Mexicana

31 Investigadores Involucrados en instituciones mexicanas - Instituto de Astronomía, UNAM. Ma. Magdalena González, Dany Page Ma. Magdalena González, Dany Page - BUAP Humberto Salazar, Oscar Martínez, Cesar Álvarez Humberto Salazar, Oscar Martínez, Cesar Álvarez - INAOE Alberto Carramiñana Alberto Carramiñana - IFUNAM Ruben Alfaro Ruben Alfaro - CINVESTAV Arnulfo Zepeda Arnulfo Zepeda Investigadores Interesados en participar en instituciones mexicanas - Universidad de Michoacán Luis Villaseñor Luis Villaseñor - IFUNAM Andres Sandoval, Ernesto Belmont y Arturo Menchaca Andres Sandoval, Ernesto Belmont y Arturo Menchaca Instituciones con posibles interesados en participar IAUNAM, IFUNAM, ICNUNAM, IGeoUNAM, CINVESTAV, Universidad del Estado de Mexico

32 Conclusiones Mini-HAWC sería el primer detector de altas energías en México a muy corto plazo. Mini-HAWC sería el primer detector de altas energías en México a muy corto plazo. miniHAWC es para México un experimento de tipo BBB. (bueno, bonito y barato, ~3MDD, en su mayoría financiado por la NSF). miniHAWC es para México un experimento de tipo BBB. (bueno, bonito y barato, ~3MDD, en su mayoría financiado por la NSF). Promete resultados nuevos y excitantes en un campo de frontera. Promete resultados nuevos y excitantes en un campo de frontera. Fomenta la colaboración inter-institucional. Fomenta la colaboración inter-institucional. Datos accesibles a toda la colaboración sin tiempos de observación restrictivos. Datos accesibles a toda la colaboración sin tiempos de observación restrictivos. Formación de recursos humanos. Formación de recursos humanos. Posible colaboración mexicana: hardware, electrónica, simulaciones, calibración, reducción de datos, análisis y propuestas de nuevas fuentes a observar. Posible colaboración mexicana: hardware, electrónica, simulaciones, calibración, reducción de datos, análisis y propuestas de nuevas fuentes a observar.

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35 Aceleradores Astrofísicos de rayos gama HST Image of M87 (1994). Optico Hoyo negro emitiendo un jet relativista de partículas. 8-10 en TeV, ~60 en GeV Chandra Image of Crab HESS TeV + x-ray Remanente de supernova Vela Jr vista en TeVs. 4 en TeV Estrella de neutrones rotando y alimentando un viento relativista. 4-5 en TeV Chandra Rayos X

36 Remanentes de Supenova Vela

37 Centros Activos de Galaxias Dispersion Inversa de Compton Cascadas hadronicas. e,  y  Segunda componente depende de Angulo de visión, campo magnético, velocidad de partículas y tipo de partícula.

38 Aceleradores Astrofísicos de rayos gama de fenómeno no entendido. Destellos de Rayos Gama. Coalescencia de un sistema binario de estrellas de neutrones Caricatura de destellos cortos Estrella masiva colapsando en un hoyo negro. Cálculo Numérico Chandra Image of Crab

39 Tamaño del Bin optimo para fuentes extensas de ~5 o es 5.9 O Significancia de la region de Cygnus: 9.1  Después de corrección por trials: >7  La region de Cygnus Region es la fuente mas brillante en TeVs en la parte norte del cielo. Cygnus Region Crab Milagro FOV Búsqueda de fuentes no puntuales en datos de MILAGRO después de 4.5 años de operación

40 Region incluyendo Cygnus, l = 20 O -100 O Significancia 7.5  Region excluyendo Cygnus, l=20 O -75 O Significancia 5.8  Galactic longitude 20-75 excludes Cygnus regionGalactic longitude 20-100 includes Cygnus region  =1.42 +/-.26 Distribución del exceso galáctico como función de la latitud.

41 EGRET Diffuse Model Convolución de exceso en la región de Cygnus con la resolución angular de Milagro (PSF=0.75 O ). Convolución de exceso en la región de Cygnus con la resolución angular de Milagro (PSF=0.75 O ). Se aprecia estructura en la region Se aprecia estructura en la region Morfología de la región de Cygnus HEGRA detected TeV Source: TEV J2032_4130. PSF

42 Fuentes no identificadas de EGRET en la región de Cygnus  > 100 MeV/cm 2 s  1 13EG J2016+3657 (34.7 ± 5.7) x 10 -8 2.09 2 23EG J2020+4017 (123. ± 6.7) x 10 -8 2.08 3 33EG J2021+3716 (59.1 ± 6.2) x 10 -8 1.86 4 43EG J2022+4317 (24.7 ± 5.2) x 10 -8 2.31 5 53EG J2027+3429 (25.9 ± 4.7) x 10 -8 2.28 6 63EG J2033+4118 (73.0 ± 6.7) x 10 -8 1.96 7 73EG J2035+4441 (29.2 ± 5.5) x 10 -8 2.08 1 2 3 4 5 6 7 3 er Catalogo de EGRET Catalog. Fuentes con 2σ circulo de error 500mCrab (Puede ser una fuente extendida)

43 Componente a altas energías (>1 MeV) Observación de EGRET-BATSE exhibe una nueva componente (10-200MeV) de espectro duro y flujo de energía comparable con el de keV. (Gonzalez, 2003 Nature 424, 749) Fotón de 20GeV observado 1hr después de la emisión a keVs. (Hurley, 1994 Nature 372, 652) Milagrito observó emisión E> 650 GeV mayor a la predicha por la extrapolación del espectro observado a keVs (Atkins, 2003, Ap J 583 824) GRB940217 GRB970417 GRB941017

44 Aniquilación de Partícula-antipartícula Aniquilación de Partícula-antipartícula WIMP neutralino, c, postulado por SUSY WIMP neutralino, c, postulado por SUSY 50 GeV< mc 2 < ~ TeV 50 GeV< mc 2 < ~ TeV Evaporación de hoyos negros primordiales Evaporación de hoyos negros primordiales Su masa decrece debido a la radiación de Hawkings, la temperatura aumenta causando una evaporación mas rapida de su masa. Su masa decrece debido a la radiación de Hawkings, la temperatura aumenta causando una evaporación mas rapida de su masa. La temperatura aumenta hasta ser suficiente para crear un plasma de quark y gluones emitiendo un destello de rayos gama La temperatura aumenta hasta ser suficiente para crear un plasma de quark y gluones emitiendo un destello de rayos gama Otros Procesos de Producción de rayos gama de alta energía q q o  o Z  lineas?  

45 Procesos radiativos: Procesos radiativos: Radiación Sincrotón Radiación Sincrotón E   (E e /m e c 2 ) 2 B E   (E e /m e c 2 ) 2 B Dispersion Inversa de Compton Dispersion Inversa de Compton E f ~ (E e /m e c 2 ) 2 E i E f ~ (E e /m e c 2 ) 2 E i Bremmstrahlung Bremmstrahlung E  ~ ½ E e E  ~ ½ E e Cascadas Hadronicas Cascadas Hadronicas p + p  ± +  o +…  e ± +  +  +… p + p  ± +  o +…  e ± +  +  +… p +   ± +  o +…  e ± +  +  +… p +   ± +  o +…  e ± +  +  +… Procesos que producen rayos gama

46 Arreglo de el Tibet 4300m altura 4300m altura Arreglo de centelladores Arreglo de centelladores 497 detectores 497 detectores 0.5m 2 de área cada uno 0.5m 2 de área cada uno 5mm de plomo sobre cada uno 5mm de plomo sobre cada uno 5.3x10 4 m 2 (área física) 5.3x10 4 m 2 (área física) 680 Hz taza de disparo 680 Hz taza de disparo 0.9 o resolución angular 0.9 o resolución angular

47 Comparacion con EGRET > 1 GeV Smooth EGRET >1 GeV  -rays by EGRET’s E dependent psf EGRET sources 1 & 3 have hard spectrum of 1.86 and 2.09 Milagro flux is ~ 1  below extrapolation of combined 2 source EGRET spectrum Neither EGRET source is variable Proposed Counterparts of the 2 EGRET sources Blazar 2Jy@ 5GHz (Mukherjee et al. 2000, Halpern et al. 2001) Young Pulsar with Nebula (Roberts et al. 2002) 1 2 3 4 5 6 7

48 Slice of EGRET Data Cut on the Dec. band around Milagro’s bright spot Cut on the Dec. band around Milagro’s bright spot 2 point sources or 1 extended source? 2 point sources or 1 extended source? EGRET catalog sources were fit as point sources ONLY EGRET catalog sources were fit as point sources ONLY How close together can GLAST resolve 2 sources of this signal strength? How close together can GLAST resolve 2 sources of this signal strength? 1 point source as determined from Crab obs Galactic Diffuse 2 nd point source

49 Fastest Transient Sources: Gamma Ray Bursts Rapid Variability Rapid Variability Unpredictable Direction Unpredictable Direction ~ 1 /day/ 4  sr ~ 1 /day/ 4  sr

50 Model Predictions for GRBs VHE Prompt emission constrains bulk Lorentz factors due to opacity in source VHE Prompt emission constrains bulk Lorentz factors due to opacity in source VHE early afterglow probes B field and electron energy densities VHE early afterglow probes B field and electron energy densities VHE lightcurve constrains quantum gravity VHE lightcurve constrains quantum gravity Razzaque, Meszaros & Zhang 2004 Zhang & Meszaros 2001 1min 1 hr 1 day 1month HAWC Median Energy HAWC Median Energy

51 Searching Milagro data for VHE transients Milagro data searched within 4 seconds for transients Milagro data searched within 4 seconds for transients Model dependent limit on VHE fluence from GRBs Model dependent limit on VHE fluence from GRBs Searching Satellite Detected GRBs with ~ 2/ month in Milagro’s f.o.v. Searching Satellite Detected GRBs with ~ 2/ month in Milagro’s f.o.v. redshiftT 90 E iso (1) Assumptions: (2) Predictions: (3) Upper Limit on VHE Emission:

52 Transients from the Sun Coronal mass ejections are an ideal laboratory to study particle acceleration in the cosmos Coronal mass ejections are an ideal laboratory to study particle acceleration in the cosmos By monitoring the singles rates in all PMTs we are sensitive to “low”- energy particles (>10 GeV) By monitoring the singles rates in all PMTs we are sensitive to “low”- energy particles (>10 GeV) Milagro has detected 4 events from the Sun with >10 GeV particles Milagro has detected 4 events from the Sun with >10 GeV particles

53 X7-Class flare Jan. 20, 2005 GOES proton data GOES proton data >10 MeV >10 MeV >50 MeV >50 MeV >100 MeV >100 MeV Milagro scaler data Milagro scaler data > 10 GeV protons > 10 GeV protons ~1 min rise- time ~1 min rise- time ~5 min duration ~5 min duration

54 Destellos de Rayos gama Muerte de estrellas Muerte de estrellas E = 10 51-53 erg E = 10 51-53 erg Duración bi-modal 30ms- 200s Duración bi-modal 30ms- 200s Emisión inicial en keV Emisión inicial en keV Emisión retardada en óptico, X y radio Emisión retardada en óptico, X y radio Proceso(s) radiativo(s) responsible(s) de la emisión inicial???

55 Primera Generación de Arreglos para detectar cascadas atmosféricas de partículas Tibet III Milagro

56 HEGRA detecto una fuente de 30 mCrab en la regi ó n de Cygnus. HEGRA detecto una fuente de 30 mCrab en la regi ó n de Cygnus. La sensibilidad de Milagro a fuentes puntuales no es suficiente para detectarla. La sensibilidad de Milagro a fuentes puntuales no es suficiente para detectarla. El exceso de la emisi ó n difusa de la regi ó n contribuye con 1 o 2 mCrab al ruido de HEGRA. El exceso de la emisi ó n difusa de la regi ó n contribuye con 1 o 2 mCrab al ruido de HEGRA. Cygnus es la regi ó n mas brillante del hemisferio norte y los detectores de cascadas atmosf é ricas dif í cilmente la detectan. Cygnus es la regi ó n mas brillante del hemisferio norte y los detectores de cascadas atmosf é ricas dif í cilmente la detectan. HEGRA observo una fuente puntual un-identificada a TeV sin contrapartes observadas. Fuente: TEV J2032+4130 HEGRA Data

57 Plano Galáctico visto con gamas de TeVs Rayos cósmicos interactúan con materia en la galaxia produciendo  que decaen en  Rayos cósmicos interactúan con materia en la galaxia produciendo  que decaen en  El espectro de los rayos gamas que provienen del plano galáctico depende del origen de los rayos cósmicos. El espectro de los rayos gamas que provienen del plano galáctico depende del origen de los rayos cósmicos. EGRET observó un exceso de rayos gama con energías entre 1- 20 GeV. EGRET observó un exceso de rayos gama con energías entre 1- 20 GeV. Después de 20 años de búsqueda, MILAGRO reporta la primera observación de rayos gama a TeV con una significancia de 4.5 (publicado en PRL). Después de 20 años de búsqueda, MILAGRO reporta la primera observación de rayos gama a TeV con una significancia de 4.5 (publicado en PRL). EGRET data