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

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

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

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5 Un paseo por el Universo de altas energías...

6 El Sistema Solar

7 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.)

8 El Sol

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

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

11 Púlsares Optico

12 Binarias con acreción Illustration: ESA

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

14 …y desde dentro Animation: CXC/A.Hobart

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

16 Galaxias Normales NGC 253

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

18 Cúmulos de galaxias

19 El fondo de Rayos X

20 El Lockman Hole

21 Procesos físicos en Astrofísica de altas energías

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

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

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

25 Líneas de Emisión... CXC/M.Weiss

26 ... y absorción

27 Telescopios de rayos X

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

29 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

30 252015105 Cobertura multi-capa Mejorar reflectividad de fotones de altas energías Alternar capas de varios espesores e índices de refracción

31 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

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

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

34 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

35 Historia de la Astrofísica de Altas energías

36 Riccardo Giacconi (Genoa 1931) 1962 2002

37 Los comienzos... 18-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!

38 Sco X-1 FRX

39 Los primeros pasos... 1962: Descubrimiento de Sco X-1 y del Fondo Cósmico de rayos X 1962-1970: Cohetes con detectores 1970-1980: colimadores en órbita (resolución ~ grados) 1980-1990: 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)

40 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 (1970-73) Fotografía del satélite Uhuru cortesía de SAO

41 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

42 Einstein IPC: Imaging Proportional Counter HRI: High Resolution Imager SSS: Solid State Spectrometer BCS: Bragg Crystal Spectrometer Observatorio Einstein (1979-83) 0.3-3.5 keV Primeros 'muestreos' profundos Cielo Extragaláctico NASA

43 ROSAT PSPC: Position Sensitive Proportional Counter HRI: High Resolution Imager ROSAT (1990-99) 0.1-2.4 keV Muestro de todo el cielo (6 meses) 10 años de observaciones con apuntado Germany/US/UK

44 ASCA SIS0 & SIS1 (detectores CCD) –Campo de visión 20’ GIS1 & GIS2 (contadores proporcionales) –Campo de visión 50’ ASCA (1993-2001) 0.5-10 keV (focal muy larga) Resolución espejos 2-3' Primer observatorio en rayos X duros: líneas Fe Primera línea ancha del Fe detectada en MCG-6-30-15 Japan

45 Rossi X-ray Timing Explorer (RXTE): 1995- Muy buena resolución temporal Banda de energía ancha (2-200 keV) Limitada información posicional Diseñado para observar fuentes brillantes en modo temporal

46 Los grandes observatorios Chandra/NASA XMM-Newton/ESA

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

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

49 XMM-Newton

50 ESA (10-XII-1999): Moderada resolución espacial (~12-15”), resolución espectral media, capacidad imagen sobre 0.2-12 keV y gran campo de visión. Espectroscopia de media-alta resolución Optimizado para espectroscopía de rayos X y muestreos

51 Instrumentos: EPIC Imagen espectroscópica en la banda 0.2-12 keV 2 MOS + 1 pn Campo de visión: 30 arcmin

52 Instrumentos: RGS Espectroscopía dispersiva RGS1 + RGS2 Alta resolución espectral

53 Instrumentos: OM Optico/UV equipado con rendijas, filtros y detector (contador) Campo de visión: 17’ PSF~1.3-2.5” Sensitividad (1000 seg)~ 23.5 mag

54 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)

55 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

56 XID: El muestreo de fuentes “extra” de XMM-Newton Cada nuevo apuntado de XMM-Newton se descubren ~30-150 fuentes “extra” de rayos X Unas 50,000 nuevas cada año XMM-Newton SSC tareas: –Identificaciones –Catálogo de fuentes

57 Chandra versus XMM-Newton XMM-Newton : Área espejo 0.4 m 2 Resolución espacial 15 ’’ HEW Sensibilidad límite: 10 -15 erg cm -2 s -1 Chandra: Área espejo 0.08 m 2 Resolución espacial 0.5 ’’ HEW Sensibilidad límite: 10 -16 erg cm -2 s -1

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

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

60 GRB011211 XMM grandes éxitos (II)

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

62 Misiones Futuras

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

64 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 2013-2015

65 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 0.1-50 keV, 5” (objetivo 2”) Instrumentos: –Gran FOV CCD/DFET (5’-10’) –Cryo 1’ imaging spectrographs

66 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

67 CONSTELLATION-X vs XEUS 4 telescopios 3 m 2 área efect. @ 1 keV 15” (--> 5”) res angular FOV 2.5’ Res Espectral 2 eV Sensibilidad límite ~ 10 -15 erg cm -2 s -1 Misión Espectroscópica para fuentes brillantes locales Único telescopio 30 m 2 área efect.@ 1 keV 5” (--> 1”) res angular FOV 1’(CIS), 5-15’ (WFI) Res espectral 2 eV Sensibilidad límite ~ 4 10 -18 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)