High Altitude Water Cherenkov / El Observatorio de Rayos Gamma HAWC

Núcleos Activos Galácticos

Los núcleos activos de galaxias (AGN) son agujeros negros supermasivos (∼ 108 veces la masa del Sol) con luminosidades que eclipsan el resto de la galaxia en la que se localizan. Los Blazares son un subconjunto de AGNs con jets de partículas apuntando hacia la Tierra, y estos objetos son muy variables y emiten gran parte de su energía en rayos gamma. Existen diferentes clases de blazares, y sus diferentes propiedades observacionales aún no son comprendidas, pero es probable que estén vinculadas con las propiedades fundamentales de estos objetos. Los rayos γ son producidos por las partículas aceleradas en los choques que se propagan a lo largo de los jets. Si las partículas aceleradas son protones, entonces los rayos γ son producidos de manera más eficiente por cascadas hadrónicas originadas con una interacción p + γ. Los protones deben contar con energías superiores a ~ 1018 eV haciendo de los AGNs posibles fuentes de rayos cósmicos ultra-energéticos (UHECR: Ultra-High Energy Cosmic Rays). Sin embargo, los electrones también pueden ser acelerados y radiarán rayos γ a través de la dispersión inversa de Compton. En general, la variabilidad rápida favorece la aceleración de electrones, mientras que las energías más altas favorecen la aceleración de protones.

La observación continua de HAWC del cielo a TeV detectará muchos destellos de AGN a las más altas energías posible. Todos los días, sin limitaciones del Sol o la Luna, HAWC proporcionará monitoreos imparciales de todos los blazares del cielo del Norte, resultando en una capacidad única para estudiar las propiedades de la población blazares a TeV. Las largas observaciones de HAWC establecerán el flujo promedio, así como el factor de operación de los destellos de diferentes luminosidades. La potencia a diferentes escalas de tiempo es indicativa del tamaño de la región de emisión. Largos períodos podrían ser indicativos de un jet en precesión provocado por un sistema binario de agujeros negros. Dichos sistemas binarios son excelentes candidatos para la detección de ondas gravitacionales. La sensibilidad mejorada de HAWC dará mejores medidas de los flujos de los destellos, así como la detección de los de menor duración que los de Milagro (véase la figura 15 de la observación del Milagro de Mrk 421). HAWC de inmediato notificará a IACTs para permitir observaciones aún más profundas de los estados del destello, resultando en observaciones transitorias incluso más cortas.

Hasta la fecha, emisión en TeV se ha observado en 19 AGNs. Las observaciones de EGRET mostraron que el 70% de los AGNs eran variables. En vista de que la pérdida de energía es más rápida con el aumento de energía de los electrones, se predice que las observaciones en TeV exhibirán una variabilidad aún mayor, lo que ha sido el caso en Mrk421 y Mrk501. Sin embargo, pocos destellos se han observado desde los recientemente descubiertos AGNs a TeV. La falta de variabilidad en TeV se puede deber simplemente a la falta de grandes escalas de tiempos de observaciones continuas. HAWC proporcionará observaciones continuas a grandes escalas de tiempo mediante la observación diaria de cada AGN en su campo de visión, aun cuando los AGN estén arriba en el día y IACTs no pueda observar.

La notable excepción, de la falta de variabilidad observada en TeV, es el destello reciente observado por HESS en PKS J2155-304. Esta fuente fue monitoreada con múltiples observaciones cortas por HESS, y se observaron ∼50 destellos en su flujo durante una hora. La fuente tiene un corrimiento al rojo de 0.117 y se detectó hasta ∼ 5 TeV con un índice espectral diferencial de fotones de -3.5, el cual no varía con la intensidad. Incluso con tal espectro empinado, HAWC detectará este destello de la fuente en una hora a más de 6 σ.

La variabilidad a TeV limita tanto el proceso de aceleración como el entorno cercano a los sitios de aceleración. Dado que la escala de tiempo de la variabilidad no puede ser inferior al tiempo que tarda la luz en atravesar la región de emisión, Γ tvar > Re/c = (Re/R) x (2GM/c3), (donde Γ es el factor de Lorentz de la región que emite, tvar es la escala de tiempo de la variabilidad, Re es el tamaño de la región de esmisión, R es el radio de Schwarzschild del agujero negro y M es la masa del agujero negro), mediciones de la más rápida variabilidad pueden probar el factor de Lorentz de la región emisora y el tamaño de la región de enmisión. Por ejemplo, en el caso de PKS J2155-304, si el tamaño de la región de emisión es comparable al radio de Schwarzschild de ∼20 AU para un agujero negro de 109 masas solares, entonces el factor de Lorentz de la región emisora debe ser ∼100. Esto significaría que una región del tamaño de nuestro Sistema Solar ha sido acelerada al 99,995% de la velocidad de la luz por el agujero negro. Tales factores de Lorentz están típicamente más asociados con explosiones de rayos γ, y son alrededor de un orden de magnitud mayor que los que normalmente se asocian con los AGNs. Si los AGN aceleran electrones que dispersan a los fotones sincrotrón, entonces la emisión de TeV debería estar correlacionada con observaciones de rayos X. Aunque varios destellos de TeV siguen este patrón, se producen destellos "huérfanos" de TeV que serán fácilmente detectables por HAWC donde no hay un cambio que corresponda al flujo de rayos X. HAWC, naturalmente proporcionará un mecanismo para la obtención de muchos datos a multiples longitudes de onda, y nos permitirá estudiar minuciosamente los destellos huérfanos y las correlaciones entre los rayos γ de TeV, los rayos X, la emisión en el óptico y de neutrinos.