High Altitude Water Cherenkov / El Observatorio de Rayos Gamma HAWC
Observaciones de HAWC hasta 100 TeV para Explorar los Rayos Cósmicos Galácticos
Los rayos cósmicos de por lo menos 103 TeV, y quiza tan alto como 106 TeV, son de origen Galáctico. El quiebre espectral observado a los 103 TeV −la rodilla− (Figura 1) se puede deber al espectro de las fuentes de rayos cósmicos, a la fuga de los rayos cósmicos de nuestra Galaxia, o una combinación de ambos efectos. Incluso, se ha especulado que una sola fuente cercana es la causa del cambio en la pendiente. Los protones con energías de ∼ 103 TeV colisionan con nubes moleculares u otro tipo de materia, produciendo rayos gamma de ∼ 100 TeV. Estos rayos gamma de 100 TeV serán detectados por HAWC desde fuentes puntuales y extendidas, así como desde la gran cantidad de rayos cósmicos que interactúan con la materia en el plano Galáctico.
Los remanentes de Supernova (SNRs) se han postulado como el origen de los rayos cósmicos Galácticos, en gran parte porque tienen suficiente energía para proporcionar la densidad de energía de rayos cósmicos observada localmente. Los SNRs también tienen campos magnéticos lo bastantete fuertes para atrapar las partículas el tiempo suficiente para acelerarlas hasta al menos 1014 eV. Rayos gamma de TeV se han observado no solo en SNRs, sino también en otras fuentes Galácticas − vientos de pulsares y binarias compactas. ¿Cuál de estas fuentes acelera los rayos cósmicos hadrónicos? ¿Cuál es la potencia total producida en estos aceleradores Galácticos? Observaciones de HAWC hasta las más altas energías de muchas fuentes de diferentes clases son esenciales para responder a estas preguntas.
Observaciones a las más alta energía son la clave para distinguir los rayos gamma producidos por electrones de los producidos por hadrones. Existen diferencias observacionales en el espectro de rayos gamma a TeV entre los aceleradores de electrones y los aceleradores de protones accesibles a HAWC. Los electrones pierden su energía más rápidamente que los protones debido a la emisión sincrotrón y por lo tanto son más difíciles de acelerar a altas energías. Además, la sección transversal para la dispersión Compton inversa disminuye a mayores energías, lo que resulta en un quiebre en el espectro de rayos gamma de al menos 10-50 TeV. Los Rayos gamma de cascadas hadrónicas en la región de aceleración, por otro lado, siguen el espectro con ley de potencia de las partículas, iniciando las cascadas a las más altas energías.