¿Qué fuentes astrofísicas aceleran a los rayos cósmicos? Este cuestionamiento, de casi 100 años de antigüedad, es un objetivo primordial para el campo de la astrofísica de partículas de altas energías. Esta cuestión no sólo es importante por su antigüedad, sino también por el amplio impacto de los rayos cósmicos en muchos campos científicos. Los rayos cósmicos han llevado, y en el futuro podrán dar lugar a una nueva comprensión de la física de partículas. Los aceleradores de rayos cósmicos producen partículas con energía que sobrepasan la capacidad humana. Los agujeros negros y los intensos campos gravitacionales y electromagnéticos alimentan estos aceleradores, proporcionando laboratorios únicos que no pueden reproducirse en la Tierra. Los rayos cósmicos se propagan por todo el Universo, y sirven como pruebas únicas del Universo distante y la materia oscura. Los rayos cósmicos influencian y prueban la dinámica de nuestra Galaxia, donde su densidad de energía es comparable a la de la luz de las estrellas y los campos electromagnéticos. Fuera de la Física y la Astronomía, los biólogos y científicos del clima han explorado los efectos de los rayos cósmicos en la evolución y el clima de la Tierra. El estudio de los rayos cósmicos es verdaderamente multi-disciplinario.

Las observaciones de rayos gamma de alta energía son una prueba esencial de los rayos cósmicos, ya que los rayos gamma son creados por rayos cósmicos que interactúan cerca de su origen. Los rayos gamma que resultan viajan en línea recta, sin ser perturbados por el campo magnético Galáctico y extra-galácticos y, a diferencia de los rayos cósmicos cargados, apuntan a sus fuentes, proporcionando la dirección hacia el acelerador de rayos cósmicos. Además, las características de variabilidad en el flujo de los rayos gamma y el espectro, restringe los mecanismos de aceleración y el entorno del acelerador. Los rayos gamma de mayor energía y los periodos más cortos de variabilidad proporcionan las más fuertes restricciones en los mecanismos de aceleración que trabajan en estas fuentes. Estos dos objetivos, el de observaciones a altas energías y transitorias son la principal motivación científica de HAWC y serán descritos aquí. Además, el amplio campo de visión de HAWC proporcionará un potencial de descubrimientos único. La historia ha demostrado que estudios astronómicos en nuevas longitudes de onda producen observaciones inesperadas y sorprendentes.

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.

El flujo de rayos gamma disminuye al aumentar la energía, por lo tanto, se requiere una gran área efectiva y largos tiempos de integración para detectar los rayos gamma de las más altas energías. El área efectiva de HAWC es comparable a la de IACTs; sin embargo, HAWC observará cada fuente en la mitad del cielo durante 1500 horas por año.

Los Telescopios Cherenkov Atmosféricos suelen observar fuentes durante < 50 horas y los mapeos son de ∼10 horas. Como se observa en la figura 2, a energías por encima de ∼ 6 TeV, la sensibilidad de HAWC en un año es mejor que la sensibilidad de una observación de 50 horas de VERITAS o HESS en una sola fuente. Un IACT sólo puede emplear hasta ∼200 horas al año observando una sola fuente interesante debido a restricciones del Sol y la Luna. Sin embargo, incluso con la máxima exposición, un IACT no sería capaz de igualar la sensibilidad de HAWC por encima de 10 TeV.

En consecuencia, la mayoría de las fuentes HESS en el mapeo del plano Galáctico no son detectadas por encima de 10 TeV. La Figura 3 muestra el espectro de una de las fuentes HESS y la capacidad de HAWC para claramente distinguir la diferencia entre una continuación de este espectro y un corte exponencial a 40 TeV. Los espectros de las fuentes Galácticas de TeV conocidas son "duros", con un espectro diferencial promedio de indice -2.3, en comparación con el espectro más inclinado del Cangrejo de índice -2.6. HESS detectó las fuentes de la Figura 3 con 0.2 veces el flujo de Cangrejo por encima de 200 GeV, pero si el espectro medido continua a energías superiores, entonces esta fuente es tan brillante como el Cangrejo por encima de 100 TeV. HAWC podría detectar en su campo de visión por año ∼ 20 rayos gamma por encima de 100 TeV desde estas fuentes.

HESS ha observado que la mayoría de las fuentes galácticas son extendidas. La figura 4 muestra la sensibilidad en función del tamaño de la fuente para HAWC y IACTs. Cuando el tamaño de la fuente es mucho mayor que la PSF (point spread function), la sensibilidad del detector empeora debido a que el fondo se incrementa. Las observaciones actuales de HESS se agrupan en torno a su límite de sensibilidad, lo que implica la existencia de fuentes aún más extendidas. Por ejemplo, fuentes cercanas podrían tener una mayor extensión angular.

Milagro vió evidencia de emisión a TeV desde el pulsar cercano Geminga, con una extensión angular de 2,9 grados, lo que corresponde a un diámetro de ∼ 8 pc. HAWC detectará Geminga con una relevancia > 50 σ y será capaz de delinear el espectro de esta fuente versus la distancia desde el púlsar. Los electrones de mayor energía deberían perder energía rápidamente cuando se propagan lejos de la fuente; esto no es cierto en el caso de los protones. Por lo tanto, si Geminga es un acelerador de electrones, veremos un cambio claro en el índice espectral de los rayos gamma resultantes lejos de la fuente que miramos.

EGRET y Milagro mostraron que el plano Galáctico es la parte más brillante en GeV y TeV del cielo, respectivamente. Si bien algo de esta emisión probablemente es debido a fuentes puntuales no resueltas, una gran parte se debe a interacciones de rayos cósmicos con la materia en la Galaxia. Las observaciones de rayos gamma son la prueba más directa del flujo y espectro de los rayos cósmicos fuera de nuestra vecindad solar. Los rayos cósmicos hadrónicos interactúan con la materia produciendo piones neutros que decaen dando como resultado rayos gamma, mientras que los electrones crean rayos gamma de alta energía a través de la dispersión Compton inversa con fotones infrarrojos y el fondo cósmico de microondas. Además, los procesos no directamente relacionados con la producción de rayos cósmicos también pueden contribuir a la emisión difusa. Por ejemplo, la auto-aniquilación de la materia oscura super-simétrica podría desempeñar un papel importante como un componente adicional de emisión con una característica espectral distinta para que HAWC la encuentre.

HAWC mapeará la emisión difusa de la Galaxia a múltiples energías, para poder distinguir la energía y las diferencias espaciales entre los mecanismos de emisión de leptones y hadrones. El sitio de HAWC está cerca del Ecuador y puede observar el interior del Galaxia hasta el centro Galáctico. De esta manera, HAWC será capaz de estudiar regiones cercanas como Cygnus a una distancia de 1-2 Kpc, así como el más distante interior de la Galaxia a ∼10 Kpc. La región Cygnus podría estar dominada por unos cuantos aceleradores de rayos cósmicos, mientras que los rayos cósmicos del interior de la Galaxia son de una gran colección de fuentes y se reflejarán en el espectro de rayos cósmicos después de propagarse lejos de sus orígenes. Estas regiones son cientos de grados cuadrados y requieren el gran campo de visión de HAWC.

EL flujo difuso de rayos gamma de GeV y TeV registrado con EGRET y Milagro, respectivamente, están por encima de las predicciones basadas en la suposición de que los rayos cósmicos locales son representativos de aquellos en otros lugares de la Galaxia. Con el fin de reproducir los datos de EGRET, la densidad de rayos cósmicos en el resto de la Galaxia debe ser dos veces mayor que la medida localmente. Incrementando la densidad de los rayos cósmicos lo suficiente para reproducir los datos de Milagro violaría los límites medidos en el flujo de anti-protones. Sin embargo, fuentes de TeV no resueltas pueden estar contribuyendo a la medición del flujo del plano Galáctico de Milagro. Por ejemplo en la región de Cygnus, Milagro detectó un exceso, MGRO J2031 +41, coincidente con la mayor densidad de materia. Esta fuente del Milagro es también coincidente con TeV J2032 +41, pero la fuente del Milagro es más brillante por un factor de 3 y más extendida que la fuente de HEGRA. Observaciones profundas de HAWC y VERITAS tanto de la morfología espacial como espectral determinará si existen otras fuentes en esta región y si la fuente más localizada de TeV podría ser el acelerador de protones que ilumina toda la región. La combinación de la sensibilidad de HAWC con la más profunda y mayor resolución angular del seguimiento de las observaciones de IACT proporcionan la manera más eficiente de mapear todo el plano Galáctico sobre todas las escalas angulares.

El origen de los rayos cósmicos extragalácticos es desconocido. Muy pocas fuentes son capaces de acelerar partículas hasta 10²⁰ eV. El tamaño de la fuente es o muy pequeño o el campo magnético muy débil para contener las partículas el tiempo suficiente como para que sean aceleradas a energías extremas. Dos clases de fuentes son probables candidatas - Núcleos Galácticos Activos (AGN) y Explosiones de rayos gamma (GRBs).

Si bien la energía en SNRs galácticas coincide con el flujo medido de los rayos cósmicos galácticos, no está claro cuáles fuentes tienen suficiente energía para producir los rayos cósmicos extra-galácticos. Los AGNs y GRBs son variable y relativisticamente emitidos con ángulos iniciales desconocidos. ¿Los AGNs tienen un flujo inactivo o sólo ráfagas? ¿Qué fracción de AGNs y GRBs emiten rayos γ de GeV o TeV? Dado que estas fuentes son transitorias, para calcular con precisión la energía disponible para acelerar los rayos cósmicos es indispensable contar con observaciones imparciales de estas fuentes.

Detectores con grandes campo de visión con observaciones continuas, como HAWC y GLAST, se requieren para responder a estas preguntas. HAWC inspeccionará el cielo a TeV y GLAST lo hará a GeV. La Figura 5 ilustra la capacidad complementaria de HAWC para observar variaciones a escala de tiempo más cortas que GLAST y ampliar el rango de energía de las observaciones más allá del de GLAST. Si un GRB o una ráfaga de AGN es detectada por HAWC y GLAST, la superposición dará observaciones de más de 7 órdenes de magnitud en energía, toda en la banda de rayos gamma.

La sensibilidad a baja energía de HAWC es esencial para la observación de fuentes extragalácticas. Los rayos gamma con energía E_γ emitidos a un corrimiento al rojo z, son atenuados por la producción de pares sobre la luz del fondo extragaláctico, y la profundidad óptica es τ ~ z 4/3 (E_γ / 90 GeV) 3/2 para 0.1<z<2. Así que para una fuente a z = 0.1, 0.5 o 1, el flujo de rayos gamma se reduce en un factor de 1/e = 0,37 a E_&gamma= 700, 170, o 90 GeV, respectivamente. HAWC tiene una gran área efectiva a bajas energías con ∼100 m² a 100 GeV. El área efectiva aumenta con la energía como una ley de potencia con índice 2.6, como se puede entender de la teoría básica de cascadas electromagnéticas o simulaciones detalladas. La sensibilidad de HAWC para diferentes corrimientos al rojo se muestra en la Figura 5, donde el eje-y representa el flujo requerido antes de la absorción de pares para tener una detección significante en HAWC. Como también se ve en la Figura 5, la sensibilidad de HAWC en unidades de fluencia de energía es mejor que la de GLAST > 10 GeV, aún para objetos con moderado corriento al rojo, dando lugar a muchas observaciones complementarias sobreponiendo con GLAST.

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 t_var > R_e/c = (R_e/R) x (2GM/c³), (donde Γ es el factor de Lorentz de la región que emite, t_var es la escala de tiempo de la variabilidad, R_e 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.

Con emisiones de más de 10⁵² ergios en rayos gamma, las Explosiones de Rayos Gamma son los fenómenos más enérgicos conocidos en el Universo. Al igual que los AGNs, se piensa que la emisión está colimada en jets - no obstante, el factor de Lorentz de los flujos de partículas puede ser tan grande como 1000 en los GRBs, mientras que los factores de Lorentz en los AGNs se cree que son típicamente de 10-30. Las GRBs son transitorias, con una duración de fracciones de segundo hasta ∼1000 segundos.

La distribución de la duración es bi-modal, con una separación entre explosiones cortas y largas de ∼2 segundos. Los progenitores de explosiones cortas y largas son diferentes. El modelo predominante de explosiones cortas es la fusión de estrellas de neutrones binarias, y para las explosiones largas el colapso de una estrella supermasiva. En ambos casos la fuente de energía es la energía potencial gravitacional liberada por la acreción de materia sobre un objeto compacto.

Cuando en astronomía se exploran nuevas longitudes de onda, se descubren objetos y diferentes tipos de fuentes previamente desconocidas. Por ejemplo, el catálogo de EGRET contiene más de 150 fuentes no identificadas previamente, HESS ha descubierto varias fuentes sin contrapartes conocidas, y Milagro ha detectado por lo menos 3 nuevas fuentes galácticas sin contrapartida evidente. El descubrimiento de nuevas clases de objetos - que no se ve en otras longitudes de onda- es la mayor virtud de monitorear todo el cielo. Estos descubrimientos fortuitos, si bien no son posible predecirlos a priori, con frecuencia son los más importantes científicamente. Ejemplos de las investigaciones que se harán con HAWC las describiremos a continuación.

Anisotropía de Rayos Cósmicos: Milagro observó un exceso, sobre una escala de ~10^o, en los rayos cósmicos de más alta energía con una relevancia de casi 15 σ. HAWC será capaz de medir el espectro de energía de esta anisotropía, así como investigar fracciones mas pequeñas. Esta información más detallada es necesaria para explicar cómo los rayos cósmicos cargados en el campo magnético interestelar pueden producir este tipo de anisotropía a pequeña escala.

Cúmulos de Galaxias: Una fracción de la inmensa energía gravitacional en un cúmulo de galaxias se preveé de lugar a choques que aceleren a los electrones y protones hasta ∼10¹⁸ eV. Los choques de acreción y mergers acelerarán partículas, siendo los primeros más eficiente en la producción de partículas de más alta energía. Aunque los cúmulos de galaxias se pueden observar, la historia y las masas desconocidas de los cúmulos hace que la predicción de los flujos de rayos gamma se dificulte. Se tienen ∼600 cúmulos de galaxias más cerca de z = 0,1. La extensión angular de la emisión se espera que sea de hasta 1 grado en algunos casos. HAWC observará todos los cúmulos cercanos y determinará cuales cúmulos emiten rayos γ de muy alta energía.

Pares en Halos Galácticos: Los AGN tienen halos de rayos γ que se extienden a casi un grado, y son generados por la producción de pares de rayos γ cerca de la fuente de energía incluso superior. Estos halos pueden provenir de AGN que no tienen jets apuntando hacia la Tierra. Una detección de HAWC de pares de halos galácticos podría medir la luz de fondo extragaláctica a diferentes corrimientos al rojo, probando la evolución cosmológica del Universo.

Galaxias cercanas: Los Rayos γ de TeV se deberían producir por interacciones de rayos cósmicos con la materia en otras galaxias al igual que en la Vía Láctea. Sin embargo, algunas galaxias pueden tener un flujo enriquecido de rayos cósmicos, tales como en las galaxias starburst, o diferentes espectros y flujos relativos de electrones y hadrones que nuestra Galaxia. El gran campo de visión de HAWC permitirá que muchas fuentes potenciales puedan ser estudiadas.

Centro Galáctico: El centro de nuestra Galaxia es una fuente de TeV conocida, sin embargo, el origen de estos rayos γ es desconocido. Si bien el centro galáctico tránsita en sólo 49 grados, HAWC aún tendrá sensibilidad para detectar esta fuente en los rayos γ de más alta energía, extendiendo el espectro a 100 TeV, y para investigar variabilidad. Una observación de HAWC de la variabilidad podría descartar un origen en la materia oscura y sería muy difícil para los modelos hadrónicos.

Nubes Moleculares: los rayos γ se producen por las interacciones de rayos cósmicos con la materia que está concentrada en las nubes moleculares. Debido a que son cercanas, se presume que el flujo de rayos cósmicos es el mismo que en la Tierra, tal que el flujo de rayos γ solamente determina el único parámetro libre, el cual es la proporción de CO a hidrógeno molecular. Aunque algunas de estas nubes tienen una gran extensión angular, las nubes más pequeñas pero densas aún pueden estar sin descubrirse a altas latitudes Galácticas. Se requiere la capacidad de HAWC de inspeccionar el cielo para observar la gran extensión angular de las nubes moleculares conocidas asi como para descubrir otras nuevas.

Binarias Compactas: Los agujeros negros o estrellas de neutrones que orbitan alrededor de una estrella masiva, probablemente aceleren partículas producidas por choques en el proceso de acreción. Se ha observado que tres binarias tienen emisión de TeV modulada por el periodo orbital. La variabilidad implica una pequeña región de la fuente y, por tanto, una alta profundidad óptica para los rayos gamma, sin embargo, la emisión de TeV se extiende a altas energías con un fuerte índice espectral. Más de 100 binarias de rayos X han sido catalogadas, con períodos orbitales que van desde horas hasta años. Las observaciones diarias de HAWC son esenciales para observar todas las fases. Por ejemplo, HAWC será capaz de distinguir los diferentes modelos de emisión de TeV en el periastron (punto en el que dos estrellas de un sistema binario están más cerca) para PSR B1259-63, tal como se muestra en la Figura 7, lo cual no pudo ser probado con las observaciones del HESS debido a la interferencia de la Luna llena.

Microquasares: Una binaria que exhibe un comportamiento estilo jet, se conoce como un microquasar y proporciona una prueba física de los jets, en tiempo y tamaño de escalas menor que la de AGNs. Estos objetos han sido conocidos por las ráfagas en las longitudes de onda de radio y rayos X. En la Conferencia Internacional de Rayos Cósmicos en 2008, la colaboración MAGIC anunció una ráfaga en TeV para el microquasar y agujero negro Cyg X-1. Esta ráfaga precedió a otra en rayos X, pero la significancia estadística fue débil. Se conocen casi una docena de microquasares, y HAWC buscará ráfagas de TeV coincidentes e independientes de otras longitudes de onda.

Otras Fuentes Galácticas Transitorias: El estudio del plano galáctico por los Telescopios Imaging Atmospheric Cherenkov puede perder fuentes transitorias debido a que estos telescopios exploran unos cuantos grados cuadrados de su campo de visión con observaciones de corta duración en diversos lugares. Una gran parte de las fuentes no identificadas de EGRET a bajas latitudes Galácticas son variables, indicando nuevas clases de emisores de rayos gamma, lo cual podría extenderse a energías superiores.

Partículas Solares Energéticas: Nuestro Sol es el acelerador astrofísico de partículas más cercano. Partículas Solares superiores a 10 GeV han sido detectadas por Milagro asociadas con eyecciones de masa coronal. HAWC proporcionará diagnósticos y potencial para hacer descubrimientos en el área de las partículas solares energéticas y en la dinámica de la heliósfera interna. HAWC con su mayor sensibilidad será capaz de detectar el más débil flujo de protones. Debido a la baja latitud geomagnética de México, la medición de las colas de la distribución de los protones y neutrones de alta energía ofrecerá nuevas capacidades de diagnóstico para investigar la aceleración por choque coronal. HAWC trabajará en coordinación con monitores de neutrones a ras de suelo, a sólo un km de distancia, en Sierra Negra, como lo ha hecho Milagro con la estación Climax, con el fin de ampliar las observaciones de las partículas solares energéticas a las más altas energías. Clima Solar: Las estructuras magnéticas a gran escala en el interior de la heliosfera interna modula el flujo de rayos cósmicos Galácticos en la Tierra. Mediciones de HAWC del flujo de rayos cósmicos y la anisotropía proporcionará información detallada acerca de estos fenómenos. En cambio, las mediciones de anisotropias de rayos cósmicos dependientes del tiempo son señales indicadoras de la aproximación de eyecciones de masa coronal que no son visibles por otros medios.

La Detección Indirecta de la Materia Oscura: Los modelos supersimétricos en la física de altas energías han proporcionado una partícula candidata para la materia oscura, la partícula supersimétrica más ligera, el neutralino. Experimentos con LHC pueden ser capaces de determinar si existen, y se requieren observaciones de rayos γ para saber si esta partícula es la materia oscura. Dependiendo de la masa del neutralino, detectores en el espacio, como GLAST, o detectores de rayos γ en tierra como HAWC, pueden ser los más sensibles para llegar a la identificación del neutralino. Mientras que el centro galáctico debe tener una gran concentración de materia oscura, también estará en forma de grumos por toda la Galaxia con diversas masas. Un grumo de suficiente masa podrá ser detectado por HAWC. El espectro del flujo de rayos γ y el rango espacial de ∼1 grado proporcionan características únicas para distinguir los grumos cercanos de materia oscura de otras fuentes de rayos γ. Estos objetos brillarán sólo en energías de rayos γ, por tanto, sólo pueden ser encontrados inspeccionando el cielo - este es el reto ideal para las capacidades de HAWC.

Invariancia de Lorentz: La combinación de distancias cosmológicas y la rápida variabilidad hace de los fenómenos transitorios de corta duración, como las explosiones de rayos γ, un laboratorio único para estudiar la dependencia de la velocidad de la luz con la energía de los fotones. Las teorías de la gravedad cuántica predicen un tiempo de retardo Δt para fotones de energía E₁ y E₂ viajando una distancia L con Δt∼L(E1-E2)/E_QG= 40zE_TeV segundos. E_QG es una escala de energía en la cual la invariancia de Lorentz podría ser significante. E_TeV es la energía en TeV de los fotones más energéticos detectados, y z es el corrimiento al rojo del GRB. Las detecciones de HAWC, a la máxima energía permitida por la absorción de la luz de fondo extragaláctica, con un segundo de tiempo de retraso en relación a las curvas de luz de KeV-MeV, explorará E_QG por encima de la masa de Planck (10¹⁹ GeV). Las recientes observaciones de ráfagas por MAGIC, con escala de tiempo de minutos en Mrk501 a z = 0,034, muestran evidencia de dichos retrasos de tiempo que se pueden deber a la invariancia de Lorentz. Sin embargo, una sola medición sólo puede fijar un límite estricto. Las múltiples ráfagas o estallidos que HAWC observará de fuentes a diferentes corrimientos al rojo, permitiría la diferenciación de los efectos de una fuente de los de una violación de la invariancia de Lorentz.

Las observaciones en multiples longitudes de onda y de multi-mensajeros son esenciales para comprender el cielo de rayos γ. HAWC inspeccionará el cielo en TeV en tiempo real para detectar fuentes de ráfagas, y notificará a la comunidad en cuestión de segundos sobre ráfagas de corta duración. Esto permitirá observaciones en otras longitudes de onda, o con observaciones más sensibles del IACT. Para las fuentes constantes, HAWC proporcionará un flujo en TeV o un límite superior para todas las fuentes dentro de >2π sr.

Se espera que GLAST detecte miles de fuentes de rayos γ, y muchas de ellas no tendrán evidentes contraparte. HAWC proporcionará una extensión natural del alcance de energía de GLAST a escalas de TeV y más allá para la mitad de estas fuentes dentro del campo de visión de HAWC.

HAWC descubrirá nuevas fuentes de TeV y monitoreará las fuentes conocidas. Dará seguimiento a las observaciones IACT reduciendo la duración de la variabilidad observada a escala de tiempo más corta, mapeará la morfología espacial, y limitará el espectro a más bajas energías. A energías más altas de 10-100 TeV, HAWC extenderá el espectro de las observaciones de IACT.

HAWC y IceCube, un observatorio de neutrinos a TeV-PeV, observarán el mismo rango de energías y el mismo cielo del hemisferio norte. Debido a que las cascadas de protones producen flujos comparables de fotones y neutrinos en energías similares, las fuentes de HAWC son excelentes candidatos para IceCube como se ve en la Figura 8. Las observaciones de HAWC de fuentes de ráfagas son muy útiles para seleccionar la dirección y el intervalo de tiempo para la investigación de emisión de neutrinos. Esta selección puede mejorar la sensibilidad de IceCube por más de un factor de 2 reduciendo el proceso de investigación. Esta activación está especialmente probando que HAWC debe observar una ráfaga de AGN huérfana, ya que estas ráfagas sugieren la aceleración de hadrones y la producción de neutrinos.

Los observatorios de rayos cósmicos de Ultra-Alta energía (UHECR: Ultra High Energy Cosmic Rays) Auger y HiRes han observado el corte GZK en el espectro, lo que implica que el origen de los rayos cósmicos de más alta energía está aproximadamente a 100 Mpc de la Tierra. Una anisotropía en los UHECRs podría ser detectable por Auger, pero estaría borrosa por la deflección de los campos magnéticos. Sin embargo, algunos de los UHECRs van a interactuar cerca de sus fuentes y producirán rayos γ. HAWC podría investigar la emisión a TeV de las clases potenciales de fuentes, tales como AGNs cercanos o cúmulos de galaxias, y con su resolución angular podrá determinar cuáles de estos AGNs emiten rayos γ de TeV. Estas fuentes de TeV son también las probables fuentes de UHECRs.