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HAWC

High Altitude Water Cherenkov / El Observatorio de Rayos Gamma HAWC

Observaciones de HAWC permitirán nuevos hallazgos.

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 ~10o, 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)/EQG= 40zETeV segundos. EQG es una escala de energía en la cual la invariancia de Lorentz podría ser significante. ETeV 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 EQG 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.

Curva de luz en TeV obtenida por HESS

Figura 7.Curva de luz en TeV obtenida por HESS para el púlsar binario 1259-63 que tiene una órbita muy excéntrica de 3,4 años, y emite rayos γ en TeV cerca del periastron. Se muestran tres modelos para la emisión en TeV, las observaciones en TeV en el periastron no fueron posibles debido a la luz de la Luna. Si esta fuente estuviera dentro del campo de visión de HAWC, las barras de error azul mostrarían su capacidad para detectar un modelo diferente.