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HAWC

High Altitude Water Cherenkov / El Observatorio de Rayos Gamma HAWC

HAWC: Observaciones de Fuentes Transitorias para Analizar los Rayos Cósmicos Extra-Galácticos

sensibilidad de HAWC
Figura 5. La sensibilidad de HAWC para el flujo emitido por la fuente a 5σ para una detección de 10 segundos de GRBs contra el corrimiento al rojo. Las lineas de diferente color indican la sensibilidad para GRBS a diferentes ángulos cenitales. Los triángulos sobrepuestos indican el flujo a keV-MeV y el corrimiento al rojo GRBs detectados por satélite. En la gáfica también se muestra el efecto de añadir 2 PMTs adicionales por tanque (una posible mejoría).


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 Eγ 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 (Eγ / 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.