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Una mirada al Universo profundo en rayos X

Una mirada al Universo profundo en rayos X. Xavier Barcons Instituto de Física de Cantabria (CSIC-UC). Indice. Motivación y herramientas El Universo en rayos X Los observatorios modernos de rayos X: Chandra y XMM-Newton Algunos hitos recientes en Astronomía de rayos X

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Una mirada al Universo profundo en rayos X

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Presentation Transcript

  1. Una mirada al Universo profundo en rayos X Xavier Barcons Instituto de Física de Cantabria (CSIC-UC) Una mirada profunda al Universo con rayos X

  2. Indice • Motivación y herramientas • El Universo en rayos X • Los observatorios modernos de rayos X: Chandra y XMM-Newton • Algunos hitos recientes en Astronomía de rayos X • El medio intergaláctico caliente • Galaxias Activas y el Universo oscurecido • AGNs atípicos: cuestionando el modelo unificado • Rastreando el cielo: Resultados del programa AXIS • Cielo profundo en rayos X • Retos para el futuro Una mirada profunda al Universo con rayos X

  3. Se descubren dos hechos sorprendentes: • Una fuente extremadamente brillante en rayos X y • muy poco aparente en el óptico (Sco X-1) • Una radiación difusa por todas direcciones (la radiación cósmica • de fondo de rayos X) • Y, por supuesto, la Luna no se ve... …!hasta el año1990! ¿Cómo empezó la Astronomía de rayos X? 18 de Junio de 1962: Giacconi y colaboradores envian un cohete (Aerobee) a más de 80 km de altura durante 5 min con 3 detectores de rayos X. Objetivo: detectar los rayos X solares reflejados en la Luna. Una mirada profunda al Universo con rayos X

  4. FRX Sco X-1 Una mirada profunda al Universo con rayos X

  5. 2000 1962 Riccardo Giacconi (Génova 1931) Premio Nobel de Física 2002 Una mirada profunda al Universo con rayos X

  6. Procesos cósmicos que producen radiación X • Plasmas (gases ionizados) a temperaturas de millones de grados (bremsstrahlung y lineas) • Electrones muy energéticos en campos magnéticos intensos (sincrotrón) • Efecto Compton inverso sobre electrones energéticos. • Material en caída hacia objetos compactos o agujeros negros (discos de acreción) • Cascadas de pares electrón-positrón Una mirada profunda al Universo con rayos X

  7. Los grandes observatorios XMM-Newton (ESA) Diciembre 1999 Chandra (NASA) Julio 1999 Una mirada profunda al Universo con rayos X

  8. ¿Cómo funciona un telescopio de rayos X? Una mirada profunda al Universo con rayos X

  9. Cámara de Alta Resolución (HRC): Placa Micro-Canal Espectrómetro CCD Avanzado (ACIS) Red de Transmisión de baja energía (LETG): 0.08-2 keV, E/E=30-2000 (+HRC-S) Red de Transmisión de Alta Energía (HETGS): 0.4-10 keV, E/E1000 (+ACIS-S) Chandra • Espectroscopía de baja resolución (E/E~20-50) espacialmente resuelta (0.5“). • Espectroscopía dispersiva de resolución intermedia (0.02-0.04 Ang, E/E~200-500) Una mirada profunda al Universo con rayos X

  10. XMM-Newton • Espectroscopía de baja resolución (E/E~20-50) espacialmente resuelta (15“). • Espectroscopía dispersiva de resolución intermedia (0.03-0.06 Ang, E/E~200-500) • EPIC: (3) Cámaras CCD de imagen espectroscópica. 0.1-12 keV • (2) Espectrógrafos dispersivos por reflexión (RGS): 0.05-3 keV • (1) Monitor óptico (OM): imagen óptica/UV y grismas. Una mirada profunda al Universo con rayos X

  11. Comparación de Chandra y XMM-Newton • XMM-Newton: • Area efectiva 0.4 m2 • Resolución angular: 15’’ HEW • Sensitividad límite: 10-15 erg cm-2 s-1 • Chandra: • Area efectiva: 0.08 m2 • Resolución angular: 0.5’’ HEW • Sensitividad límite: <10-16 erg cm-2 s-1 Una mirada profunda al Universo con rayos X

  12. OVIII OVII N132D SNR Fe line Una mirada profunda al Universo con rayos X

  13. Púlsar SNRs y Púlsares EL Púlsar del Cangrejo Chandra Una mirada profunda al Universo con rayos X

  14. Campo Magnético en estrellasde neutrones aisladas Primera detección de líneas de absorción ciclotrón en una estrella de neutrones aislada: medida directa del campo magnético. B~8 x 1010 Gauss Líneas ciclotrón 1E1207.4–5209 Bignami, Caraveo, De Luca & Mereghetti 2003 Una mirada profunda al Universo con rayos X

  15. El centro Galáctico en rayos X Una mirada profunda al Universo con rayos X

  16. Coma Cúmulos de galaxias Sérsic 159-03 Una mirada profunda al Universo con rayos X

  17. Fe L O VIII Mg XII ¿Cooling flows, calentemiento, turbulencia,…? • Ausencia de líneas de • emisión de Fe L • La temperatura del gas • intracúmulo no baja de 1/3 • de la temperatura “exterior” • Calentamiento del gas • en el centro de los cúmulos • Gran cantidad • de gas a 300000K (FUSE) Una mirada profunda al Universo con rayos X

  18. El medio intergaláctico caliente (WHIM) • Una importante fracción de la materia bariónica se encuentra en el medio intergaláctico a T~105-107 K • El IGM está más caliente a redshift más bajo debido a la caida de los bariones en los pozos de potencial. • Podría incluso estar a temperaturas mayores debido al calentamiento derivado de la formación estelar y de la actividad en los AGNs. Las simulaciones predicen: Davé et al 2002 Una mirada profunda al Universo con rayos X

  19. Historia térmica del WHIM Davé et al (2001) Una mirada profunda al Universo con rayos X

  20. Detección del WHIM asociado al grupo local Chandra FUSE Nicastro et al 2002 Una mirada profunda al Universo con rayos X

  21. OVII del WHIM local XMM-Newton Rasmussen et al 2002 Una mirada profunda al Universo con rayos X

  22. “Detección” del WHIM más allá del grupo local H1821+643, z=0.297 Detección 2 de absorbentes OVII, OVIII ,NeIX, en sistemas previamente conocidos z=0.12-0.27 Mathur et al 2002 Una mirada profunda al Universo con rayos X

  23. ¿Detección de un grupo de galaxias “frío” en absorción? Pks0548-322, z=0.069 • Detección (3.6) de OVI en absorción • a z=0.058 • EW=30 mA, implica turbulencia • >200 km/s • No hay rastro de OVII o OVIII, T~105 K Zona permitida Barcons, Paerels et al 2004 Una mirada profunda al Universo con rayos X

  24. La visión de los AGN en rayos X C. Done, Durham U (Chris Done, Univ of Durham) Una mirada profunda al Universo con rayos X

  25. El espectro en rayos X de los AGN • Radiación del disco de acreción reprocesada por una corona de electrones energéticos • Reflexión (línea del Fe y “retroceso” Compton) • Absorbentes • Exceso blando (radiación directa del disco) Una mirada profunda al Universo con rayos X

  26. Nandra (2001) La variedad de perfiles de lalínea de Fe K Reeves et al (2001) Toroide Disco ASCA XMM Una mirada profunda al Universo con rayos X

  27. 1994 1997 < >t < >t Mín Flare Efectos relativistas en la línea de MCG-6-30-15 ASCA XMM Iwasawa et al. (1996, 1999) Fabian et al 2002 Una mirada profunda al Universo con rayos X

  28. Absorbentes (parcialmente) ionizados H1419+480 z=0.07229 XMM-Newton Absorbentes ionizados en RX ~ Absorbentes “asociados” en UV IUE Barcons, Carrera & Ceballos 2003b Una mirada profunda al Universo con rayos X

  29. Absorbentes ionizados en ata resolución espectral Sako et al 2001 Una mirada profunda al Universo con rayos X

  30. Gilli et al 2000 La importancia la absorción: el fondo de rayos X y el modelo unificado para AGNs • La densidad espectral de energía es máxima a ~30 keV • Modelo unificado: Mezcla de AGNs, con distintas cantidades de absorción fotoeléctrica reproduce el fondo de rayos X • Predicciones: • La mayoría de la acreción se produce en AGNs absorbidos • Deben existir grandes cantidades de Cuásares absorbidos a alto redshift Una mirada profunda al Universo con rayos X

  31. AGNs atípicos: cuestionando el modelo unificado XMM-Newton: Disco + reprocesado Absorción<1020 cm-2 H1320+551, z=0.0653 Seyfert 1.8/1.9 H/H>27 Absorción esperada: >1022 cm-2 Barcons, Carrera & Ceballos 2003 Una mirada profunda al Universo con rayos X

  32. Cuásares de tipo 2 • Seleccionado por su emisión • en rayos X • QSO con líneas estrechas • a z=1.246 • Luminosidad X > 1045 erg/s • Radiofuente doble • Emisión X no relacionada • con los lóbulos radio • AGN normal moderadamente • absorbido en rayos X XMM VLA Barcons et al 1998 Barcons et al 2003 Una mirada profunda al Universo con rayos X

  33. El muestreo del Survey Science Centre de XMM-Newton • Cada apuntado de XMM-Newton descubre ~30-150 nuevas fuentes de rayos X. • En un año, se añaden entre 30000 y 50000 nuevas fuentes • El muestreo del Survey Science Centre consiste en: • Programa central: • 1000 fuentes brillantes • 1000 fuentes intermedias • 1000 fuentes débiles • 1000 fuentes en el plano Galáctico • Imágenes ópticas de muchos campos de XMM-Newton • Identificaciones estadísticas OY Car Una mirada profunda al Universo con rayos X

  34. El Programa AXIS (An XMM-Newton International Survey) • Espina dorsal del programa de identificación del SSC • ~85 noches en INT, NOT, TNG y WHT (Abril 00-Abril 02) • Multipropósito, pero concentrado en: • Flujos intermedios • Flujos brillantes • Plano galáctico • Imagen óptica • Consorcio: IFCA, IAC, LAEFF, VILSPA, Leicester, MPE, AIP, MSSL, CESR, Bristol, OAS, Brera, Central Lancashire, Cambridge. Una mirada profunda al Universo con rayos X

  35. AXIS: Identificaciones fuera del plano galáctico 152+28 BLAGN 29+12 NELG 13+8 Galaxias 2 BL LAC 54+8 Estrellas Una mirada profunda al Universo con rayos X

  36. z=0.044 LX=1042 erg/s TNG Subaru Galaxias sin líneas de emisión, fuertemente emisoras en X XMM =1.7 NH=2 1023 cm-2 Una mirada profunda al Universo con rayos X

  37. XMS: Muestra a flujos intermedios (> 2 10-14 erg/cm2/s) Una mirada profunda al Universo con rayos X

  38. XMS: Magnitud óptica frente a flujo en rayos X FX/Fopt=10 FX/Fopt=1 Una mirada profunda al Universo con rayos X

  39. XMS: Enrojecimiento óptico a flujos débiles Una mirada profunda al Universo con rayos X

  40. XMS: Colores ópticos Galaxias tempranas QSOs Una mirada profunda al Universo con rayos X

  41. Índice espectral en rayos X () dN(E)/dE  exp(-abs(E)NH)E - dN(E)/dE  E - Ley de potencias absorbida Ley de potencias simple NH no detectado Mateos et al (2004a) Una mirada profunda al Universo con rayos X

  42. ¿Evolución espectral? Una mirada profunda al Universo con rayos X

  43. Absorción fotoeléctrica • Absorción en: • 10% de los AGN • de tipo 1 • 40% de los AGN • de tipo 2 • Todas las Galaxias • sin líneas de emisión Fuentes con exceso blando Una mirada profunda al Universo con rayos X

  44. XMMU J061515.2+710204 S 0.5-4.5 keV= 7.2 x 10-14 erg cm-2 s-1 XMM NH=2.81021 cm-2 z=0.872 L 2-10=3.21044 erg s-1 WHT/ISIS Broad-Line AGN Una mirada profunda al Universo con rayos X

  45. Source too faint Source too faint Abs too low Abs too low Comparación con modelos para el fondo de rayos X • Los modelos predicen el doble de fuentes absorbidas • Faltan las más absorbidas NH> 1022 cm-2 Una mirada profunda al Universo con rayos X

  46. Las observaciones más profundas con Chandra • La mayoría (50%) de la emisión X (acreción en AGNs) en el Universo ocurre a z<1 • Fuentes progresivamente más enrojecidas, incluyendo EROs. Tozzi et al 2001, Barger et al 2003, Alexander et al 2003 Una mirada profunda al Universo con rayos X

  47. La observación más profunda con XMM-Newton Una mirada profunda al Universo con rayos X

  48. AGN de tipo 1 (15): Ninguno absorbido Buen ajuste con 2 4 tienen excesos blandos, con kT~0.1-0.4 keV, todos variables espectralmente Adicionalmente, otro presenta variaciones temporales en el índice espectral AGN de tipo 2 (6): 5 absorbidos con NH=1021- 2 1023 cm-2 (uno de ellos muy variable) 1 no absorbido Resultados preliminares en el “Lockman Hole” • No identificadas (4): • 1 altamente absorbida, con una componente de “scattering” y línea de emisión de Fe Mateos et al 2004b Una mirada profunda al Universo con rayos X

  49. Variabilidad espectral en AGN de tipo 1 AGN tipo 1 (líneas anchas) z=0.784 NH=0 =1.7-2.0 <>=1.83 Una mirada profunda al Universo con rayos X

  50. Variabilidad espectral en AGN de tipo 2 Source #94; AGN tipo 2; z=0.205 Mateos et al 2004b Una mirada profunda al Universo con rayos X

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