Búsqueda de Destellos de Rayos Gama a altas energías por Milagro y MiniHawc

1. Búsqueda de Destellos de Rayos Gama a altas energías por Milagro y MiniHawc César Alvarez Facultad de Ciencias Físico-Matemáticas, Benemérita Universidad Autónoma de Puebla. Magdalena González (1), Rubén Alfaro (2), Humberto Salazar (3), Dany Page (1) (1) Instituto de Astronomía, Universidad Nacional Autónoma de México (2) Instituto de Física, Universidad Nacional Autónoma de México (3) Facultad de Ciencias Físico-Matemáticas, Benemérita Universidad Autónoma de Puebla.

2. Motivación • Modelos teóricos predicen la existencia de una componente de alta energía en rayos gama (Meszaros et al. 1994, E >100 GeV). • Observaciones experimentales reportan evidencia de una componente de alta energía en GRBs (González et al. 2003, Hurley et al. 1994, Atkins et al. 2003: 200 MeV, 18 GeV, 650 GeV) ¿Por que no buscarla entonces?

3. Tipos de detectores terrestres de radiación gama Posible sitio de la siguiente generación de detectores tipo MILAGRO: miniHAWC 15 veces mas sensible que MILAGRO en Sierra Negra, Puebla México. - Detector de radiación Cherenkov producida en la atmosfera. - Cono de luz Cherenkov de ~1o  debe enfocar  no sirve para fuentes aleatorias y de corta duración - Efectividad de operación 5-10% -Detectores de radiación Cherenkov producida en el agua. -Cono de luz Cherenckov ~410 -Ve todo el cielo - Efectividad de operación ~100%

4. Puntos siguientes • Introducción: Destellos de Rayos Gama (Gamma Ray Bursts: GRBs) • Discusión de observaciones de emisión a altas energías • Criterios y consideraciones en la búsqueda. • Status y Trabajo Futuro

5. Introducción CGRO (BATSE, EGRET) Distribución Aleatoria Un destello por día Distribución bimodal: Cortos(<2s) y largos(>2s) La mayoría detectado entre 20 KeV y 1 MeV.

6. Progenitores de destellos de rayos gama Los GRBs de larga duración se cree se originan en chorros de materia relativista que se producen por el colapso de una estrella masiva Los GRBs de corta duración se cree son originados por el colapso de dos objetos compactos

7. Curvas de luz -Estructura -Variabilidad Espectro en keV (E2dN/dE) - No térmico - Continuo - 2 leyes de potencias unidas suavemente • No sabemos hasta donde se extiende su espectro.

8. Espectro típico de una fuente de rayos gama Sincrotrón E dN/d(lnE) Dispersión inversa de Compton Radio óptico rayos X MeV GeV TeV Energía del Fotón Algunos modelos de GRBs predicen una componente energética de GeV incluso de TeV (Dermer y Chiang 1999)

9. Emisión no térmica en sincrotón electrones relativistas. Dispersión compton inversa Componente energética en Mkr 421

10. Distribución espectral de Mkr 501 Astro-ph 9712089 Whipple HEGRA 10-5 1 105MeV

11. Observaciones: Componente a altas energías en Destellos de Rayos Gama GRB 940217 (Hurley et al. 1994) 3700 s EGRET+Ulises, --Duración del “Burst”: 180 s (25-150 KeV) --Simultáneamente 10 fotones E>3. GeV --Emisión en GeV incluso después ~5600s --Fotón de 18 GeV después de 90min. Que indica: que el espectro de algunos GRBs se puede extender hasta GeV y que esta emisión puede ser retardada y con una mayor duración que la emisión en KeV-MeV

12. -18 -14s 14 - 47s 47 - 80s 80 - 113s 113 - 211s GRB 941017 EGRET+ BATSE, GRB941017 (González et al. 2003) Se observa una segunda componente espectral en MeV que al menos se extiende hasta 200 MeV Y que decae mas lentamente que la componente de bajas energías. No se observa el máximo o pico de emisión en la componente de altas energías. Con mayor duración que la componente a keV.

13. GRB 970417a Milagrito (Atkins et al. 2003) Reporta evidencias de emisión arriba de 650 GeV con una probabilidad de 1.3X10-3 de ser fluctuación del fondo Posible existencia de otra componente a altas energías.

14. Otras búsquedas … • HEGRA reportó evidencia de emisión arriba de 20 TeV con una significancia de 3 sigmas del GRB 920925c (Padilla et al. 1998) • Whipple buscó emisión arriba de 250 GeV de 9 GRBs sin éxito (Connaughton et al. 1997) • EGRET detectó emisión arriba de 100 MeV para varios GRBs detectados por BATSE (Los más intensos  todos los GRBs emiten fotones arriba de GeV, pero solo los más intensos están arriba de la sensibilidad de EGRET )

15. GRB 940217 Posible curva de luz tmax = tiempo máximo de búsqueda Dti = tamaño de ventana temporal i Si = Significancia de la señal en Dti Pi = Probabilidad gausiana de ser fluctuación del ruido P = igual que Pi pero corregida por trials (N) Búsqueda a ciegas Factor de corrección por intentos • tmax = 6000s • Dti = 1s • N = 6000 (sin traslape entre ventanas) Para Si = 3s => Pi(Si)=1.3x10-3 pero P=6000Pi=7.8 !! Hay 7 otras fluctuaciones!! Para Si = 5s => Pi(Si)=2.9x10-7 pero P=6000Pi=2.3x10-3 !! detección marginal

16. Búsqueda de emisión energética Objetivo: Definir una búsqueda de emisión en GeV-TeV durante o posterior al destello para una amplia gama de posibilidades de emisiones (índices espectrales, duración de la emisión, dirección del destello, curva de luz de la emisión) definiendo así la mayor población de destellos que se puedan observar. Muestra artificial de las curvas de luz de una población de destellos.

17. Diseñar una búsqueda inteligente con bajo número de ventanas pero optima para NO disminuir la población de destellos a la que es sensible.

18. Tipos de búsqueda: Búsqueda 1.- Ventanas temporales constantes por un cierto intervalo de tiempo T. T Búsqueda 2.- Ventanas temporales variables en ese mismo intervalo de tiempo. T Búsqueda 3.- Combinación de las búsquedas 1 y 2. Búsqueda 4.- Búsquedas 3 moviendo las ventanas un cierto tiempo. Búsqueda 5….

19. Propuesta de la búsqueda • Determinación del factor de corrección por intentos (no trivial para ventanas traslapadas). Simulación Monte Carlo • Eficiencia de detección de señal real: depende del detector, duración, dirección e Intensidad y variabilidad. • Caracterización de la población de destellos a la que es sensible la búsqueda: Energía liberada, índice espectral, distancia, Ruido Infrarojo. • Implementarla en MILAGRO y después adaptarla para miniHAWC

20. La detección de la componente de alta energías proporcionará: • Invaluable información para modelar los mecanismos de emisión de los GRBs • Determinación de limites superiores de las distancias a los GRBs • Ayudará a la localización e identificación de la fuente

21. -18 -14s 14 - 47s 47 - 80s 80 - 113s 113 - 211s Componente a altas energías en Destellos de Rayos Gama EGRET+Ulises, GRB940217 Duración de 180 s (25-150 KeV) Simultáneamente 10 fotones E>3. GeV Emisión en GeV incluso después ~5600s Fotón de 18 GeV después de 90min. (Hurley et al. 1994) GRB 940217 (González et al. 2003) EGRET+ BATSE, GRB941017 Se observa Componente espectral en MeV, Con casi 3 veces la energía de la componente a keV. Con diferente evolución temporal. No se observa el máximo o pico. Con mayor duración que la componente a keV. Atkins et al. 2003 GRB 970417 Milagrito Posible emisión en TeV . Posible existencia de otra componente a altas energías.

22. Corte en el spectro debido a propiedades intrinsecas de la fuente o a la interacion con los fotones infrarojos del medio o ambas. Observing gamma-ray bursts (GRBs) in the TeV energy range can be extremely valuable in providing insight into GRB radiation mechanisms and in constraining source distances. The Milagrito detector was an air shower array which used the water Cherenkov technique to search for TeV sources. Unlike other detectors which have attempted to search for GRBs at TeV energies, Milagrito combined the characteristics of a low energy threshold, a large field of view, and a high duty cycle, making it a practical instrument for detecting gammay ray events which lasted but fleetingly and which were unpredictable in both time and position of occurrence. Data from this detector was analyzed to look for TeV emission from 54 BATSE GRBs which were in the field of view of the Milagrito detector during its lifetime (January 1997 to May 1998). Results from this analysis, including evidence for TeV emission from GRB 970417a, will be presented.

23. Instrumentos de EGRET Detección de rayos gama vía producción de pares rechazo del fondo de rayos cósmicos: domo de plástico centellador

24. Características del detector que condujeron a las anteriores observaciones. • Milagrito: dificilmente obtiene informacion de la energia del foton primario (altura en la atmosfera de la primera interacion, indeterminacion de la posicion del core. • Busqueda del exeso utilizando dos tecnicas: por trigguer y con los scalers. Ambos metodos registraron un exceso. • El espectro del GRB 970417 en TeV desconocido.

25. Determinacion del espetcro E2 (dN/dE) frecuencia

26. Modelos teoricos • Lista de modelos que predicen emision a altas energias

27. Milagrito 228 fotomultiplicadores Detecta partículas cargadas en los chubascos a través de la radiación Cherenkov producida cuando atraviesan el agua. Reconstruye dirección de las diferencias de tiempos de detección de los fototubos

28. EGRET Trigger Dirección Energía 20 MeV a 30 GeV FOV 200 Información (partícula o fotón) Casi no background Resolución angular 1 grado Milagrito Trigger Dirección No energía 90 Media part. Buen rechazo del Background Resolución angular 1 grado BATSE Trigger Dirección Energía 360 No part. background Resolucion angular 4 grados TASC No trigger No dirección Buena resolución de Energía 360 No part. Background

29. Componente a altas energías en el GRB 940217 (Hurley et al. 1994) GRB 940217 Detección simultanea y posterior al destello Emisión proveniente del destello Espectro consistente -2 Duracion ~1800 s E(MeV) PSF/des #gamas en 200 35<E<70 4.30 9 50% 70<E<150 2.60 12 40.7% 150<E<500 1.40 4 7.3% 500<E<2000 0.7 2000<E<30000 0.40 3 1.5% Emax=18 GeV 99.5% Background esperado (1/260)1800(4.3/20)=1.5

30. Su deteccion • Restringir los modelos teoricos de emision