1 / 57

“De MILAGRO a miniHAWC”

“De MILAGRO a miniHAWC”. Ma. Magdalena González Instituto de Astronomía, UNAM. El experimento MILAGRO Resultados mas importantes de MILAGRO Siguiente generación, miniHAWC como prototipo de HAWC. Milagro Observatorio de Rayos Gama @ 2630 de altura en Los Alamos, NM

zofia
Download Presentation

“De MILAGRO a miniHAWC”

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author. Content is provided to you AS IS for your information and personal use only. Download presentation by click this link. While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server. During download, if you can't get a presentation, the file might be deleted by the publisher.

E N D

Presentation Transcript

  1. “De MILAGRO a miniHAWC” Ma. Magdalena González Instituto de Astronomía, UNAM

  2. El experimento MILAGRO • Resultados mas importantes de MILAGRO • Siguiente generación, miniHAWC como prototipo de HAWC

  3. Milagro Observatorio de Rayos Gama @ 2630 de altura en Los Alamos, NM R.Atkins,1,2 W. Benbow,3,4 D. Berley,5 E. Blaufuss5, D.G. Coyne,3 T. DeYoung,3,5 B.L. Dingus,6 D.E. Dorfan,3 R.W. Ellsworth,7 L. Fleysher,8 R.Fleysher8, M.M. Gonzalez,1,14 J.A. Goodman5, E. Hays5, C.M. Hoffman,6 L.A. Kelly,3 C.P. Lansdell,5 J.T. Linnemann,9 J.E. McEnery,1,10 A.I. Mincer,8 M.F. Morales,3,11 P. Nemethy,8 D. Noyes,5 J.M. Ryan,12 F.W. Samuelson,6 P.M. Saz Parkinson,3 A. Shoup,13 G. Sinnis,6 A.J. Smith,5 G.W. Sullivan,5 D.A. Williams,3 M.E. Wilson,1 X.W. Xu6 and G.B. Yodh13 Department of Physics, University of Wisconsin Current Address: Department of Physics, University of Utah Santa Crux Institute for Particle Physics, University of California, Santa Cruz Current address: Max-Plank-Institute fur Kernphysik Department of Physics, University of Maryland Los Alamos National Laboratory Department of Physics and Astronomy, George Mason University Department of Physics, New York University Department of Physics and Astronomy, Michigan State University Current address: NASA Goddard Space Flight Center Current address: Massachusetts Institute of Technology Department of Physics, University of New Hampshire Department of Physics and Astronomy, University of California, Irvine Instituto de Astronomia, UNAM

  4. 10 m MILAGRO • Detector de luz Cerenkov en el agua. Reservorio de 60m x 80m x 6m. • 2600m altura sobre nivel del mar • 898 foto-multiplicadores • 450(superior)/273(inferior) en el reservorio de agua. • 175 tanques de agua (2.5m diámetro y 1m profundidad) fuera del reservorio. • 3.4x104 m2 (área física) • 1700 Hz tasa de disparo • 0.5o resolución • > 90% de protones discriminados y ~50% de gamas retenidos

  5. Dentro de MILAGRO

  6. e m g 8 meters 50 meters 80 meters Como funciona Milagro? • Detecta la cascada de partículas a partir de la luz Cerenkov que ésta emite en el reservorio de agua filtrada. • La dirección de la cascada es reconstruida dentro de 0.5 grados de la dirección original a partir de la diferencia en los tiempos de disparo de cada PMT. • Tasa de disparo debido principalmente a cascadas de rayos cósmicos. • El campo de visión es ~2 sr y el ciclo activo es de ~ 95%

  7. Identificación de cascadas • Npmt > 20, 53, 74 en 200ns(determina sensibilidad a menores energías, 100GeV) • “Risetime”, tiempo entre que 12.5% y 88.5% de los tubos son disparados. Discrimina muones casi transversales. Disminuye la tasa de disparo. Risetime <50, 87.5ns • Determinación del ángulo de incidencia es iterativo y requiere de al menos 20 pmts • El centro de la cascada se determina calculando el centro de masa de los pmts disparados (en reservorio o en tanques) pesados por PEs. La fracción de tanques disparados sobre pmts en el reservorio indica si el centro esta dentro o fuera del reservorio.

  8. Corrección por curvatura Error en la determinación de la posición del centro de la cascada vs posición verdadera desde el centro del reservorio Without Outriggers Core Error (meters) Frente de la cascada curvo 7ns/100m Core Distance (meters) With Outriggers Core Error (meters) Core Distance (meters)

  9. Discriminación de cascadas hadrónicas Proton MC Core on pond, but not identified as gamma event Gamma MC Retiene 50% gs y 9% protones, Real Data

  10. Sensibilidad de Milagro a la nebulosa Crab Pre-tanques– datos desde 2000 • Optimizado con simulaciones de MC • Publicado (ApJ 595, 803 (2003)) • Sensivilidad: ~4.7s/año para la Crab • 10.0s para 4.5años Post-tanques – datos desde 2003 • Buena reconstrucción angular para centros fuera del reservorio. • Sensibilidad: ~8s/año para la Crab • 9.7s para 1.5años Últimos 6 meses – datos desde 2003 • incluye probabilidad de ser gamma • incluye error en determinación de dirección • optimización de bin Mejor discriminación de hadrones • 12s para 1.5años

  11. Outer Galaxy Inner Galaxy Cygnus region Observación del plano galáctico Selección de una región del plano galáctico optima para la detección de emisión difusa predicha por observaciones de EGRET. Inner Galaxy bin l = [20,100] b = [-5,5] • EGRET Diffuse Flux > GeV • Milagro Exposure (TeV)

  12. Resultados de MILAGRO: 3 Años de exposición Significancia de MILAGRO Galactic Latitude Observación predicha de MILAGRO a partir de observaciones de EGRET (ref. Seth Digel) Galactic Longitude

  13. E-2.51±0.05 Plano Galáctico visto con gamas de TeVs Primera observación del plano galáctico en TeVs. Publicado en PRL 2005

  14. Cygnus Region Crab Mrk421 Fuentes puntuales después de 4.5 años de operación. Tres fuentes puntuales son observadas nuevo análisis Significancia Crab 10.0s 13.6s Significancia Mrk421 5.4s 4.5s Punto en la región de Cygnus 5.9s 11.6s Cygnus Mrk421 Crab

  15. Morfología de la región mas profunda de la Galaxia observada Líneas de contorno: Predicción tomando en cuenta el emisión difusa de EGRET y densidad de materia. Cruces: Fuentes no identificadas de EGRET Círculos: Remanentes de Supernovas

  16. Morfología de la Región del Cygnus Líneas de contorno: Predicción tomando en cuenta el emisión difusa de EGRET y densidad de materia. Cruces: Fuentes no identificadas de EGRET Círculos: Remanentes de Supernovas Fuente extendida: a=-2.2 Consistente con fuente de rayos cósmicos Emisión Difusa: a=-2.7 !! Igual a local rayos cósmicos locales a: índice de la diferencial del flujo de fotones

  17. GRBs. Componente a altas energías (>1 MeV) Observación de EGRET-BATSE exhibe una nueva componente (10-200MeV) de espectro duro y flujo de energía comparable con el de keV. (Gonzalez, 2003 Nature 424, 749) GRB940217 GRB941017 Fotón de 20GeV observado 1hr después de la emisión a keVs. (Hurley, 1994 Nature 372, 652) Milagrito observó emisión E> 650 GeV mayor a la predicha por la extrapolación del espectro observado a keVs(Atkins, 2003, Ap J 583 824) GRB970417

  18. Destellos de rayos gama • Destellos observados por: • SWIFT 2/semana • GLAST GBM 4/semana con ~4o de error angular • GLAST LAT (10 g > 30 MeV) ~1/semana ~1/mes (rápida posición) • EAS ~1 GRB/semana dentro del campo de visión • MILAGRO ha buscado emisión simultanea de ~20 SWIFT GRB ~20 BATSE & HETE GRB No se ha observado emisión Flujo de energía correspondiente a una detección de 5σ de un destello de rayos gama con angulo zenital menor a 20 grados y posicion conocida.

  19. Resultados de MILAGRO para destellos de rayos gama • Para destellos de posición conocida y dentro del campo de vision de 20 grados, no se ha observado emisión simultanea a la de keV. Solo 2 GRBs con pequeño redshift. Se han establecido limites superiores para la emisión. • 3 búsquedas para 3 diferentes escalas de duración (cubriendo desde ms a 200s) están implementadas. No se ha observado emisión a TeV de fuentes transientes. Resultado consistente con distribución de redshifts para destellos de rayos gama. Se han establecido limites superiores para la emisión. • Se esta trabajando en una búsqueda de emisión a TeV simultanea a las ráfagas en rayos X observadas por SWIFT. También se trabaja en implementar la búsqueda de emisión retardada a la observada en keVs. • Se esta buscando emisión a energías de TeV para ráfagas en rayos-X de destellos cortos observadas por SWIFT.

  20. X7-Class flare Jan. 20, 2005 • GOES proton data • >10 MeV • >50 MeV • >100 MeV • Milagro scaler data • > 10 GeV protons • ~1 min rise-time • ~5 min duration

  21. Otros Análisis • Estudio de blazares. Limites superiores (publicación en preparación) • Estudio de ráfagas solares usando las tazas de disparo de cada pmt. • Aniquilación de neutralinos en los alrededores del sol. Limites al espectro. (Publicado PhyRevD) • Anisotropía en el flujo de rayos cósmicos. (publicación en preparación) • Búsqueda de emisión retrasada y simultanea a la emisión en keVs en destellos largos. Emisión simultanea a las ráfagas en rayos X que ha visto SWIFT en destellos cortos.

  22. MILAGRO PROS: • detector capaz de hacer un mapa del cielo de emision a TeVs. • Puede observar fuentes transientes • Puede observar fuentes extensas CONTRAS: • Alto valor para la energía umbral. Decrece el numero de GRBs observados. • No suficientemente grande. Discriminación de hadrones todavía muy alto y perdida de sensibilidad especialmente para fuentes de larga duración.

  23. Alta sensibilidad HESS, MAGIC, CANGAROO, VERITAS Baja energía de umbral EGRET/GLAST Gran campo de vision y ciclo activo Milagro, Tibet, ARGO, HAWC Diferentes técnicas de detección de rayos gama Moderada área efectiva(80,000m2) Buena discriminación del fondo no electromagnético ~95% ciclo activo y gran campo de visión (~90 grados) Gran área efectiva (100,000m2) Excelente Discriminación del fondo no electromagnético Bajo ciclo activo y pequeño campo de visión (~5 grados) Pequeña área efectiva(8,000cm2) No requiere de discriminación ~100% ciclo activo y mayor campo de visión (~60 grados) Energías < 10 GeV mapeo del cielo Física de AGN Fuentes transitorias (GRBs), E < 300 GeV Mapa del cielo sobre el detector Fuentes extendidas Fuentes transitorias Física Solar Buena resolución en energía Estudio de fuentes conocidas Observación de zonas limitadas del cielo

  24. Situación actual y futura Pre 2000 • < 10 fuentes observadas 2003-2005 • HESS descubre 15 fuentes nuevas en búsqueda en el Plano Galáctico (60 grados) • La mayoría fuentes extendidas con espectro duro. • Espectro del los AGNs restringe el fondo infrarrojo. Futuro • VERITAS, MAGIC, HESS y Cangaroo operando (dos telescopios por hemisferio) EGRET 1991-2000 • 172 fuentes de 271 sin contrapartes de a energías mas bajas. • 70 AGN, 5 pulsares y 4 GRBs GLAST 2007- 2012 • 5000-10000 fuentes • Active Galactic Nuclei, Pulsars, Gamma-Ray Bursts, Supernova Remnants, Pulsar Wind Nebula, X-ray Binaries, Galaxy Clusters, Stellar Mass Black Holes, Molecular Clouds, Starburst Galaxies, Radio Galaxies, ? • La mayoría de estas fuentes serán no-identificadas pero con posiciones conocidas dentro de unos cuantos arco-minutos. 2000-2005 • Tibet AS (4300m, arreglo de centelladores plásticos) detecto el Crab • Milagro (2650 m) detecto Crab, Plano Galáctico y la región de Cygnus. Futuro • miniHAWC sensibilidad 15 veces mejor que Milagro • Mapa de emisión difusa del plano galáctico y nubes moleculares. • Limites a la emisión de GRBs. • Monitoreo e identificación de fuentes observadas por GLAST. • Búsqueda de nuevas fuentes.

  25. HAWC, High Altitude Water Cherenkov experiment. Milagro: 450 PMT (25x18) shallow (1.4m) layer 273 PMT (19x13) deep (5.5m) layer 175 PMT outriggers Instrumented Area: ~40,000m2 PMT spacing: 2.8m Shallow Area: 3500m2 Deep Area: 2200m2 HAWC: 5625 or 11250 PMTs (75x75x1,2) Single layer at 4m depth or 2 layers at Milagro depths Instrumented Area: 90,000m2 PMT spacing: 4.0m Shallow Area: 90,000m2 Deep Area: 90,000m2

  26. miniHAWC, mini High Altitude Water Cherenkov experiment. HAWC: 5625 or 11250 PMTs (75x75x1,2) Single layer at 4m depth or 2 layers at Milagro depths Instrumented Area: 90,000m2 PMT spacing: 4.0m Shallow Area: 90,000m2 Deep Area: 90,000m2 Demostrar que la tecnología de HAWC funciona a bajo costo. Utiliza la instrumentación de MILAGRO. miniHAWC: 841 PMTs (29x29) 5.0m spacing Single layer with 4m depth Instrumented Area: 90,000m2 PMT spacing: 4.0m Shallow Area: 90,000m2 Deep Area: 90,000m2

  27. Cual es la Sensibilidad de miniHAWC? Respuesta: ~15x Milagro para fuentes puntuales tipo Crab >15x Milagro para fuentes con corte en el espectro. (GRBs, fuentes muy lejanas) ~10x Milagro para fuentes difusas extensas. Capacidades: • Mapeo detallado de la estructura del Plano Galactico • Detección del Crab diaria • Monitoreo de emisión transiente y muy variable de AGNs. • Detección o restricción de emisión en GRBs • Posible monitor terrestre de GRBs.

  28. Milagro, miniHAWC, HAWC Sierra Negra????

  29. Agenda • Determinación del sitio, Junio 2006 (México, Bolivia y Tibet) • Propuesta para el NSF, Sep. 2006 • MILAGRO tomará datos hasta el verano del 2007. • Preparación del sitio para miniHAWC, otoño 2007. • Mudanza e instalación de electrónica de MILAGRO, enero 2008. • Otoño 2008 comienza operaciones. • Tiempo de operación de 5-10 años

  30. VENTAJAS: Carretera al sitio, hay energía eléctrica y habrá muy pronto comunicación vía fibra óptica (GTM), altura de ~4100m, espacio para la expansión a HAWC A resolver: • Agua para el reservorio. Equivalente a un año de agua para comunidad local. • Cotizaciones de la construcción del reservorio. • Permiso para construcción de edificio. • Colaboración Mexicana Sierra Negra

  31. Investigadores Involucrados en instituciones mexicanas - Instituto de Astronomía, UNAM. Ma. Magdalena González, Dany Page • BUAP Humberto Salazar, Oscar Martínez, Cesar Álvarez • INAOE Alberto Carramiñana • IFUNAM Ruben Alfaro • CINVESTAV Arnulfo Zepeda Investigadores Interesados en participar en instituciones mexicanas - Universidad de Michoacán Luis Villaseñor • IFUNAM Andres Sandoval, Ernesto Belmont y Arturo Menchaca Instituciones con posibles interesados en participar IAUNAM, IFUNAM, ICNUNAM, IGeoUNAM, CINVESTAV, Universidad del Estado de Mexico

  32. Conclusiones • Mini-HAWC sería el primer detector de altas energías en México a muy corto plazo. • miniHAWC es para México un experimento de tipo BBB. (bueno, bonito y barato, ~3MDD, en su mayoría financiado por la NSF). • Promete resultados nuevos y excitantes en un campo de frontera. • Fomenta la colaboración inter-institucional. • Datos accesibles a toda la colaboración sin tiempos de observación restrictivos. • Formación de recursos humanos. • Posible colaboración mexicana: hardware, electrónica, simulaciones, calibración, reducción de datos, análisis y propuestas de nuevas fuentes a observar.

  33. HST Image of M87 (1994). Optico Aceleradores Astrofísicos de rayos gama Estrella de neutrones rotando y alimentando un viento relativista. 4-5 en TeV Hoyo negro emitiendo un jet relativista de partículas. 8-10 en TeV, ~60 en GeV Chandra Rayos X Chandra Image of Crab HESS TeV + x-ray Remanente de supernova Vela Jr vista en TeVs. 4 en TeV

  34. Remanentes de Supenova Vela

  35. Centros Activos de Galaxias Dispersion Inversa de Compton Cascadas hadronicas. e, m y p Segunda componente depende de Angulo de visión, campo magnético, velocidad de partículas y tipo de partícula.

  36. Aceleradores Astrofísicos de rayos gama de fenómeno no entendido. Destellos de Rayos Gama. Coalescencia de un sistema binario de estrellas de neutrones Estrella masiva colapsando en un hoyo negro. Cálculo Numérico Caricatura de destellos cortos Chandra Image of Crab

  37. Búsqueda de fuentes no puntuales en datos de MILAGRO después de 4.5 años de operación Tamaño del Bin optimo para fuentes extensas de ~5o es 5.9O Significancia de la region de Cygnus: 9.1s Después de corrección por trials: >7s La region de Cygnus Region es la fuente mas brillante en TeVs en la parte norte del cielo. Milagro FOV Crab Cygnus Region

  38. Distribución del exceso galáctico como función de la latitud. Region incluyendo Cygnus, l = 20O-100O Significancia 7.5s Region excluyendo Cygnus, l=20O-75O Significancia 5.8s Galactic longitude 20-75 excludes Cygnus region Galactic longitude 20-100 includes Cygnus region s=1.42 +/- .26

  39. EGRET Diffuse Model Morfología de la región de Cygnus • Convolución de exceso en la región de Cygnus con la resolución angular de Milagro (PSF=0.75O). • Se aprecia estructura en la region HEGRA detected TeV Source: TEV J2032_4130. PSF

  40. Fuentes no identificadas de EGRET en la región de Cygnus 3er Catalogo de EGRET Catalog. Fuentes con 2σ circulo de error F > 100 MeV/cm2sg • 3EG J2016+3657 (34.7 ± 5.7) x 10-8 2.09 • 3EG J2020+4017 (123. ± 6.7) x 10-8 2.08 • 3EG J2021+3716 (59.1 ± 6.2) x 10-8 1.86 • 3EG J2022+4317 (24.7 ± 5.2) x 10-8 2.31 • 3EG J2027+3429 (25.9 ± 4.7) x 10-8 2.28 • 3EG J2033+4118 (73.0 ± 6.7) x 10-8 1.96 • 3EG J2035+4441 (29.2 ± 5.5) x 10-8 2.08 7 4 6 2 3 500mCrab (Puede ser una fuente extendida) 1 5

  41. Componente a altas energías (>1 MeV) Observación de EGRET-BATSE exhibe una nueva componente (10-200MeV) de espectro duro y flujo de energía comparable con el de keV. (Gonzalez, 2003 Nature 424, 749) GRB940217 GRB941017 Fotón de 20GeV observado 1hr después de la emisión a keVs. (Hurley, 1994 Nature 372, 652) Milagrito observó emisión E> 650 GeV mayor a la predicha por la extrapolación del espectro observado a keVs(Atkins, 2003, Ap J 583 824) GRB970417

  42. c q o gg o Zg q lineas? c Otros Procesos de Producción de rayos gama de alta energía • Aniquilación de Partícula-antipartícula • WIMP neutralino, c, postulado por SUSY • 50 GeV< mc2< ~ TeV • Evaporación de hoyos negros primordiales • Su masa decrece debido a la radiación de Hawkings, la temperatura aumenta causando una evaporación mas rapida de su masa. • La temperatura aumenta hasta ser suficiente para crear un plasma de quark y gluones emitiendo un destello de rayos gama

  43. Procesos que producen rayos gama • Procesos radiativos: • Radiación Sincrotón • E g a (Ee/mec2)2 B • Dispersion Inversa de Compton • E f ~ (Ee/mec2)2 E i • Bremmstrahlung • E g ~ ½ E e • Cascadas Hadronicas • p + p -> p± +po +…-> e ± + n + g +… • p + g ->p± +po +…-> e ± + n + g +…

  44. Arreglo de el Tibet • 4300m altura • Arreglo de centelladores • 497 detectores • 0.5m2 de área cada uno • 5mm de plomo sobre cada uno • 5.3x104 m2 (área física) • 680 Hz taza de disparo • 0.9o resolución angular

  45. 7 4 6 2 3 1 5 Comparacion con EGRET > 1 GeV • Smooth EGRET >1 GeV g-rays by EGRET’s E dependent psf • EGRET sources 1 & 3 have hard spectrum of 1.86 and 2.09 • Milagro flux is ~ 1 s below extrapolation of combined 2 source EGRET spectrum • Neither EGRET source is variable • Proposed Counterparts of the 2 EGRET sources Blazar 2Jy@ 5GHz (Mukherjee et al. 2000, Halpern et al. 2001) Young Pulsar with Nebula (Roberts et al. 2002)

  46. 1 point source as determined from Crab obs 2nd point source Galactic Diffuse Slice of EGRET Data • Cut on the Dec. band around Milagro’s bright spot • 2 point sources or 1 extended source? • EGRET catalog sources were fit as point sources ONLY • How close together can GLAST resolve 2 sources of this signal strength?

  47. Fastest Transient Sources: Gamma Ray Bursts • Rapid Variability • Unpredictable Direction • ~ 1 /day/ 4p sr

  48. Model Predictions for GRBs Razzaque, Meszaros & Zhang 2004 • VHE Prompt emission constrains bulk Lorentz factors due to opacity in source • VHE early afterglow probes B field and electron energy densities • VHE lightcurve constrains quantum gravity HAWC Median Energy Zhang & Meszaros 2001 1min 1 hr 1 day 1month HAWC Median Energy

More Related