Experimento de Cherenkov en agua a gran altitud
 | Este artículo necesita citas adicionales para su verificación . ( marzo de 2015 ) |
El Observatorio de Rayos Gamma HAWC o alta altitud Observatorio Cherenkov de agua (también conocido como HAWC ) es una de rayos gamma y rayos cósmicos observatorio situado en los flancos de la Sierra Negra volcán en el estado mexicano de Puebla a una altitud de 4100 metros, por lo 18 ° 59'41 "N 97 ° 18'30.6" W / 18.99472 ° N 97.308500 ° W . HAWC es el sucesor del observatorio de rayos gamma Milagro en Nuevo México , que también era un observatorio de rayos gamma basado en el principio de detectar rayos gamma indirectamente utilizando el agua.Método de Cherenkov .
HAWC es una colaboración conjunta entre un gran número de universidades e instituciones científicas estadounidenses y mexicanas , incluida la Universidad de Maryland , la Universidad Nacional Autónoma de México , el Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica , el Laboratorio Nacional de Los Alamos , NASA / Goddard Space. el Centro de vuelo , la Universidad de California, Santa Cruz , Universidad Tecnológica de Michigan , Universidad del Estado de Michigan , Benemérita Universidad Autónoma de Puebla , la Universidad de Guadalajara, la Universidad de Utah , la Universidad de Nuevo México , la Universidad de Wisconsin-Madison y el Instituto de Tecnología de Georgia . [1]
Visión general
El Observatorio de rayos gamma HAWC es un telescopio de rayos gamma TeV de amplio campo de visión , de funcionamiento continuo, que explora el origen de los rayos cósmicos , estudia la aceleración de partículas en entornos físicos extremos y busca nuevas físicas de TeV. HAWC fue construido a una altura de 4100 m sobre el nivel del mar en México gracias a la colaboración de 15 instituciones estadounidenses y 12 mexicanas, y es operado con fondos de la Fundación Nacional de Ciencias de Estados Unidos , el Departamento de Energía de Estados Unidos y CONACyT.(Agencia de financiamiento científico de México). HAWC se completó en la primavera de 2015 y consta de una serie de 300 detectores Cherenkov de agua. Está diseñado para ser más de un orden de magnitud más sensible que su predecesor, Milagro.
HAWC monitorea el cielo del norte y hace observaciones coincidentes con otros observatorios de amplio campo de visión. Los HAWC se superponen con observatorios, como VERITAS , HESS , MAGIC , IceCube y más tarde, CTA , para que puedan realizar observaciones superpuestas de múltiples longitudes de onda y múltiples mensajeros y maximizar las observaciones coincidentes con el Telescopio Espacial de Rayos Gamma Fermi (Fermi) .
HAWC tiene la capacidad de detectar un gran conjunto de fuentes de rayos gamma, midiendo sus espectros y variabilidad para caracterizar los mecanismos de aceleración de la escala TeV. En un estudio de un año, HAWC puede realizar un estudio profundo e imparcial de los rayos gamma TeV con una sensibilidad de 50 mCrab a 5 σ . HAWC observará fuentes galácticas de espectro duro (altas energías de fotones) en el TeV con una sensibilidad similar a la de Fermi en el GeV, detectará emisiones difusas de regiones del plano galáctico , tendrá sensibilidad para ver núcleos galácticos activos de TeV conocidos y los más brillantes conocidas explosiones de rayos gamma de GeV , y representa un paso lo suficientemente grande en la sensibilidad como para descubrir nuevos fenómenos. Porque HAWC tiene 2Estereorradián de campo de visión instantáneo, observará la emisión difusa de rayos gamma desde el plano de la galaxia en un amplio rango de longitudes galácticas que llegan al centro galáctico.
En septiembre de 2015, se otorgó una subvención de Investigación y Desarrollo Dirigidos por Laboratorio a Brenda Dingus del Laboratorio Nacional de Los Alamos para mejorar el área efectiva y la sensibilidad de HAWC al agregar una matriz de tanques estabilizadores, que rodean los tanques centrales más grandes. Debido al mayor tamaño de las lluvias de partículas creadas por los rayos cósmicos de alta energía, aumentar el área del detector aumentará la sensibilidad del detector. Se predijo que los estabilizadores aumentarían la sensibilidad y el área efectiva de HAWC de 2 a 4 veces para partículas con energías superiores a 10 TeV. La matriz de estabilizadores se completó a principios de 2018, un año más tarde de lo esperado. [2]
Principio de funcionamiento
HAWC detecta la radiación electromagnética de las lluvias de aire producidas por los rayos cósmicos de alta energía que inciden en la atmósfera de la Tierra. HAWC es sensible a las lluvias producidas por rayos cósmicos primarios con energías entre 100 GeV y 50 TeV.
La radiación de Cherenkov ocurre cuando las partículas cargadas viajan a través de un medio a una velocidad mayor que la velocidad de la luz en ese medio. Los rayos gamma de alta energía, al golpear la atmósfera superior, pueden crear pares de positrones y electrones que se mueven a grandes velocidades. El efecto residual de estas partículas que viajan a través de la atmósfera puede resultar en una lluvia en cascada de partículas y fotones que se dirigen hacia la superficie en ángulos predecibles.
HAWC consta de grandes tanques de metal, de 7,3 m de ancho por 5 m de alto, que contienen una vejiga hermética a la luz que contiene 188.000 litros de agua. En el interior hay cuatro tubos fotomultiplicadores (3-8 "y 1-10" de alto QE). Las partículas de alta energía que golpean el agua producen luz Cherenkov que es detectada por los tubos fotomultiplicadores. HAWC usa la diferencia en los tiempos de llegada de la luz en diferentes tanques para medir la dirección de la partícula primaria. El patrón de luz permite la discriminación entre rayos primarios ( hadrones ) y gamma. A partir de esto, los científicos pueden mapear el cielo utilizando rayos gamma.
Metas de desempeño
HAWC:
- Detecte una gran muestra de fuentes de rayos gamma localizadas y mida sus espectros y variabilidad para caracterizar los mecanismos de aceleración de escala TeV a partir de un conjunto de fuentes.
- Tener una sensibilidad de 50 mCrab a 5σ en una encuesta de un año. HAWC observará fuentes galácticas de espectro duro a energías de TeV con una sensibilidad similar a la del telescopio espacial de rayos gamma Fermi a energías de GeV, detectará emisiones difusas de regiones del plano galáctico, tendrá sensibilidad para ver núcleos galácticos activos (AGN) de TeV conocidos y las ráfagas de rayos gamma (GRB) GeV más brillantes conocidas, y representa un paso lo suficientemente grande en la sensibilidad como para descubrir nuevos fenómenos.
- Mida el espectro y caracterice espacialmente la emisión difusa de TeV de la Vía Láctea para sondear el flujo de rayos cósmicos en otras regiones de la galaxia.
- Observe fuentes transitorias extragalácticas, como GRB y AGN, y notifique a otros observadores con prontitud para que puedan realizar observaciones de múltiples longitudes de onda y múltiples mensajeros.
- Realice un estudio profundo e imparcial del cielo de rayos gamma y rayos cósmicos de TeV para comprender las fuentes astrofísicas de TeV lo suficiente como para buscar nuevos efectos físicos fundamentales.
- Tener un campo de visión instantáneo de 2 estereorradián (sr) para permitir observaciones de emisión difusa de rayos gamma desde el plano de la Galaxia en un amplio rango de longitudes galácticas que llegan al centro galáctico. Este amplio campo de visión también permite a HAWC observar fenómenos como los GRB, que son raros, desde direcciones desconocidas y duran solo unos segundos. Así, HAWC puede descubrir nuevas fuentes de TeV y observar quemaduras en fuentes conocidas que pueden no tener una contraparte de baja energía, es decir, bengalas huérfanas de TeV de AGN que son firmas de aceleración hadrónica.
- Opere durante al menos cinco años con un ciclo de trabajo> 90%, lo que le dará suficiente exposición para medir los flujos bajos a energías más altas y el tiempo suficiente para detectar y monitorear una variedad de fuentes transitorias.
- Tener una energía media por debajo de 1 TeV para un espectro tipo cangrejo, que es necesario para observar fuentes extragalácticas que se atenúan a altas energías por la producción de pares con fotones intergalácticos.
- Tener un rechazo de fondo hadrónico> 95% para E> 10 TeV al distinguir las partículas penetrantes en las lluvias de fondo iniciadas por hadrones de las lluvias electromagnéticas iniciadas por rayos gamma.
- Tiene una resolución angular de <0.5 o para E> 1 TeV y 0.25 o para E> 10 TeV. Esta resolución mejora la sensibilidad de flujo de HAWC al rechazar el fondo isotrópico y proporciona localizaciones de fuente que son suficientes para la orientación de otros detectores y para determinar la morfología espacial de la fuente. HAWC también puede descubrir fuentes extendidas que pueden desencadenar observaciones profundas mediante IACT .
Metas científicas
Fuentes galácticas a altas energías
El origen de la radiación cósmica ha sido un misterio desde su descubrimiento por Victor Hess en 1912. El espectro de energía de los rayos cósmicos se extiende desde unos pocos GeV hasta más de 10 20 eV. Hasta el momento no hay pruebas experimentales de la transición de los rayos cósmicos galácticos a los extragalácticos, aunque se cree que los rayos cósmicos por debajo de aproximadamente 10 17,5 eV son de origen galáctico. Si bien existe un consenso de que las explosiones de supernovas (SN) aceleran los rayos cósmicos hasta energías de ~ 10 15eV, ha sido difícil obtener evidencia experimental. Los argumentos teóricos se basan en que la energía liberada en SN es suficiente para mantener los rayos cósmicos observados en la Galaxia, y en la creación de fuertes choques por SN que permiten la aceleración de Fermi de primer orden. Por lo tanto, las tareas para experimentos futuros son confirmar que las supernovas son sitios de aceleración de los rayos cósmicos hadrónicos hasta la rodilla y determinar las fuentes de los rayos cósmicos galácticos por encima de 10 15 eV.
Emisión galáctica difusa
La radiación gamma difusa de nuestra galaxia también investiga el origen de los rayos cósmicos. Esta radiación se debe a la interacción de los rayos cósmicos hadrónicos con el gas interestelar y la posterior desintegración de los piones neutros, y la interacción de los electrones de alta energía con los campos de gas y radiación (radio, microondas, infrarrojos, ópticos, ultravioleta y magnéticos). Si se conoce la distribución de la materia y la radiación a través de otras mediciones, el conocimiento de la emisión difusa permite medir el flujo y el espectro de rayos cósmicos en toda la Galaxia. Esta información se puede utilizar para determinar las regiones dentro de la Galaxia donde se ha producido recientemente la aceleración de partículas.
Emisión transitoria de AGN y el cangrejo
Se han detectado más de 20 núcleos galácticos activos (AGN) en rayos gamma de muy alta energía (VHE) y se han observado llamaradas extremas de hasta 50 veces el flujo en reposo. Los rayos gamma se producen a través de interacciones de electrones de alta energía y / o protones con fotones de menor energía. Existen varios modelos para explicar la fuente de fotones que incluyen: emisión de sincrotrón por la misma población de electrones, radiación del disco de acreción y fondo de microondas cósmicofotones. Se requieren observaciones simultáneas utilizando múltiples longitudes de onda y enfoques de múltiples mensajeros para distinguir entre estos modelos. El monitoreo de energías VHE es un mecanismo eficiente para iniciar tales observaciones porque los rayos gamma de mayor energía exhiben la variabilidad más extrema y sondean las partículas de mayor energía. HAWC tendrá la sensibilidad para detectar llamaradas fuertes, como las que se han observado en Markarian 421 , a más de 10σ en menos de 30 minutos.
Estallidos de rayos gamma
El satélite Fermi ha observado ahora estallidos de rayos gamma tanto largos como cortos que emiten rayos gamma de varios GeV. No se observa un corte de alta energía en ninguno de estos GRB, y el rayo gamma de energía más alta observado en las tres ráfagas más brillantes se emitió (es decir, se corrigió por el corrimiento al rojo observado ) a energías de 70, 60, 94 y 61 GeV en GRB 080916C , 090510, 090902B y 090926 respectivamente. Los rayos gamma de mayor energía requieren un factor de Lorentz masivodel flujo de salida de casi 1000 para que las energías del marco de reposo y las densidades de fotones sean lo suficientemente bajas como para evitar la atenuación por interacciones de producción de pares. Las observaciones de Fermi-LAT muestran que la emisión de GeV más intensa ocurre rápidamente y también se extiende más que la emisión a energías más bajas. Se requiere un observatorio de campo de visión amplio y factor de alto rendimiento, como HAWC, para observar esta emisión rápida y determinar su extensión a altas energías, especialmente para una ráfaga como la 090510, en la que la emisión rápida tuvo una duración de menos de medio segundo. .
HAWC tiene la sensibilidad para continuar con estas observaciones en el rango de VHE. El área efectiva de HAWC a 100 GeV (~ 100 m 2 ) es más de 100 veces la de Fermi-LAT.
Rayos cósmicos a energías TeV
HAWC es un detector muy sensible de rayos cósmicos TeV. La gran cantidad de rayos cósmicos detectados con HAWC forma un fondo indeseable en la búsqueda de fuentes de rayos gamma, pero también permite mediciones precisas de pequeñas desviaciones de la isotropía en el flujo de rayos cósmicos. En los últimos años, los detectores de rayos cósmicos en el hemisferio norte y sur han encontrado anisotropía en la distribución de la dirección de llegada de los rayos cósmicos TeV a nivel por mil. Dado que esperamos que las direcciones de llegada de las partículas cargadas a estas energías sean completamente revueltas por los campos magnéticos galácticos, estas desviaciones son sorprendentes e implican que no se comprende la propagación de los rayos cósmicos desde sus fuentes hacia nosotros.Mapear la distribución de la dirección de llegada de los rayos cósmicos para estudiar la anisotropía con mayor sensibilidad es un objetivo científico importante para HAWC.
Física fundamental
Las observaciones astrofísicas de alta energía tienen el potencial único de explorar la física fundamental. Sin embargo, derivar la física fundamental de las observaciones astrofísicas es complejo y requiere una comprensión profunda de las fuentes astrofísicas. Se debe comprender el trasfondo de la astrofísica para poder determinar las desviaciones de este trasfondo debido a la nueva física. En algunos casos, los astrónomos pueden ayudar a comprender el trasfondo astrofísico, como el uso de supernovas como velas estándar para medir la energía oscura. Sin embargo, los físicos de alta energía tendrán que detectar y explicar los fenómenos astrofísicos de alta energía para derivar la física fundamental.El estudio profundo de HAWC del cielo de rayos gamma TeV proporcionará una imagen imparcial necesaria para caracterizar las propiedades de las fuentes astrofísicas con el fin de buscar nuevos efectos físicos fundamentales. Ejemplos de investigaciones de HAWC incluyen:
- Restringir la existencia de materia oscura cercana . El estudio imparcial de HAWC de 2π sr del cielo TeV permite búsquedas de satélites esferoidales enanos conocidos y desconocidos de nuestra galaxia. El número de satélites aumenta con la masa decreciente, por lo que podría haber grupos muy cercanos de materia oscura, que por lo tanto tendrían flujos de rayos gamma más altos, pero podrían no tener contrapartes ópticas. Las galaxias esferoidales enanas conocidas tienen extensiones de hasta ~ 1 grado, lo que coincide con la resolución angular de HAWC de <0,5 o . Un análisis apilado de estos satélites mejoraría el límite porque todos tendrán los mismos espectros de rayos gamma.
- Prueba de la invariancia de Lorentz con observaciones transitorias de rayos gamma. Muchas teorías de la gravedad cuántica predicen que la velocidad de la luz depende de la energía del fotón como: Δc / c = - (E / M QGn ) n donde n = 1 o 2. Mientras que M QG puede ser la masa de Planck (2.4x10 18 GeV), algunas teorías predicen escalas de masa mucho más pequeñas. Para las teorías donde n = 1, la colaboración Fermi-LAT ha establecido límites por encima de la masa de Planck, y HAWC tendrá una sensibilidad similar si se detecta un GRB. Para las teorías en las que n = 2, la sensibilidad energética más alta de HAWC conducirá a límites de aproximadamente un orden de magnitud a una escala de masa más alta de lo que es posible con Fermi-LAT.
- Medición de la atenuación de fuentes astrofísicas debido a interacciones con la luz de fondo extragaláctica (EBL). HAWC permitirá observar múltiples fuentes en varios estados de llamarada para comprender el espectro intrínseco de TeV. Las restricciones actuales en la EBL hacen una suposición conservadora de un espectro intrínseco muy duro y están muy cerca del máximo permitido por los recuentos de galaxias. Estas observaciones han llevado a postular la existencia de axiones con el fin de reducir la atenuación de la emisión de TeV de EBL.
- Búsqueda de señales exóticas como partículas de reliquia masivas, por ejemplo , bolas Q de supersimetría y neutrinos tau . Se desarrollarán disparadores especiales que permitirán a HAWC buscar las bolas Q de movimiento lento y alto dE / dx y las lluvias de aire horizontales producidas por neutrinos tau que interactúan en la montaña cercana.
Financiamiento HAWC
La construcción y operación de HAWC está financiada conjuntamente por la Fundación Nacional de Ciencias de EE . UU ., La Oficina de Física de Altas Energías del Departamento de Energía de EE . UU . Y el Consejo Nacional de Ciencia y Tecnología (CONACyT) en México y el programa de Investigación y Desarrollo Dirigido por Laboratorio (LDRD) de Laboratorio Nacional de Los Alamos.
Otras fuentes importantes de financiación son:
- Red de Física de Altas Energías, México
- DGAPA-UNAM, México, subvenciones IN105211, IN112910, IN121309, IN115409 e IA102715
- VIEP-BUAP, México, subvención 161-EXC-2011
- Fundación de Investigación de Antiguos Alumnos de la Universidad de Wisconsin, EE. UU.
- Instituto de Geofísica, Física Planetaria y Firmas (IGPPS) del Laboratorio Nacional de Los Alamos (LANL), EE. UU.
- Universidad de Maryland, EE. UU.
Resultados
En 2017, HAWC anunció la primera medición del espectro de rayos cósmicos [3] y nuevos resultados sobre el exceso de positrones de antimateria observado . [4]
Ver también
- Radiación de Cherenkov
- Milagro (experimento)
- VERITAS
Referencias
- ^ http://www.hawc-observatory.org/collaboration/
- ^ http://www.hawc-observatory.org/news/
- ^ "Primera medición del espectro de rayos cósmicos con HAWC | WIPAC" . wipac.wisc.edu . Consultado el 17 de julio de 2018 .
- ^ Mandelbaum, Ryan F. "Misteriosos resultados nuevos no pueden explicar por qué tanta antimateria golpea la tierra" . Gizmodo . Consultado el 17 de julio de 2018 .
enlaces externos
- Medios relacionados con el experimento Cherenkov de agua a gran altitud en Wikimedia Commons
- Sitio web oficial de HAWC
- Experimentos de rayos cósmicos
- Telescopios de rayos cósmicos
- Telescopios de rayos gamma
- Observatorios astronómicos en México
