““De MILAGRO a miniHAWC”De MILAGRO a miniHAWC”

Ma. Magdalena GonzálezMa. Magdalena GonzálezInstituto de Astronomía, UNAMInstituto de Astronomía, UNAM

El experimento MILAGROEl experimento MILAGRO

Resultados mas importantes de Resultados mas importantes de MILAGROMILAGRO

Siguiente generación, miniHAWC Siguiente generación, miniHAWC como prototipo de HAWCcomo prototipo de HAWC

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

1. Department of Physics, University of Wisconsin2. Current Address: Department of Physics, University of Utah3. Santa Crux Institute for Particle Physics, University of California, Santa Cruz4. Current address: Max-Plank-Institute fur Kernphysik5. Department of Physics, University of Maryland6. Los Alamos National Laboratory7. Department of Physics and Astronomy, George Mason University8. Department of Physics, New York University9. Department of Physics and Astronomy, Michigan State University10. Current address: NASA Goddard Space Flight Center11. Current address: Massachusetts Institute of Technology12. Department of Physics, University of New Hampshire13. Department of Physics and Astronomy, University of California, Irvine14. Instituto de Astronomia, UNAM

MILAGROMILAGRO Detector de luz Cerenkov en el Detector de luz Cerenkov en el

agua. Reservorio de 60m x agua. Reservorio de 60m x 80m x 6m.80m x 6m.

2600m altura sobre nivel del 2600m altura sobre nivel del marmar

898 foto-multiplicadores898 foto-multiplicadores 450(superior)/273(inferior) 450(superior)/273(inferior)

en el reservorio de agua.en el reservorio de agua. 175 tanques de agua (2.5m 175 tanques de agua (2.5m

diámetro y 1m profundidad) diámetro y 1m profundidad) fuera del reservorio.fuera del reservorio.

3.4x103.4x1044 m m22 (área física) (área física) 1700 Hz tasa de disparo1700 Hz tasa de disparo 0.50.5oo resolución resolución > 90% de protones > 90% de protones

discriminados y ~50% de discriminados y ~50% de gamas retenidosgamas retenidos

10 m

Dentro de MILAGRODentro de MILAGRO

8 meters

e

80 meters

50 meters

• 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%

Como funciona Milagro?Como funciona Milagro?

Identificación de cascadasIdentificación de cascadas Npmt > 20, 53, 74 en 200ns(determina sensibilidad a menores Npmt > 20, 53, 74 en 200ns(determina sensibilidad a menores

energías, 100GeV)energías, 100GeV)

““Risetime”, tiempo entre que 12.5% y 88.5% de los tubos son Risetime”, tiempo entre que 12.5% y 88.5% de los tubos son disparados. Discrimina muones casi transversales. Disminuye la disparados. Discrimina muones casi transversales. Disminuye la tasa de disparo. Risetime <50, 87.5nstasa de disparo. Risetime <50, 87.5ns

Determinación del ángulo de incidencia es iterativo y requiere de al Determinación del ángulo de incidencia es iterativo y requiere de al menos 20 pmtsmenos 20 pmts

El centro de la cascada se determina calculando el centro de masa El centro de la cascada se determina calculando el centro de masa de los pmts disparados (en reservorio o en tanques) pesados por de los pmts disparados (en reservorio o en tanques) pesados por PEs. La fracción de tanques disparados sobre pmts en el reservorio PEs. La fracción de tanques disparados sobre pmts en el reservorio indica si el centro esta dentro o fuera del reservorio.indica si el centro esta dentro o fuera del reservorio.

Corrección por curvaturaCorrección por curvaturaError en la determinación de la posición del centro de la cascada vs posición verdadera desde el centro del reservorio

Without Outriggers

With Outriggers

Core Distance (meters)

Core Distance (meters)

Co

re E

rro

r (m

ete

rs)

Co

re E

rro

r (m

ete

rs)

Frente de la cascada curvo7ns/100m

Discriminación de cascadas Discriminación de cascadas hadrónicashadrónicas

Retiene 50% s y 9% protones,

)()2(

max BottomPEPEsNBottomC

6.1/ hQ

Rea

l Dat

a

Core on pond, but not identified as gamma event

Gam

ma

MC

Pro

ton

MC

Pre-tanques– datos desde 2000

• Optimizado con simulaciones de MC• Publicado (ApJ 595, 803 (2003))• Sensivilidad: ~4.7/año para la Crab• 10.0 para 4.5años

Sensibilidad de Milagro a la nebulosa Crab

Post-tanques – datos desde 2003

• Buena reconstrucción angular para centros fuera del reservorio.• Sensibilidad: ~8/año para la Crab

• 9.7 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• 12 para 1.5años

Observación del plano galáctico

Cygnus region

Inner Galaxy

Outer Galaxy

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)

Resultados de MILAGRO: 3 AResultados de MILAGRO: 3 Añños de exposiciónos de exposiciónG

alac

tic L

atitu

de

Galactic Longitude

Sig

nific

anci

a de

M

ILA

GR

O

Obs

erva

ción

pre

dich

a de

MIL

AG

RO

a p

artir

de

obs

erva

cion

es d

e E

GR

ET

(ref. Seth Digel)

E-2.51±0.05

Plano Galáctico visto con gamas de TeVsPlano Galáctico visto con gamas de TeVs

Primera observación del plano galáctico en TeVs. Publicado en PRL 2005

Tres fuentes puntuales son observadas nuevo análisisSignificancia Crab 10.0 13.6Significancia Mrk421 5.4 4.5Punto en la región de Cygnus 5.9 11.6

Fuentes puntuales después de 4.5 aFuentes puntuales después de 4.5 añños de operación.os de operación.

Cygnus Region Mrk421 Crab

CygnusMrk421

Crab

Morfología de la región mas profunda de la Galaxia observadaMorfología 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 EGRETCírculos: Remanentes de Supernovas

Morfología de la Región del CygnusMorfología 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 EGRETCírculos: Remanentes de Supernovas

Fuente extendida:=-2.2Consistente con fuente de rayos cósmicos

Emisión Difusa:=-2.7 !! Igual a local rayos cósmicos locales

: índice de la diferencial del flujo de fotones

GRBs. Componente a altas energías (>1 MeV)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)

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)

GRB940217

GRB970417

GRB941017

Destellos de rayos gamaDestellos de rayos gama

Destellos observados por:Destellos observados por: SWIFT 2/semana SWIFT 2/semana GLAST GBM 4/semana con ~4GLAST GBM 4/semana con ~4oo

de error angularde error angular GLAST LAT (10 GLAST LAT (10 MeV) MeV)

~1/semana ~1/mes (rápida ~1/semana ~1/mes (rápida posición)posición)

EAS ~1 GRB/semana dentro del EAS ~1 GRB/semana dentro del campo de visióncampo de visión

MILAGRO ha buscado emisión MILAGRO ha buscado emisión simultanea desimultanea de

~20 SWIFT GRB~20 SWIFT GRB

~20 BATSE & HETE GRB~20 BATSE & HETE GRB

No se ha observado emisiónNo 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.

Resultados de MILAGRO para destellos de Resultados de MILAGRO para destellos de rayos gamarayos gama

Para destellos de posición conocida y dentro del campo de Para destellos de posición conocida y dentro del campo de vision de 20 grados, no se ha observado emisión simultanea vision de 20 grados, no se ha observado emisión simultanea a la de keV. Solo 2 GRBs con pequeño redshift. Se han a la de keV. Solo 2 GRBs con pequeño redshift. Se han establecido limites superiores para la emisión.establecido limites superiores para la emisión.

3 búsquedas para 3 diferentes escalas de duración 3 búsquedas para 3 diferentes escalas de duración (cubriendo desde ms a 200s) están implementadas. No se ha (cubriendo desde ms a 200s) están implementadas. No se ha observado emisión a TeV de fuentes transientes. Resultado observado emisión a TeV de fuentes transientes. Resultado consistente con distribución de redshifts para destellos de consistente con distribución de redshifts para destellos de rayos gama. Se han establecido limites superiores para la rayos gama. Se han establecido limites superiores para la emisión.emisión.

Se esta trabajando en una búsqueda de emisión a TeV Se esta trabajando en una búsqueda de emisión a TeV simultanea a las ráfagas en rayos X observadas por SWIFT. simultanea a las ráfagas en rayos X observadas por SWIFT. También se trabaja en implementar la búsqueda de emisión También se trabaja en implementar la búsqueda de emisión retardada a la observada en keVs.retardada a la observada en keVs.

Se esta buscando emisión a energías de TeV para ráfagas en Se esta buscando emisión a energías de TeV para ráfagas en rayos-X de destellos cortos observadas por SWIFT.rayos-X de destellos cortos observadas por SWIFT.

X7-Class flare Jan. 20, 2005X7-Class flare Jan. 20, 2005 GOES proton dataGOES proton data

>10 MeV>10 MeV >50 MeV>50 MeV >100 MeV>100 MeV

Milagro scaler dataMilagro scaler data > 10 GeV protons> 10 GeV protons ~1 min rise-time~1 min rise-time ~5 min duration~5 min duration

Otros AnálisisOtros Análisis Estudio de blazares. Limites superiores (publicación en Estudio de blazares. Limites superiores (publicación en

preparación)preparación)

Estudio de ráfagas solares usando las tazas de disparo Estudio de ráfagas solares usando las tazas de disparo de cada pmt.de cada pmt.

Aniquilación de neutralinos en los alrededores del sol. Aniquilación de neutralinos en los alrededores del sol. Limites al espectro. (Publicado PhyRevD)Limites al espectro. (Publicado PhyRevD)

Anisotropía en el flujo de rayos cósmicos. (publicación Anisotropía en el flujo de rayos cósmicos. (publicación en preparación)en preparación)

Búsqueda de emisión retrasada y simultanea a la Búsqueda de emisión retrasada y simultanea a la emisión en keVs en destellos largos. Emisión simultanea emisión en keVs en destellos largos. Emisión simultanea a las ráfagas en rayos X que ha visto SWIFT en a las ráfagas en rayos X que ha visto SWIFT en destellos cortos.destellos cortos.

MILAGROMILAGRO PROS:PROS:- detector capaz de hacer un mapa del cielo de detector capaz de hacer un mapa del cielo de

emision a TeVs.emision a TeVs.- Puede observar fuentes transientesPuede observar fuentes transientes- Puede observar fuentes extensasPuede observar fuentes extensas

CONTRAS:CONTRAS:- Alto valor para la energía umbral. Decrece el Alto valor para la energía umbral. Decrece el

numero de GRBs observados.numero de GRBs observados.- No suficientemente grande. Discriminación de No suficientemente grande. Discriminación de

hadrones todavía muy alto y perdida de hadrones todavía muy alto y perdida de sensibilidad especialmente para fuentes de sensibilidad especialmente para fuentes de larga duración.larga duración.

Diferentes técnicas de detección de rayos gamaDiferentes técnicas de detección de rayos gama

Alta sensibilidadHESS, MAGIC, CANGAROO, VERITAS

Gran campo de vision y ciclo activo

Milagro, Tibet, ARGO, HAWC

Baja energía de umbral

EGRET/GLAST

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)

Moderada área efectiva(80,000m2)

Buena discriminación del fondo no electromagnético

~95% ciclo activo y gran campo de visión (~90 grados)Buena resolución en

energía

Estudio de fuentes conocidas

Observación de zonas limitadas del cielo

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

SituaciSituacióón actual y futuran actual y futura

Pre 2000 •< 10 fuentes observadas2003-2005•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 GRBsGLAST 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.

HAWC, HAWC, High Altitude Water Cherenkov High Altitude Water Cherenkov

experiment.experiment.

Milagro:450 PMT (25x18) shallow (1.4m) layer273 PMT (19x13) deep (5.5m) layer175 PMT outriggers

Instrumented Area: ~40,000m2

PMT spacing: 2.8mShallow 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: 4.0mShallow Area: 90,000m2

Deep Area: 90,000m2

miniHAWC, mini High Altitude Water Cherenkov miniHAWC, mini High Altitude Water Cherenkov experiment.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: 4.0mShallow Area: 90,000m2

Deep Area: 90,000m2

miniHAWC:841 PMTs (29x29)5.0m spacingSingle layer with 4m depth

Instrumented Area: 90,000m2

PMT spacing: 4.0mShallow Area: 90,000m2

Deep Area: 90,000m2

Demostrar que la tecnología de HAWC funciona a bajo costo. Utiliza la instrumentación de MILAGRO.

Cual es la Sensibilidad de miniHAWC?Cual es la Sensibilidad de miniHAWC?

Respuesta:Respuesta: ~15x Milagro para fuentes puntuales tipo Crab ~15x Milagro para fuentes puntuales tipo Crab >15x Milagro para fuentes con corte en el espectro.>15x Milagro para fuentes con corte en el espectro.

(GRBs, fuentes muy lejanas)(GRBs, fuentes muy lejanas) ~10x Milagro para fuentes difusas extensas.~10x Milagro para fuentes difusas extensas.

Capacidades:Capacidades: Mapeo detallado de la estructura del Plano GalacticoMapeo detallado de la estructura del Plano Galactico Detección del Crab diariaDetección del Crab diaria Monitoreo de emisión transiente y muy variable de AGNs.Monitoreo de emisión transiente y muy variable de AGNs. Detección o restricción de emisión en GRBsDetección o restricción de emisión en GRBs Posible monitor terrestre de GRBs.Posible monitor terrestre de GRBs.

Milagro, miniHAWC, HAWCMilagro, miniHAWC, HAWC

Median Median EnergyEnergy

AngularAngular

Res.Res.Time for 5Time for 5

on Crabon Crab

mCrab/mCrab/day @ day @

55

mCrab/mCrab/month@ month@

55

mCrab/mCrab/year @ year @

55

Milagro w/o Milagro w/o outriggersoutriggers 3 TeV3 TeV 0.750.75oo 1.1 years1.1 years 21,00021,000 3,8003,800 1,2001,200

MilagroMilagro 3 TeV3 TeV 0.50.5oo ½ year½ year 13,00013,000 2,5002,500 700700

miniHAWCminiHAWC 700 GeV700 GeV 0.40.4oo 2 days2 days 1,7001,700 300300 7070

HAWCHAWC 250 GeV250 GeV 0.30.3oo ½ hour½ hour 300300 5050 1515

Sierra Negra????

AgendaAgenda

Determinación del sitio, Junio 2006 (México, Bolivia y Tibet)Determinación del sitio, Junio 2006 (México, Bolivia y Tibet)

Propuesta para el NSF, Sep. 2006Propuesta para el NSF, Sep. 2006

MILAGRO tomarMILAGRO tomaráá datos hasta el verano del 2007. datos hasta el verano del 2007.

Preparación del sitio para miniHAWC, otoño 2007. Preparación del sitio para miniHAWC, otoño 2007.

Mudanza e instalación de electrónica de MILAGRO, enero 2008.Mudanza e instalación de electrónica de MILAGRO, enero 2008.

Otoño 2008 comienza operaciones.Otoño 2008 comienza operaciones.

Tiempo de operación de 5-10 aTiempo de operación de 5-10 aññosos

Sierra NegraSierra NegraVENTAJAS: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

Investigadores Involucrados en instituciones mexicanasInvestigadores Involucrados en instituciones mexicanas- Instituto de Astronomía, UNAM.- Instituto de Astronomía, UNAM. Ma. Magdalena González, Dany PageMa. Magdalena González, Dany Page- BUAPBUAP Humberto Salazar, Oscar Martínez, Cesar ÁlvarezHumberto Salazar, Oscar Martínez, Cesar Álvarez- INAOEINAOE Alberto CarramiAlberto Carramiññanaana- IFUNAMIFUNAM Ruben AlfaroRuben Alfaro- CINVESTAVCINVESTAV Arnulfo ZepedaArnulfo Zepeda

Investigadores Interesados en participar en instituciones mexicanasInvestigadores Interesados en participar en instituciones mexicanas- Universidad de Michoacán- Universidad de Michoacán Luis VillaseLuis Villaseñorñor- IFUNAMIFUNAM Andres Sandoval, Ernesto Belmont y Arturo MenchacaAndres Sandoval, Ernesto Belmont y Arturo Menchaca

Instituciones con posibles interesados en participarInstituciones con posibles interesados en participarIAUNAM, IFUNAM, ICNUNAM, IGeoUNAM, CINVESTAV, Universidad IAUNAM, IFUNAM, ICNUNAM, IGeoUNAM, CINVESTAV, Universidad

del Estado de Mexicodel Estado de Mexico

ConclusionesConclusiones

Mini-HAWC serMini-HAWC seríía el primer detector de altas energías en a el primer detector de altas energías en México a muy corto plazo.México a muy corto plazo.

miniHAWC es para México un experimento de tipo BBB. miniHAWC es para México un experimento de tipo BBB. (bueno, bonito y barato, ~3MDD, en su mayoría (bueno, bonito y barato, ~3MDD, en su mayoría financiado por la NSF).financiado por la NSF).

Promete resultados nuevos y excitantes en un campo de Promete resultados nuevos y excitantes en un campo de frontera.frontera.

Fomenta la colaboración inter-institucionalFomenta la colaboración inter-institucional.. Datos accesibles a toda la colaboración sin tiempos de Datos accesibles a toda la colaboración sin tiempos de

observación restrictivos.observación restrictivos. Formación de recursos humanos.Formación de recursos humanos. Posible colaboración mexicana: hardware, electrónica, Posible colaboración mexicana: hardware, electrónica,

simulaciones, calibración, reducción de datos, análisis y simulaciones, calibración, reducción de datos, análisis y propuestas de nuevas fuentes a observar.propuestas de nuevas fuentes a observar.

Aceleradores Astrofísicos de rayos gamaAceleradores Astrofísicos de rayos gama HST Image of M87 (1994). OpticoHoyo negro

emitiendo un jet relativista de partículas.8-10 en TeV, ~60 en GeV

Chandra Image of CrabHESS TeV+ x-ray

Remanente de supernova Vela Jr vista en TeVs.4 en TeV

Estrella de neutrones rotando y alimentando un viento relativista.4-5 en TeV

ChandraRayos X

Remanentes de SupenovaRemanentes de Supenova

Vela

Centros Activos de Centros Activos de GalaxiasGalaxias

Dispersion Inversa de Compton

Cascadas hadronicas.e, y

Segunda componente depende de Angulo de visión, campo magnético, velocidad de partículas y tipo de partícula.

Aceleradores Astrofísicos de rayos gama de Aceleradores Astrofísicos de rayos gama de fenómeno no entendido. Destellos de Rayos fenómeno no entendido. Destellos de Rayos

Gama.Gama.

Coalescencia de un sistema binario de

estrellas de neutronesCaricatura de destellos cortos

Estrella masiva colapsando en un hoyo

negro.Cálculo Numérico

Chandra Image of Crab

Tamaño del Bin optimo para fuentes extensas de ~5o es 5.9O

Significancia de la region de Cygnus: 9.1 Después de corrección por trials: >7

La region de Cygnus Region es la fuente mas brillante en TeVs en la parte norte del cielo.

Cygnus Region

Crab

Milagro FOV

Búsqueda de fuentes no puntuales en datos de Búsqueda de fuentes no puntuales en datos de MILAGRO después de 4.5 aMILAGRO después de 4.5 añños de operaciónos de operación

Region incluyendo Cygnus, l = 20Region incluyendo Cygnus, l = 20OO-100-100OO

Significancia Significancia 7.57.5Region excluyendo Cygnus, l=20Region excluyendo Cygnus, l=20OO-75-75OO

Significancia Significancia 5.85.8

Galactic longitude 20-75 excludes Cygnus region Galactic longitude 20-100 includes Cygnus region

=1.42 +/- .26

Distribución del exceso galáctico como función de la latitud.

EGRET Diffuse Model

ConvoluciConvolucióón de exceso en la región de Cygnus n de exceso en la región de Cygnus con la resolución angular de Milagro (PSF=0.75con la resolución angular de Milagro (PSF=0.75OO). ).

Se aprecia estructura en la regionSe aprecia estructura en la region

Morfología de la región de CygnusMorfología de la región de Cygnus

HEGRA detected TeV Source: TEV J2032_4130.

PSF

Fuentes no identificadas de EGRET en la Fuentes no identificadas de EGRET en la región de Cygnusregión de Cygnus

> 100 MeV/cm2s 1 3EG J2016+3657 (34.7 ± 5.7) x 10-8 2.092 3EG J2020+4017 (123. ± 6.7) x 10-8 2.08 3 3EG J2021+3716 (59.1 ± 6.2) x 10-8 1.864 3EG J2022+4317 (24.7 ± 5.2) x 10-8 2.315 3EG J2027+3429 (25.9 ± 4.7) x 10-8 2.286 3EG J2033+4118 (73.0 ± 6.7) x 10-8 1.967 3EG J2035+4441 (29.2 ± 5.5) x 10-8 2.08

1

2

3

4

5

6

7

3er Catalogo de EGRET Catalog. Fuentes con 2σ circulo de error

500mCrab (Puede ser una fuente extendida)

Componente a altas energías (>1 MeV)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)

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)

GRB940217

GRB970417

GRB941017

Aniquilación de Partícula-antipartícula Aniquilación de Partícula-antipartícula WIMP neutralino, c, postulado por SUSY WIMP neutralino, c, postulado por SUSY 50 GeV< mc50 GeV< mc22< ~ TeV < ~ TeV

Evaporación de hoyos negros primordialesEvaporación de hoyos negros primordiales Su masa decrece debido a la radiación de Hawkings, la Su masa decrece debido a la radiación de Hawkings, la

temperatura aumenta causando una evaporación mas rapida temperatura aumenta causando una evaporación mas rapida de su masa.de su masa.

La temperatura aumenta hasta ser suficiente para crear un La temperatura aumenta hasta ser suficiente para crear un plasma de quark y gluones emitiendo un destello de rayos plasma de quark y gluones emitiendo un destello de rayos gamagama

Otros Procesos de Producción de rayos gama de alta Otros Procesos de Producción de rayos gama de alta energíaenergía

q

qo o Z

lineas?

Procesos radiativos:Procesos radiativos:

Radiación SincrotónRadiación Sincrotón

E E (E (Eee/m/meecc22))22 B B

Dispersion Inversa de ComptonDispersion Inversa de Compton

E E ff ~ (E ~ (Eee/m/meecc22))22 E E ii

Bremmstrahlung Bremmstrahlung

E E ~ ½ E ~ ½ E ee

CascadCascadas as HadronicasHadronicas p + p p + p ±± + +oo + +…… e e ±± + + + + + +

…… p + p + ±± + +oo + +…… e e ±± + + + + + +

……

Procesos que producen rayos gama

Arreglo de el TibetArreglo de el Tibet

4300m altura4300m altura Arreglo de centelladoresArreglo de centelladores 497 detectores497 detectores

0.5m0.5m22 de área cada uno de área cada uno 5mm de plomo sobre cada 5mm de plomo sobre cada

unouno 5.3x105.3x1044 m m2 2 (área física)(área física) 680 Hz taza de disparo680 Hz taza de disparo 0.90.9oo resolución angular resolución angular

Comparacion con EGRET > 1 GeVComparacion con EGRET > 1 GeV

• Smooth EGRET >1 GeV -rays by EGRET’s E dependent psf

• EGRET sources 1 & 3 have hard spectrum of 1.86 and 2.09

• Milagro flux is ~ 1 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)

1

2

3

4

5

6

7

Slice of EGRET DataSlice of EGRET Data

Cut on the Dec. band Cut on the Dec. band around Milagro’s around Milagro’s bright spotbright spot

2 point sources or 1 2 point sources or 1 extended source?extended source?

EGRET catalog EGRET catalog sources were fit as sources were fit as point sources ONLYpoint sources ONLY

How close together How close together can GLAST resolve can GLAST resolve 2 sources of this 2 sources of this signal strength?signal strength?

1 point source as determined from Crab obs

Galactic Diffuse

2nd point source

Fastest Transient Sources: Fastest Transient Sources: Gamma Ray BurstsGamma Ray Bursts

Rapid VariabilityRapid VariabilityUnpredictable Unpredictable

DirectionDirection~ 1 /day/ 4~ 1 /day/ 4 sr sr

Model Predictions for GRBsModel Predictions for GRBs

VHE Prompt VHE Prompt emission constrains emission constrains bulk Lorentz factors bulk Lorentz factors due to opacity in due to opacity in source source

VHE early afterglow VHE early afterglow probes B field and probes B field and electron energy electron energy densitiesdensities

VHE lightcurve VHE lightcurve constrains quantum constrains quantum gravitygravity

Razzaque, Meszaros & Zhang 2004

Zhang & Meszaros 2001

1min

1 hr

1 day

1month

HAWC Median Energy

HAWC Median Energy

Searching Milagro data for VHE Searching Milagro data for VHE transientstransients

Milagro data searched within 4 seconds for transients Milagro data searched within 4 seconds for transients Model dependent limit on VHE fluence from GRBsModel dependent limit on VHE fluence from GRBs Searching Satellite Detected GRBs with ~ 2/ month in Milagro’s f.o.v.Searching Satellite Detected GRBs with ~ 2/ month in Milagro’s f.o.v.

redshift T90 Eiso

(1) Assumptions:

(2) Predictions:

(3) Upper Limit on VHE Emission:

Transients from the SunTransients from the Sun

Coronal mass ejections Coronal mass ejections are an ideal laboratory to are an ideal laboratory to study particle acceleration study particle acceleration in the cosmosin the cosmos

By monitoring the singles By monitoring the singles rates in all PMTs we are rates in all PMTs we are sensitive to “low”-energy sensitive to “low”-energy particles (>10 GeV)particles (>10 GeV)

Milagro has detected 4 Milagro has detected 4 events from the Sun with events from the Sun with >10 GeV particles>10 GeV particles

X7-Class flare Jan. 20, 2005X7-Class flare Jan. 20, 2005

GOES proton dataGOES proton data>10 MeV>10 MeV>50 MeV>50 MeV>100 MeV>100 MeV

Milagro scaler dataMilagro scaler data> 10 GeV protons> 10 GeV protons~1 min rise-time~1 min rise-time~5 min duration~5 min duration

Destellos de Rayos gamaDestellos de Rayos gama

Muerte de estrellasMuerte de estrellas E = 10E = 1051-5351-53 erg erg Duración bi-modal 30ms-Duración bi-modal 30ms-

200s200s Emisión inicial en keVEmisión inicial en keV Emisión retardada en Emisión retardada en

óptico, X y radioóptico, X y radio

Proceso(s) radiativo(s) Proceso(s) radiativo(s) responsible(s) de la responsible(s) de la emisión inicial???emisión inicial???

Primera Generación dePrimera Generación deArreglos para detectar cascadas atmosféricas de partículasArreglos para detectar cascadas atmosféricas de partículas

Tib

et I

IIM

ilagr

o

HEGRA detecto una fuente de 30 mCrab en la región de Cygnus.HEGRA detecto una fuente de 30 mCrab en la región de Cygnus. La sensibilidad de Milagro a fuentes puntuales no es suficiente para detectarla.La sensibilidad de Milagro a fuentes puntuales no es suficiente para detectarla. El exceso de la emisión difusa de la región contribuye con 1 o 2 mCrab al ruido de HEGRA.El exceso de la emisión difusa de la región contribuye con 1 o 2 mCrab al ruido de HEGRA.

Cygnus es la región mas brillante del hemisferio norte y los detectores de cascadas atmosféricas Cygnus es la región mas brillante del hemisferio norte y los detectores de cascadas atmosféricas difícilmente la detectan. difícilmente la detectan.

HEGRA observo una fuente puntual un-identificada a HEGRA observo una fuente puntual un-identificada a TeV sin contrapartes observadas. Fuente: TEV TeV sin contrapartes observadas. Fuente: TEV

J2032+4130J2032+4130

HEGRA Data

Plano Galáctico visto con gamas de TeVsPlano Galáctico visto con gamas de TeVs

Rayos cósmicos interactúan con Rayos cósmicos interactúan con materia en la galaxia materia en la galaxia produciendo produciendo que decaen en que decaen en

El espectro de los rayos gamas El espectro de los rayos gamas que provienen del plano galáctico que provienen del plano galáctico depende del origen de los rayos depende del origen de los rayos cósmicos.cósmicos.

EGRET observEGRET observóó un exceso de un exceso de rayos gama con energías entre rayos gama con energías entre 1-20 GeV.1-20 GeV.

Después de 20 aDespués de 20 añños de os de búsqueda, MILAGRO reporta la búsqueda, MILAGRO reporta la primera observación de rayos primera observación de rayos gama a TeV con una gama a TeV con una significancia de 4.5 (publicado en significancia de 4.5 (publicado en PRL).PRL).

EGRET data