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 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

Cómo empezó la Astronomía Se descubren dos hechos sorprendentes: Una fuente extremadamente de rayos!hasta brillante el año1990! X? 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... 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.

Sco X-1 FRX

Riccardo Giacconi (Génova 1931) Premio Nobel de Física 2002 1962 2000

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

Los grandes observatorios Chandra (NASA) Julio 1999 XMM-Newton (ESA) Diciembre 1999

Cómo funciona un telescopio de rayos X?

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) Chandra 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)

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) XMM-Newton 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.

Comparación de Chandra y XMM-Newton XMM-Newton: Area efectiva 0.4 m 2 Resolución angular: 15 HEW Sensitividad límite: 10-15 erg cm -2 s -1 Chandra: Area efectiva: 0.08 m 2 Resolución angular: 0.5 HEW Sensitividad límite: <10-16 erg cm -2 s -1

N132D SNR OVIII Fe line OVII

SNRs y Púlsares EL Púlsar del Cangrejo Púlsar Chandra

Campo Magnético en estrellas de neutrones aisladas Primera detección de líneas de absorción ciclotrón en una estrella de neutrones aislada: medida directa del campo magnético. Líneas ciclotrón B~8 x 10 10 Gauss Bignami, Caraveo, De Luca & Mereghetti 2003 1E1207.4 5209

El centro Galáctico en rayos X

Cúmulos de galaxias Coma Sérsic 159-03

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) O VIII Mg XII Fe L

El medio intergaláctico caliente (WHIM) Las simulaciones predicen: Una importante fracción de la materia bariónica se encuentra en el medio intergaláctico a T~10 5-10 7 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. Davé et al 2002

Historia térmica del WHIM Davé et al (2001)

Detección del WHIM asociado al Chandra grupo local FUSE Nicastro et al 2002

OVII del WHIM local XMM-Newton Rasmussen et al 2002

Detección del WHIM más allá del grupo local H1821+643, z=0.297 Detección 2σ de absorbentes OVII, OVIII,NeIX, en sistemas previamente conocidos z=0.12-0.27 Mathur et al 2002

Detección de un grupo de galaxias frío en absorción? Detección (3.6σ) de OVI en absorción a z=0.058 EW=30 ma, implica turbulencia >200 km/s No hay rastro de OVII o OVIII, T~10 5 K Pks0548-322, z=0.069 Zona permitida Barcons, Paerels et al 2004

La visión de los AGN en rayos X C. Done, Durham U (Chris Done, Univ of Durham)

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)

La variedad de perfiles de la línea de Fe K Nandra (2001) Reeves et al (2001) Toroide Disco XMM ASCA

Efectos relativistas en la línea de 1994 1997 MCG-6-30-15 < > t < > t ASCA XMM Mín Flare Iwasawa et al. (1996, 1999) Fabian et al 2002

Absorbentes (parcialmente) H1419+480 z=0.07229 ionizados XMM-Newton Absorbentes ionizados en RX ~ Absorbentes asociados en UV IUE Barcons, Carrera & Ceballos 2003b

Absorbentes ionizados en ata resolución espectral Sako et al 2001

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 Gilli et al 2000

AGNs atípicos: cuestionando el modelo unificado H1320+551, z=0.0653 Seyfert 1.8/1.9 Hα/Hβ>27 Absorción esperada: >10 22 cm -2 XMM-Newton: Disco + reprocesado Absorción<10 20 cm -2 Barcons, Carrera & Ceballos 2003

Cuásares de tipo 2 Seleccionado por su emisión en rayos X QSO con líneas estrechas a z=1.246 Luminosidad X > 10 45 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

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

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.

AXIS: Identificaciones fuera del plano galáctico 1.E+02 152+28 BLAGN 1.E+01 29+12 NELG 13+8 Galaxias 2 BL LAC 54+8 Estrellas Luminosity/1E44 1.E+00 1.E-01 1.E-02 1.E-03 BLAGN Y Gal Y BLAGN P NELG P BL Lacs NELG Y Gal P 1.E-04 0.0 0.1 1.0 10.0 z

Galaxias sin líneas de emisión, fuertemente emisoras en X z=0.044 L X =10 42 erg/s TNG XMM Γ=1.7 N H =2 10 23 cm -2 Subaru

XMS: Muestra a flujos intermedios (> 2 10-14 erg/cm 2 /s) Class Number BLAGN 141 NELG 29 ALG & Clus 7 Stars 32 BL Lacs 1 TOTAL 210

XMS: Magnitud óptica frente a flujo en rayos X 25 24 23 r/r optical magnitude 22 21 20 19 18 F X /F opt =10 17 16 F X /F opt =1 15 1 10 100 X-ray flux 0.5-4.5 kev (erg cm -2 s -1 )

XMS: Enrojecimiento óptico a flujos débiles 3,0 2,5 g'-r' 2,0 1,5 1,0 BLAGN NELG ALG Stars Unid 0,5 0,0-0,5-1,0 1 10 100 X-ray flux (0.5-4.5 kev)

XMS: Colores ópticos Optical colours 3,0 2,5 2,0 1,5 r'-i' 1,0 0,5 Galaxias tempranas 0,0-0,5 QSOs -1,0-1,0 0,0 1,0 2,0 3,0 g'-r'

Índice espectral en rayos X (Γ) dn(e)/de E -Γ Ley de potencias simple dn(e)/de exp(-σ abs (E)N H )E Ley de potencias absorbida N H no detectad Mateos et al (2004a)

Evolución espectral?

Absorción fotoeléctrica Fuentes con exceso blando Absorción en: 10% de los AGN de tipo 1 40% de los AGN de tipo 2 Todas las Galaxias sin líneas de emisión

XMMU J061515.2+710204 S 0.5-4.5 kev = 7.2 x 10-14 erg cm -2 s -1 z=0.872 N H =2.8 10 21 cm -2 L 2-10 =3.2 10 44 erg s -1 XMM WHT/ISIS Broad-Line AGN

Comparación con modelos para el fondo de rayos X Source too faint Source too faint Abs too low Abs too low Los modelos predicen el doble de fuentes absorbidas Faltan las más absorbidas N H > 10 22 cm -2

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

La observación más profunda con XMM-Newton

Resultados preliminares en el Lockman Hole AGN de tipo 1 (15): Ninguno absorbido Buen ajuste con Γ 2 4 tienen excesos blandos, con kt~0.1-0.4 kev, todos variables espectralmente Adicionalmente, otro presenta variaciones temporales en el índice espectral Mateos et al 2004b AGN de tipo 2 (6): 5 absorbidos con N H =10 21-2 10 23 cm -2 (uno de ellos muy variable) 1 no absorbido No identificadas (4): 1 altamente absorbida, con una componente de scattering y línea de emisión de Fe

Variabilidad espectral en AGN de tipo 1 AGN tipo 1 (líneas anchas) z=0.784 N H =0 Γ=1.7-2.0 <Γ>=1.83

Variabilidad espectral en AGN de tipo 2 Source #94; AGN tipo 2; z=0.205 Mateos et al 2004b

AGN de tipo 2 sin absorción AGN de tipo 2 (líneas estrechas) z=0.711 Γ=1.8 N H =0

Fuente no identificada, fuertemente absorbida y con 5% de scattering Γ=2.1±0.1 N H =5 10 22 cm -2 f=95% z~1, si es la línea Fe Prototipo de fuente de rayos X a flujos débiles

Algunas conclusiones La mayoría de la emisión en Rayos X en el Universo, es debida a acreción en agujeros negros supermasivos. La acreción oscurecida en AGNs enrojecidos se vuelve más importante a flujos débiles Cerca del 50% de la energía generada por acreción a z<1, historia reciente Generalmente consistente con los modelos unificados de AGNs, pero: Existen AGNs de tipo 2 NO absorbidos en rayos X Un 10% de los AGNs de tipo 1 están absorbidos en rayos X Existen AGNs de muy baja actividad, dificilmente detectable en el óptico, pero fuerte en rayos X.

Retos para el futuro Cosmología de precisión, usando cúmulos de galaxias Evolución química del Universo Formación y evolución de los agujeros negros supermasivos y su relación con la formación de galaxias Caracterización del medio intergaláctico caliente Las primeras grandes estructuras en el Universo Efectos de la gravedad fuerte en los alrededores de agujeros negros

DUO (Dark Universe Observatory) Cluster survey mission combining X- ray dedicated obs with ground based observations Free-flyer version of ABRIXAS/ROSITA, focusing on 1º FOV CCD detector. Proposed to NASA as SMEX (PI: R.E. Griffiths), with significant European participation. Under Phase A now. Obtain cosmological parameters to high precision from cluster redshift counts and power spectrum (0<z<1.5)

λ [h -1 Mpc] DUO k [h Mpc -1 ] w Ω E Ω M

XEUS (X-ray Evolving Universe Spectroscopy) Collaborative ESA/JAXA mission Under pre-phase A study Major X-ray observatory, separate mirror (MSC) and detector (DSC) spacecrafts (active alignment 50 m) Broadband response 0.1-50 kev (incl multilayer coating) 10-30 m 2 @ 1 kev, 5 (goal 2 ) Instruments: Large FOV CCD/DFET (5 ) Cryogenic 1 imaging spectrographs, 2(1)eV @ 1 kev, 5 ev @ 6 kev High energy detector High count rate detector Extended Field of View Imager (15 )

Ciencia con XEUS AGN a z=7 Primeros AGN WHIM Grupo de galaxias Evolución Química Cerca del Aguje Negro de 3C27