Astrofísica γ de Altas Energías"

Astrofísica γ de Altas Energías Remanentes de Supernova! Sistemas binarios! Núcleos Galácticos Activos! Marcos López Univ. Complutense Madrid! Curso 2013/14! Índice n Otras Fuentes Galácticas (II) Remanentes de Supernova Shell Type Sistemas binarios v Sin acreción v Con acreción y jets n Fuentes Extragalácticas (I) Núcleos Galácticos Activos: v Blazars v Cuásares v Radio Galaxias 2 Tipo de fuentes de rayos γ Galácticas! Pulsars/ PWN Extragalácticas! AGN Quasars Física! Fundamental! Quantum Gravity Remanentes de Supernova SNRs Radio galaxy Galaxy cluster dark matter Bianry systems/ µquasars origin of cosmic rays EBL GRBs

Remanentes de supernova SNRs como origen de los CRs Tipos Plerion (ó Pulsar Wind Nebula): remanente de supernova con un pulsar en su interior Emisión: dominada por Synchrotron de los e - del viento del pulsar Crab Nebula! n Se cree que las SRNs son uno de los lugares de producción de los Rayos Cósmicos n Hay buenas razones para creerlo: Energéticas: la onda de choque libera 10 51 erg v Si el 10% se usara para acelerar CR, junto con el ritmo conocido de ~3 Supernovas por siglo en la Vía Láctea, se podría explicar el flujo observado de CRs hasta 3 10 15 ev (la llamada rodilla de los Rayos Cósmicos) Shell type o de cáscara hueca: Sin pulsar en su interior Emisión: Modelos leptónicos o hadrónicos SN1572 / Tycho! 5 Mecanismo: La aceleración en los frentes de onda da lugar a una ley de potencias: E -Γ (Fermi 1er orden) Espectro γ: En algunos casos, el espectro observado casa bien con modelos hadrónicos Si los SNRs son el origen de los CRs galácticos, tienen que ser también fuentes de rayos γ de TeV! 6 SNRs: Mecanismo emisión rayos γ Modelo leptónico o hadrónico? n Leptónico: Modelo SSC e - relativistas acelerados en la onda de choque emiten Synchrotron Los mismos e - producen rayos γ por IC Espectro γ: E -1,5 n Hadrónico Protones acelerados chocan con nubes de materia interestelar, produciéndose π 0 que decaen en γs Espectro γ: E -2 SNRs detectadas en rayos γ n ~10 detectadas en rayos γ de TeV (algunas como fuentes extendidas) RX J1713.7-3946 IC 443 W 44 Midiendo el índice espectral a GeV podemos determinar el modelo! 7 8

SNRs detectadas en rayos γ n Veremos a continuación 3 ejemplos de Supernovas: Una en la que el modelo leptónico es el preferible Otra en la que ambos modelos son plausibles Y otra en el que el modelo hadrónico es el preferible SNRs: RX J1713.7-3946 Rayos X n Emisión por Synchrotron 9 10 SNRs: RX J1713.7-3946 SNRs: RX J1713.7-3946 Rayos X n Emisión por Synchrotron TeV n Muy extensa: ~1º è Fue la primera fuente resuelta a TeV n Emisión hasta ~ 40TeV è Primera evidencia de aceleración de partículas a E >100 TeV Hadrónico: E -2! Leptónico: E -1,5! 11 Rayos X n Emisión por Synchrotron TeV n Muy extensa: ~1º è Fue la primera fuente resuelta a TeV n Emisión hasta ~ 40TeV GeV n Detectada por Fermi n Resultados preliminares sugerían emisión hadrónica hadrónico! leptónico! (pero fuente difícil de analizar debido al fondo galáctico)! Parecía ser la 1ª confirmación del origen de los CRs en las supernovas! 12

Rayos X n Emisión por Synchrotron TeV SNRs: RX J1713.7-3946 n Muy extensa: ~1º è Fue la primera fuente resuelta a TeV n Emisión hasta ~ 40TeV GeV n Detectada por Fermi n Resultados preliminares sugerían emisión hadrónica n Últimos resultados sugieren emisión por IC, Si bien, modelo leptónico no ajusta bien a TeV hadrónico! leptónico! 13 TeV n Detectada por HEGRA, MAGIC y VERITAS n Fuente puntual GeV n Detectada por Fermi SNRs: Casiopea A Modelo hadrónico ajusta un poco mejor, pero el modelo leptónico también es valido! 14 SNRs: Tycho SNRs: Tycho n Descubierta por Tycho Brahe in 1572, en la constelación de Casiopea n Descubierta por Tycho Brahe in 1572, leptónico! en la constelación de Casiopea TeV n Detectada por y VERITAS n Fuente puntual GeV n Detectada por Fermi hadrónico! De Nova Stella, 1573! Veritas 15 Modelo hadrónico ajusta mejor! 16

SNRs Origen leptónico o hadrónico?! n Hasta la fecha, no se ha podido confirmar emisión hadrónica en supernovas Si bien las últimas detecciones de Fermi empiezan a favorecer este escenario en algunos casos n El dilema sobre origen de los Rayos Cósmicos sigue abierto SNRs: Emisión hasta >100 TeV? n La máxima energía a la que puede emitir una SNR depende de su edad Tiempo desde la explosión! 18 La evolución en cada caso concreto depende también de la densidad del gas, campo magnético, coeficiente de difusión,! 19 SNRs: Emisión hasta >100 TeV? n La máxima energía a la que puede emitir una SNR depende de su edad n Espectro hasta ~100 TeV implicaría la existencia de CRs de ~PeV è Pevatron SNRs: Emisión hasta >100 TeV? n La máxima energía a la que puede emitir una SNR depende de su edad n Espectro hasta ~100 TeV implicaría la existencia de CRs de ~PeV è Pevatron CTA! La detección de TeV en SNR jóvenes hasta ~100 TeV è modelo hadrónico! Sería la evidencia de que las supernovas aceleran CRs! 20 La detección de TeV en SNR jóvenes hasta ~100 TeV è modelo hadrónico! Sería la evidencia de que las supernovas aceleran CRs! 21

Sistemas Binarios Qué son? Sistemas binarios n Sistema de 2 estrellas. n La más masiva evoluciona más rápidamente Puede acabar como Enana Blanca (WD) Ó explotar convirtiéndose en Estrella de Neutrones (NS) o en un Agujero Negro (BH) n Al final tenemos: Estrella orbitando en torno a un cuerpo compacto (WD, NS, BH) 23 Sistemas Binarios Tipos! n Binarias sin acreción n Binarias con acreción Colisión con el viento de un pulsar (e.g. PSR B1259+63)! Colisión de vientos de binarias masivas: OB star, Wolf-Rayet star (M>20M )! Espectro dominado por rayos γ è binarias de rayos γ Binarias rayos X! Microcuásares! v Tienen jet relativista! Espectro dominado por rayos X è binarias de rayos X! 24 Binarias sin acreción Composición n Pulsar orbitando alrededor estrella masiva y luminosa, sin acreción n Viento del pulsar confinado por el viento de la estrella compañera n Se se forma una nebulosa con forma de coma, similar a la de pulsares aislados moviéndose en el ISM Modelos Emisión γ Debida a la interacción de los vientos del pulsar y estrella compañera n Leptónica: Aceleración de los e- del viento del pulsar en el frente de onda produce emisión Synchrotron e IC con los fotones de la estrella compañera n Hadrónica: Los protones del viento de pulsar chocan con el viento de la estrella compañera produciendo π 0 y luego γs 25

Binarias sin acreción Observaciones n GeV: solo detecciones marginales AGL J2241+4454 by AGILE 1FGL J1018.6-5856 by Fermi n TeV: 4 detectadas PSR B1259 63 by HESS LS I +61 303 by MAGIC LS 5039 by HESS HESS J0632+057 by HESS, MAGIC y VERITAS Binarias sin acreción: PSR B1259-63 n Pulsar orbitando en torno estrella Be que posee un denso disco circumestelar n Periodo orbital muy grande (3.4 años) è permite estudiar interacción viento de pulsar con el disco a varias distancias Radio n No se detectan radio pulsos cuando el pulsar entra en el disco Los pulsos son absorbidos 26 27 TeV Binarias sin acreción: PSR B1259-63 n Se detectan rayos γ de TeV cuando el pulsar está cerca del periastro o cuando cruza el disco n Cuando el pulsar entra en el disco, éste confina el viento del pulsar n Objeto compacto (NS,BH) orbitando en torno a estrella de tipo Be GeV Binarias sin acreción: LSI+61 303 n EGRET detectó emisión que variaba a lo largo de la orbita, confirmada por Fermi EGRET! La primera fuente variable de TeV! n La emisión puede ser debida a: Leptónica: IC de los e - del viento de pulsar con fotones de la estrella compañera Hadrónica: Aceleración de protones en la onda de choque 28 29

Binarias sin acreción: LSI+61 303 Binarias sin acreción: LSI+61 303 TeV n MAGIC descubrió en 2005 emisión γ de VHE que apareció solo en ciertos puntos de la órbita Science 312 (2006) 5781! TeV n Además de la variabilidad orbital, parece haber una modulación de la emisión a escalas temporales mayores La fuente desapareció en 2008 reapareciendo en 2009 pero con un flujo menor. En 2010 y 2011 el flujo volvió a la normalidad high state 2006 low state 2009! n La emisión tenía un periodo de: P = 26.8 días 30 31 Binarias con acreción n Estrella orbitando en torno objeto compacto n La estrella se deshace por atracción gravitatoria: Se forma un disco de acreción La materia cae en espiral, calentándose y emitiendo: v Radiación óptica y UV: Si objeto compacto = WD! è Binarias cataclísmicas! v Rayos X è Si objeto compacto = NS o BH! è Binarias de rayos X! n En algunas binarias de rayos X, se forman jets relativistas! En este caso, al sistema se le llama micro-cuásar! 32 Micro-cuásares Estrella orbitando en torno a BH, NS, con disco de acreción y jet Emisión Binarias con acreción: Micro-cuásares n Los e - del jet emiten radiación Synchrotron n La emisión γ se produce por IC de las partículas del jet con los fotones estelares 33

Micro-cuásares en VHE Observaciones n Se conocen unos 15 micro-cuásares en rayos X n Algunos vistos a GeV durante flares n Pero todavía ninguno ha sido firmemente detectado en rayos γ de Muy Alta Energía (TeV) LSI+61, PSR1259, emiten rayos γ de VHE como resultado de la interacción de viento de pulsares o vientos estelares.! Pero, y qué pasa con las binarias con jets a TeV?! Micro-cuásares en VHE n MAGIC ha pasado cientos de horas observando micro-cuasares Cygnus X-1! Indicio de señal que no pudo ser re-confirmado tras más de 100 h de observación Cygnus X-3! Observado varias veces, durante radio flares Observado también durante flares detectados por FERMI Sin señal! Otros: GRS1915+105 y Sco X-1! Sin señal! 34 35 Micro-cuásares: Cygnus X-1 Micro-cuásares: Cygnus X-1 Radio n Aparece rodeado por una estructura tipo anillo Resultado del choque del jet (no visible) con el medio interestelar? WSRT! Radio n Aparece rodeado por una estructura tipo anillo Resultado del choque del jet (no visible) con el medio interestelar? GeV n Detectado por AGILE (no por FERMI) en un GeV flare que ocurrió solo una noche. En radio la fuente no estaba en flare 16-10-2009! 36 37

Micro-cuásares: Cygnus X-1 Micro-cuásares: Cygnus X-1 Radio n Aparece rodeado por una estructura tipo anillo Resultado del choque del jet (no visible) con el medio interestelar? GeV n Detectado por AGILE (no por FERMI) en un GeV flare que ocurrió solo una noche. En radio la fuente no estaba en flare TeV n Posible detección (4σ) de un rápido e intenso flare en 2007 38 Posible explicación n Rayos X duros: Originados en la base del jet n Rayos γ TeV: La posible señal detectada por MAGIC provendría de una región más lejana, resultado de la interacción del jet con el viento estelar è Mecanismo hadrónico! Protones del jet chocarían con nubes del viento estelar produciendo: p+p è πº è γ Rayos γ TeV! Rayos X! 39 Radio Micro-cuásares: Cygnus X-3 n Fuente caracterizada por intensos flares en radio Radio Micro-cuásares: Cygnus X-3 n Fuente caracterizada por intensos flares en radio GeV n Detectado por Fermi durante un flare n Días después se detector el flare en Radio Radio! Formación de los jets! Fermi! 40 41

Radio Micro-cuásares: Cygnus X-3 n Fuente caracterizada por intensos flares en radio GeV n Detectado por Fermi durante un flare n Días después se detector el flare en radio n Modulación según la fase orbital TeV n Observado por MAGIC varias veces durante 5 años: durante radio flares y Fermi flares Sin señal a TeV MAGIC! Fermi flare! 42 Tipo de fuentes de rayos γ Galácticas! Pulsars/ PWN SNRs Bianry systems/ µquasars Extragalácticas! AGN Radio galaxy Galaxy cluster Quasars EBL GRBs Física! Fundamental! Quantum Gravity dark matter origin of cosmic rays Cielo γ extra-galáctico Fuentes Extragalácticas R. Wagner! 44 n Actulamente > 50 fuentes (la 1ª descubierta en 1992) n La mayoría son blazars (~la mitad detectados por MAGIC) 45

Núcleos Galácticos Activos Núcleos Galácticos Activos (AGNs) Blazars! Cuasares! Radio galaxias! Descubrimiento n A principios de los 60, se detectaron 2 fuentes (3C 273 y 3C 49) cuyo espectro era parecido al de una estrella n Se los llamo objetos cuasi-estelares : Cuásar n Se vio que el espectro era como el de una estrella pero con las líneas corridas hacia el rojo è origen extra-galáctico Diversidad n Algunas fuentes son intensas en radio y otras no. n Algunas presentan jets y otras no. n Algunas presentan intensas líneas de emisión y otras no. En muchos casos, el núcleo es tan brillante que ecilipsa a la galaxia (se ven como si fueran estrellas puntuales)! 47 Núcleos Galácticos Activos Composición n Galaxias con agujero negro supermasivo (>10 7 M ) en el centro n Disco de acreción con nubes de gas y toro de polvo en torno a él n Jet de partículas relativistas que emana del agujero negro n El mecanismo de formación del jet aún no se entiende Núcleos Galácticos Activos Composición n Galaxias con agujero negro supermasivo (>10 7 M ) en el centro n Disco de acreción con nubes de gas y toro de polvo en torno a él n Jet de partículas relativistas que emana del agujero negro n El mecanismo de formación del jet aún no se entiende 48 50

Núcleos Galácticos Activos AGNs: Modelo unificado Teorías formación del jet n Se forma por la rotación del agujero negro Blandford-Znajek (1977)!! n Se forma directamente en el disco de acreción Blandford-Payne (1982)! Tipos n Hay muchos tipos de AGN n Según el modelo unificado, todas las fuentes son intrínsecamente iguales... lo que cambia es la orientación con respecto a la dirección de observación. Los jets de AGNs se suponen que son el origen de los CRs de orgien extragalactico, hasta 10 20 ev! 51 52 AGNs: Modelo unificado Tipos en rayos γ n Desde el punto de vista de la Astrofísica de Altas Energías los podemos dividir en 3 tipos: Blazars. Se dividen a su vez en: v BL Lacs v Cuásares tipo FSRQ (Flat-Spectrum Radio Quasars) Radio galaxias AGNs: Modelo unificado Blazars n Casi todos los AGNs detectados en rayos γ son blazars y dentro de estos, casi todos BL Lacs n Si bien los blazars son minoría dentro de los AGNs (~1%) n Es un sesgo observacional debido al Doppler Boosting en la dirección del jet, que produce: un aumento de la luminosidad è el flujo aparente es mayor que el real. y una reducción de la escala temporal de la variabilidad de la emisión 53 54

Blazars Blazars Doppler Boosting o Movimiento Superlumínico n La luminosidad observada S o se relaciona con la luminosidad medida en el sistema en reposo del jet a través del factor Doppler D=1/γ(1-β cosθ): S o = D α x S e donde α típicamente es α=3 n A su vez, la escala temporal de la variabilidad de la emisión se reduce en un factor Δt o = 1/D x Δt e Ejemplo: Para θ 0º y para valores típicos de γ 5 la amplificación es del orden de un factor 1000. Para poder observar rayos γ de TeV procedentes de un AGN, θ<10º! 55 Distribución blazars en función de la distancia n La principal diferencia entre FSRQ y Bl Lacs es que los primeros están más lejos y son más luminosos n Esto hace que los cuásares sean más difíciles de ver a TeV è Absorción por el EBL 56 Núcleos Galácticos Activos Núcleos Galácticos Activos Modelos producción rayos γ n Leptónico è Modelo SCC Da lugar a espectros con 2 picos: pico Synchrotron y pico IC n Hadrónico También da lugar a espectros con 2 picos (pero en este caso el pico γ se debe a π 0 ) Modelos producción rayos γ n Leptónico è Modelo SCC Da lugar a espectros con 2 picos: pico Synchrotron y pico IC n Hadrónico También da lugar a espectros con 2 picos (pero en este caso el pico γ se debe a π 0 ) E 2 dn/de VHE E 57 La emisión γ se origina en el jet, pero dónde?: cerca del BH?, lejos de él? La rápida variabilidad detectada en algunos casos (~ min) permite limitar la región de emisión! 58

AGNs: Observaciones n Fermi ha detectado >1000 AGNs n La inmensa mayoría son blazars Blazars / Bl Lacs: Mrk 421 & Mrk 501! n Las primera fuentes extra galácticas detectadas a TeV n Para su estudio, son cruciales observaciones Multi-Frecuencia para cubrir todo el espectro A 3 day flare! Mrk 421! Mrk 501! 59 60 Blazars / FSRQ: Los emisores γ más lejanos n MAGIC ha detectado las 2 fuentes de rayos γ de VHE más distantes hasta la fecha. Son los cuásares:! 3C 279 (z=0.536) n Descubierta en 2006 n Emisión hasta >100 GeV PKS 1222+21 (z=0.432) n Descubierta en 2010! n Rápida variabilidad (9 min!)! n Sin evidencias de cutoff espectral! Blazars / FSRQ: Los emisores γ más lejanos Las observaciones de 3C279 y PKS 1222 arrojan el mismo problema: Emisión hasta cientos de GeV è Sin cutoff espectral Rápida variabilidad è Región de emisión cerca del agujero negro!si los rayos γ se producen fuera de la zona BLR via IC: menos absorción pero no se esperaría rápida variabilidad! Si los rayos γ se producen dentro de la zona BLR (Broad Line Region) via IC: fuerte absopción: cutoff <100 GeV! 61 Posible solución?! n Modelo de 2-zonas: zona de emisión grande dentro de la zona BLR + pequeño blob fuera! n Fuerte colimación del jet! n Blobs o minijets dentro del jet! 62

Radio galaxias: M87 Radio galaxias: M87 n Radio galaxia con agujero negro super masivo ~ 6 10 9 M a ~16Mpc n Jet con knots, a veces más brillantes que el propio núcleo n Detectada en TeV por HEGRA, HESS, Veritas & MAGIC Región de emisión TeV (core/ HST-1)? n Fuente de Rayos Cósmico de Ultra Alta Energía? Campaña MWL en 2008 MAGIC/HESS/Veritas y VLBI: n Descubrimiento de un flare: Rápida variabilidad (del orden de días)! Correlación del flare en TeV, radio y rayos X! è Emisión TeV se origina muy cerca del agujero negro!! VHE! VHE flare Followed by increase of radio flare close BH! X-ray! Radio! knot HST-1! nucleus! nucleus! jet! 63 64