Búsqueda de Destellos de Rayos Gama a altas energías por Milagro y MiniHawc

César AlvarezFacultad de Ciencias Físico-Matemáticas, Benemérita Universidad

Autónoma de Puebla.

Magdalena González (1), Rubén Alfaro (2), Humberto Salazar (3), Dany Page (1)(1) Instituto de Astronomía, Universidad Nacional Autónoma de México

(2) Instituto de Física, Universidad Nacional Autónoma de México(3) Facultad de Ciencias Físico-Matemáticas, Benemérita Universidad Autónoma de

Puebla.

Motivación

• Modelos teóricos predicen la existencia de una componente de alta energía en rayos gama (Meszaros et al. 1994, E >100 GeV).

• Observaciones experimentales reportan evidencia de una componente de alta energía en GRBs (González et al. 2003, Hurley et al. 1994, Atkins et al. 2003: 200 MeV, 18 GeV, 650 GeV)

¿Por que no buscarla entonces?

- Detector de radiación Cherenkov producida en la atmosfera.- Cono de luz Cherenkov de ~1o debe enfocar no sirve para fuentes aleatorias y de corta duración

- Efectividad de operación 5-10%

-Detectores de radiación Cherenkov producida en el agua.

-Cono de luz Cherenckov ~410

-Ve todo el cielo- Efectividad de operación ~100%

Tipos de detectores terrestres de radiación gama

Posible sitio de la siguiente generación de detectores tipo MILAGRO: miniHAWC 15 veces mas sensible que MILAGRO enSierra Negra, Puebla México.

Puntos siguientes

• Introducción: Destellos de Rayos Gama (Gamma Ray Bursts: GRBs)

• Discusión de observaciones de emisión a altas energías

• Criterios y consideraciones en la búsqueda.

• Status y Trabajo Futuro

Introducción

CGRO (BATSE, EGRET)

Distribución Aleatoria

Un destello por día

Distribución bimodal: Cortos(<2s) y largos(>2s)

La mayoría detectado entre 20KeV y 1 MeV.

Los GRBs de larga duración secree se originan en chorros de materia relativista que se producen por el colapso de una estrella masiva

Los GRBs de cortaduración se cree son originados por el colapso de dos objetos compactos

Progenitores de destellos de rayos gama

Espectro en keV (E2dN/dE)

- No térmico

- Continuo

- 2 leyes de potencias unidas suavemente

• No sabemos hasta donde se extiende su espectro.

Curvas de luz -Estructura -Variabilidad

E dN/d(lnE)

Radio óptico rayos X MeV GeV TeV

Energía del Fotón

Espectro típico de una fuente de rayos gama

Algunos modelos de GRBs predicen una componente energética de GeV incluso de TeV (Dermer y Chiang 1999)

Sincrotrón

Dispersión inversa de Compton

Componente energética en Mkr 421

Emisión no térmica en sincrotón electrones relativistas. Dispersión compton inversa

Distribución espectral de Mkr 501

Astro-ph 9712089

10-5 1 105 MeV

Whipple

HEGRA

Observaciones: Componente a altas energías en Destellos de Rayos Gama

EGRET+Ulises, --Duración del “Burst”: 180 s (25-150 KeV)--Simultáneamente 10 fotones E>3. GeV --Emisión en GeV incluso después ~5600s--Fotón de 18 GeV después de 90min.

GRB 940217 (Hurley et al. 1994)

3700 s

Que indica: que el espectro de algunos GRBs se puede extender hasta GeV y que esta emisión puede ser retardada y con una mayor duración que la emisión en KeV-MeV

GRB 941017-18 -14s

14 - 47s

47 - 80s

80 - 113s

113 - 211s

EGRET+ BATSE, GRB941017 (González et al. 2003)

Se observa una segunda componente espectral en MeV que al menos se extiende hasta 200 MeVY que decae mas lentamente que la componentede bajas energías.

No se observa el máximo o pico de emisión en la componente de altas energías.

Con mayor duración que la componente a keV.

GRB 970417a

Milagrito (Atkins et al. 2003)

Reporta evidencias de emisión arriba de 650 GeV con una probabilidad de 1.3X10-3 de ser fluctuación del fondoPosible existencia de otra componente a altas energías.

Otras búsquedas …

• HEGRA reportó evidencia de emisión arriba de 20 TeV con una significancia de 3 sigmas del GRB 920925c (Padilla et al. 1998)

• Whipple buscó emisión arriba de 250 GeV de 9 GRBs sin éxito (Connaughton et al. 1997)

• EGRET detectó emisión arriba de 100 MeV para varios GRBs detectados por BATSE (Los más intensos todos los GRBs emiten fotones arriba de GeV, pero solo los más intensos están arriba de la sensibilidad de EGRET )

Posible curva de luz

GRB 940217

tmax = tiempo máximo de búsqueda ti = tamaño de ventana temporal iSi = Significancia de la señal en ti

Pi = Probabilidad gausiana de ser fluctuación del ruidoP = igual que Pi pero corregida por trials (N)

tmax = 6000sti = 1sN = 6000 (sin traslape entre ventanas)

Para Si = 3 => Pi(Si)=1.3x10-3 pero P=6000Pi=7.8 !! Hay 7 otras fluctuaciones!! Para Si = 5 => Pi(Si)=2.9x10-7 pero P=6000Pi=2.3x10-3 !! detección marginal

Búsqueda a ciegas

Factor de corrección por intentos

Búsqueda de emisión energéticaObjetivo:

Definir una búsqueda de emisión en GeV-TeV durante o

posterior al destello para una amplia gama de posibilidades de

emisiones (índices espectrales, duración de la emisión, dirección

del destello, curva de luz de la emisión) definiendo así la mayor

población de destellos que se puedan observar.

Muestra artificial de las curvas de luz de una población de destellos.

Diseñar una búsqueda inteligente con bajo número de ventanas pero optima para NO disminuir la población de destellos a la que es sensible.

Tipos de búsqueda: Búsqueda 1.- Ventanas temporales constantes por un cierto intervalo

de tiempo T.

T

Búsqueda 2.- Ventanas temporales variables en ese mismo intervalo de

tiempo.

T

Búsqueda 3.- Combinación de las búsquedas 1 y 2.

Búsqueda 4.- Búsquedas 3 moviendo las ventanas un cierto tiempo.

Búsqueda 5….

Propuesta de la búsqueda

•Determinación del factor de corrección por intentos (no trivial para ventanas traslapadas). Simulación Monte Carlo

•Eficiencia de detección de señal real: depende del detector, duración, dirección e Intensidad y variabilidad.

•Caracterización de la población de destellos a la que es sensible la búsqueda: Energía liberada, índice espectral, distancia, Ruido Infrarojo.

•Implementarla en MILAGRO y después adaptarla para miniHAWC

La detección de la componente de alta energías proporcionará:

• Invaluable información para modelar los mecanismos de emisión de los GRBs

• Determinación de limites superiores de las distancias a los GRBs

• Ayudará a la localización e identificación de la fuente

Componente a altas energías en Destellos de Rayos Gama

-18 -14s

14 - 47s

47 - 80s

80 - 113s

113 - 211s

EGRET+Ulises, GRB940217Duración de 180 s (25-150 KeV)Simultáneamente 10 fotones E>3. GeV Emisión en GeV incluso después ~5600sFotón de 18 GeV después de 90min.

MilagritoPosible emisión en TeV .Posible existencia de otra componente a altas energías.

(Hurley et al. 1994)GRB 940217

EGRET+ BATSE, GRB941017

Se observa Componente espectral en MeV,Con casi 3 veces la energía de la componente a keV.Con diferente evolución temporal.No se observa el máximo o pico.Con mayor duración que la componente a keV.

(González et al. 2003)

Atkins et al. 2003GRB 970417

• Corte en el spectro debido a propiedades intrinsecas de la fuente o a la interacion con los fotones infrarojos del medio o ambas.

Observing gamma-ray bursts (GRBs) in the TeV energy range can be extremely valuable in providing insight into GRB radiation mechanisms and in constraining source distances. The Milagrito detector was an air shower array which used the water Cherenkov technique to search for TeV sources. Unlike other detectors which have attempted to search for GRBs at TeV energies, Milagrito combined the characteristics of a low energy threshold, a large field of view, and a high duty cycle, making it a practical instrument for detecting gammay ray events which lasted but fleetingly and which were unpredictable in both time and position of occurrence. Data from this detector was analyzed to look for TeV emission from 54 BATSE GRBs which were in the field of view of the Milagrito detector during its lifetime (January 1997 to May 1998). Results from this analysis, including evidence for TeV emission from GRB 970417a, will be presented.

Instrumentos de EGRETDetección de rayos gama vía producción de paresrechazo del fondo de rayos cósmicos: domo de plástico centellador

Características del detector que condujeron a las anteriores

observaciones.• Milagrito: dificilmente obtiene informacion de la energia del foton

primario (altura en la atmosfera de la primera interacion, indeterminacion de la posicion del core.

• Busqueda del exeso utilizando dos tecnicas: por trigguer y con los scalers. Ambos metodos registraron un exceso.

• El espectro del GRB 970417 en TeV desconocido.

Determinacion del espetcro

frecuencia

E2 (dN/dE)

Modelos teoricos

• Lista de modelos que predicen emision a altas energias

Milagrito

Detecta partículas cargadas en los chubascos a través de la radiación Cherenkov producida cuando atraviesan el agua.

Reconstruye dirección de las diferencias de tiempos de detección de los fototubos

228 fotomultiplicadores

EGRET

Trigger

Dirección

Energía 20 MeV a 30 GeV

FOV 200

Información (partícula o fotón)

Casi no background

Resolución angular 1 grado

BATSE

Trigger

Dirección

Energía

360

No part.

background

Resolucion angular 4 grados

TASC

No trigger

No dirección

Buena resolución de Energía

360

No part.

Background

Milagrito

Trigger

Dirección

No energía

90

Media part.

Buen rechazo delBackground

Resolución angular 1 grado

Componente a altas energías en el GRB 940217

(Hurley et al. 1994)GRB 940217

Detección simultanea y posterior al destello

Emisión proveniente del destello

Espectro consistente -2

Duracion ~1800 s

E(MeV) PSF/des #gamas en 200

35<E<70 4.30 9 50%70<E<150 2.60 12 40.7%150<E<500 1.40 4 7.3%500<E<2000 0.72000<E<30000 0.40 3 1.5%

Emax=18 GeV 99.5%Background esperado (1/260)1800(4.3/20)=1.5

Su deteccion

• Restringir los modelos teoricos de emision