Rayos Gamma

Astronomía de altas energías: rayos x,

rayos gamma y rayos cósmicos

Rayos γ : λ < 10-12m E > varios 100 keV

Rayos x : 10-12 < λ < varios 10-8m E:(0.1-varios 100) keV

Observaciones desde fuera de

la atmósfera necesarios

Energía para ionizar H: 13 eV

Energía para crea pareja ee

+

:

2x511 keVHistoria: rayos x

• Inicio: 18 de Julio 1962:

• Descubrimiento de SCO X-1 (primera

fuente de rayos x en la constellación

Scorpio) con experimento de cohete

elaborado por Riccardo Giacconi (premio

Nobel 2002 por su trabajo en rayos x)

Riccardo Giacconi con el

satélite UHURU

Detección de Sco x-1

(estrella binaria de rayos x)Historia: rayos x

• A partir de 1962s: cohetes y satélites de observación solar (Orbiting

Solar Observatory)

 Demostraron que hay fuentes de rayos x

 Descubrieron emisión de rayos x del Sol, Vía Lactéa, remanente de supernova

“Nebulosa de Cangrejo”, galaxia de radio M87, fuentes estelares.

• 1970: Satelite UHURU:

– Barrido de todo el cielo: aclaraba lo que eran diferente objetos con emisión x

– Observaba regularmente fuentes variables de rayos x

 estrellas binarias de rayos x contienen pulsares – o agujeros negros?

 Emisión de rayos x de núcleos de galaxias activas

 Emisión de gas caliente en cúmulos de galaxies

• 1978: Observatorio de rayos x “Einstein”

– Primeras imágenes de alta resolución

– Barridos profundos de algunas zonas del cielo

 Detección de rayos x de galaxias normales y de todos tipos de estrellasHistoria de rayos x

• 1990-1999: Rosat (Röntgen Satellite)(Alemania, UK, EEUU)

– Barrido del cielo y observaciones dedicadas  150000 fuentes

– Sensibilidad 1000 veces mayor que UHURU

– Podía hacer imágenes

• 1999: Chandra x-ray laboratory (nombre en honor de

Chandrasekhar) (NASA)

– 0.1-10 keV

– Resolución espacial: <1’’

• 1999: XMM-Newton (ESA)

– Alta sensibilidad (> 3 veces Chandra)  bueno para espectroscopía

– Observaciones simultaneas de rayos x y óptico

– Resolución espacial en rayos x: 6’’Historia de rayos γ

• 1967: OSO III (Orbiting Solar Observatory)

– detectó emisión de la Vía Láctea

• 1972: SAS-2 (Small Astronomy Satellite 2):

– Determinó la componente en rayos gama de la emisión difusa celeste

– Relación entre emisión de rayos gama y estructura galáctica

• 1975: COS-B:

– Mapa de la emisión de la Vía Láctea en rayos gama

– Descubrió unos 25 fuentes de rayos gama (pulsares en remanentes de

supernova de Cangrejo y Vela, y cuasar 3C 273)

• 1991 – 2000: Compton Gamma Ray Observatory (CGRO)

– Primer gran telescopio de rayos γ

– Estudio fenómeno de estallidos de rayos γ: tienen distribución isótropo

– Núcleos de galaxias activos son fuentes de los rayos cósmicos más

energéticosHistoria de rayos γ

• 1996: Beppo Sax (Italia, Países Bajos)

• Resolución angular de 5’

– Mejor identificación espacial de estallidos de rayos gamma

– Primer observación de emisión siguiente al estallido de rayos gamma

(“afterglow”) en rayos x

• 2002: Integral (International Gamma-Ray Astrophysics

Laboratory) (ESA)

– Puede hacer observaciones simultaneos de rayos γ, x y ópticos

– Resolución espacial entre 3’ y 12’Telescopios de rayos X

• Se usan detectores parecidas a rayos γ para energías altas o

telescopios parecido al óptico para energías bajas

• Pero: Reflexión solamente posible con ángulos pequeñosTecnología: rayos γ

• Espejo no son posible, radiación penetra material

• Se usan detectores de partículas (detectores de chispas,

cameras de gas, contador de Geiger)

• Posible funcionamiento: producción de ee

+

y detección de estas

partículas

• Generalmente baja resolución

– Primer telescopio: unos 20 Grados,

– Ahora: varios minutos de arco

– Mejor resolución posible

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