Maite Ceballos

Instituto de Física de Cantabria (CSIC-UC)

FERROL 2004

Agradecimientos

• Grupo de Astronomía de Rayos X @ IFCA: Xavier Barcons, Francisco Carrera, Silvia Mateos, Amalia Corral, Jacobo Ebrero, Ludolfo Caíña

Un paseo por el Universo de altas

energías...

El Sistema Solar

Venus y Jupiter

Credit: NASA/MPE/K.Dennerl et al.

Credit: X-ray: NASA/SWRI/R.Gladstone; UV:NASA/HST/J.Clarke et al.; Optical:NASA/HST/R.Beebe et al.)

El Sol

Estrellas

NASA/HST/J.Morse/K.Davidson

Eta Carinae

MDM/R.Fesen

Remanentes de Supernova Cas A

Animation: CXC/D.Berry & A.Hobart

Púlsares

Optico

Binarias con acreción

Illustration: ESA

La Vía Láctea vista desde “fuera”…

Credit: S.Digel & S.Snowden (USRA/LHEA/GSFC),ROSAT Project,MPE,NASA

ROSAT All-Sky Survey

…y desde dentro

Animation: CXC/A.Hobart

El Centro Galáctico en rayos X

Animation: CXC/A.Hobart

Galaxias Normales

NGC 253

Galaxias Activas

Image Courtesy of ESA

An

ima

tion

: C

XC

/A.H

ob

art

Cúmulos de galaxias

El fondo de Rayos X

El Lockman Hole

Procesos físicos en Astrofísica de altas energías

Radiación Synchrotron

Ingredientes:• Campo Magnético• Electrones Relativistas

Remanentes de supernovas, jets cósmicos, ...

Bremsstrahlung

Ingredientes:

• Gas total or parcialmente ionizado

• Temperatura T> 106 K

Cúmulos de galaxias

Scattering Compton Inverso

Ingredientes:

• Electrones muy energéticos

• Fotones

Alrededores de agujeros negros, estrellas de neutrones

Líneas de Emisión ...

CXC/M.Weiss

... y absorción

Telescopios de rayos X

Colimadores

• Campo de visión limitado por las paredes metálicas que absorben la radiación “fuera del eje”

• No sensitividad a ángulos >max

a

h

max

Óptica de incidencia rasante• Incidencia perpendicular de rayos X sobre una

superficie reflectante absorción.

• Incidencia rasante: reflexión total <cr

• A grandes E, cr es menor (cr ~1º a 1 keV para Au)

Wolter – I

252015105

Cobertura multi-capa

• Mejorar reflectividad de fotones de altas energías

• Alternar capas de varios espesores e índices de refracción

Anidamiento de espejos• La reflexión se produce solo en un anillo, por tanto la

parte central se pierde• Anidando espejos se recupera la parte central

óptica MCP (“Lobster

eyes”)• Muchas aperturas

de poro una al lado de otra

• Con superficies curvadas se pueden alcanzar grandes ángulos sólidos

Espectros: espectrómetros de dispersión por difracción

RGS (XMM-Newton)

Detectores e instrumentos

pixe

l bo

unda

ry

Charge packetp-type siliconn-type silicon

SiO2 Insulating layer

Electrode Structure

pixe

l bo

unda

ry

inco

min

gph

oton

s

Contador Proporcional Placa Microcanal

MicrocalorímetroCCD

Historia de la Astrofísica de Altas energías

Riccardo Giacconi (Genoa 1931)

1962

2002

Los comienzos...

18-June-1962: Giacconi y colaboradores lanzan un cohete Aerobee a más de 80 km de altitud durante > 5 minutos con 3 detectores de rayos X

Objetivo: detectar rayos X del Sol reflejados en la Luna

Dos descubrimientos sorprendentes:Una fuente de rayos X extremadamente brillante, muy discreta en el óptico (Sco X-1)•Radiación difusa desde todas direcciones en el Universo (el

Fondo cósmico de rayos X)Y por supuesto, ni rastro de la Luna…

… hasta 1990!

Sco X-1

FRX

Los primeros pasos ...

• 1962: Descubrimiento de Sco X-1 y del Fondo Cósmico de rayos X

• 1962-1970: Cohetes con detectores• 1970-1980: colimadores en órbita (resolución ~

grados) • 1980-1990: Primeros telescopios de rayos X de poca

energía (Einstein, EXOSAT)• 1990-actualidad: Primeros telescopios de rayos X

muy energéticos (Chandra, XMM-Newton) y observatorios de rayos (Granat, CGRO, Integral)

Colimadores en órbita: UHURU

• Lanzado el 12 Dic 1970 desde Kenya

• Carga útil de 56 kg!• Barrido de todo el cielo a

una resolución de varios grados

• Primer catálogo con cientos de fuentes de rayos X

UHURU(1970-73)

Fotografía del satélite Uhuru cortesía de SAO

HEAO-1

• Barrido de todo el cielo en 2-60 keV con varios instrumentos.

• Posiciones de fuentes brillantes con un colimador de resolución 1 arcmin

• Intensidad y espectro del fondo de rayos X

NASA

Einstein

• IPC: Imaging Proportional Counter• HRI: High Resolution Imager• SSS: Solid State Spectrometer• BCS: Bragg Crystal Spectrometer

Observatorio Einstein (1979-83)

•0.3-3.5 keV •Primeros 'muestreos' profundos•Cielo Extragaláctico

NASA

ROSAT

• PSPC: Position Sensitive Proportional Counter

• HRI: High Resolution Imager

ROSAT (1990-99)

•0.1-2.4 keV •Muestro de todo el cielo (6 meses)•10 años de observaciones con apuntado

Germany/US/UK

ASCA

• SIS0 & SIS1 (detectores CCD)– Campo de visión 20’

• GIS1 & GIS2 (contadores proporcionales)– Campo de visión 50’

ASCA(1993-2001)

•0.5-10 keV (focal muy larga)•Resolución espejos 2-3'•Primer observatorio en rayos X duros: líneas Fe

Primera línea ancha del Fe detectada enMCG-6-30-15

Japan

Rossi X-ray Timing Explorer (RXTE): 1995-

• Muy buena resolución temporal

• Banda de energía ancha (2-200 keV)

• Limitada información posicional

• Diseñado para observar fuentes brillantes en modo temporal

Los grandes observatorios

Chandra/NASA XMM-Newton/ESA

Chandra

• NASA: (23-VII-1999, Columbia)

• Alta resolución espacial (0.5'')

• ACIS: CCDs• HRC: MCP

• HETG + ACIS-S• LETG + HRC-S

Chandra Deep Field-South

NASA/JHU/AU/R.Giacconi et al.

XMM-Newton

XMM-Newton

• ESA (10-XII-1999): Moderada resolución espacial (~12-15”), resolución espectral media, capacidad imagen sobre 0.2-12 keV y gran campo de visión.

• Espectroscopia de media-alta resolución

• Optimizado para espectroscopía de rayos X y muestreos

Instrumentos: EPIC• Imagen espectroscópica en la banda

0.2-12 keV • 2 MOS + 1 pn• Campo de visión: 30 arcmin

Instrumentos: RGS

• Espectroscopía dispersiva • RGS1 + RGS2• Alta resolución espectral

Instrumentos: OM• Optico/UV equipado con rendijas, filtros y detector (contador)• Campo de visión: 17’• PSF~1.3-2.5”• Sensitividad (1000 seg)~ 23.5 mag

El Survey Science Centre (SSC)

Tareas:• Desarrollo de SAS

(Science Analysis Software) junto con SOC (Science Operations Centre)

• Procesado en cadena de todos los datos

• Dirigir un programa de identificacion de fuentes “extra” de rayos X (incl catalogo de fuentes)

XMM-Newton SOC Procesado en cadena:Productos

XMM-NewtonScience Archive

XMM-Newton flujo de datos

PI

PPS: Procesado en cadena de los datos

Control de calidadde los productos

IFCA Santander

XID: El muestreo de fuentes “extra” de XMM-Newton

• Cada nuevo apuntado de XMM-Newton se descubren ~30-150 fuentes “extra” de rayos X

• Unas 50,000 nuevas cada año• XMM-Newton SSC tareas:

– Identificaciones– Catálogo de fuentes

Chandra versus XMM-Newton

XMM-Newton:• Área espejo 0.4 m2

• Resolución espacial 15’’ HEW• Sensibilidad límite: 10-15 erg cm-2 s-1

Chandra:

• Área espejo 0.08 m2

• Resolución espacial 0.5’’ HEW• Sensibilidad límite: 10-16 erg cm-2 s-1

Grandes éxitos de Chandra

Credit:NASA/ESA/JHU/R.Sankrit & W.Blair

Remanente de Supernova de Kepler

XMM catálogo de fuentes

XMM-Newton grandes éxitos

Credit:L.P.Jenkins et al 2004;ESA

GRB011211

XMM grandes éxitos (II)

Credit:ESA/XMM-Newton/P.Henry et al. Credit:ESA/XMM-Newton/P.Henry et al.

Abell 754

Credit: NASA

Misiones Futuras

ASTRO-E2:futuro inmediato

• JAXA (Japan)/NASA (USA)

• Resolución espacial + alta resolución espectral (microcalorímetros)

• Recuperación de ASTRO-E (10-Feb-2000).

Los grandes observatorios: CONSTELLATION-X

• Misión NASA para realizar imagen espectroscópica de alta resolución.

• Objetivos: estudio físico detallado de fuentes de rayos X de medio flujo.

• Super-XMM-Newton• Lanzamiento 2013-2015

Los grandes observatorios:XEUS

• Gran observatorio de rayos X, módulos de espejos (MSC) y detectores (DSC) separados (alineamiento activo 50 m)

• Banda ancha de respuesta 0.1-50 keV, 5” (objetivo 2”)

• Instrumentos:– Gran FOV CCD/DFET (5’-10’)– Cryo 1’ imaging spectrographs

XEUS: Objectivos Científicos• Tema 1: Origen y crecimiento de los priemeros

agujeros negros masivos en el Universo temprano

• Tema 2: Formación de los primeros sistemas dominados por materia oscura y gravitacionalmente ligados (pequeños grupos de galaxias y su evolución)

• Tema 3: Caracterización delmedio intergaláctico

• Tema 4: Evolución de la síntesis de los metales

Astrofísica y Cosmologíadel Universo profundo

CONSTELLATION-X vs XEUS

• 4 telescopios

• 3 m2 área efect. @ 1 keV

• 15” (--> 5”) res angular

• FOV 2.5’

• Res Espectral 2 eV

• Sensibilidad límite ~ 10-15 erg cm-2 s-1

• Misión Espectroscópica para fuentes brillantes locales

• Único telescopio

• 30 m2 área efect.@ 1 keV

• 5” (--> 1”) res angular

• FOV 1’(CIS), 5-15’ (WFI)

• Res espectral 2 eV

• Sensibilidad límite ~ 4 10-18 erg cm-2 s-1

• Misión de imagen y espectroscopía para el Universo débil y distante

CONSTELLATION-X XEUS

SuperXMM-Newton

(40 x)

UltraChandra(375 x)