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)