El diseño y funcionamiento de HAWC

Figura 6.

HAWC será un arreglo de 300 contenedores de agua pura de 7.3 metros de diámetro y 5m de alto (ver figura 6). Cada contenedor con tres fotosensores (ver figura 7) en su base mirando hacia arriba. Este arreglo abarcará un área equivalente de 150m x 150m. Con este diseño, HAWC será 15 veces más sensible que su antecesor. Este diseño modular que permite agregar contenedores según diferentes esquemas de financiamiento, permite además comenzar a hacer ciencia cuando se alcanza la sensibilidad de su antecesor, mucho antes de que se acabe de construir el observatorio total.

Figura 7. PMT robot

La cascada de partículas generada por la interacción de un rayo gamma con los átomos de la atmósfera viaja a velocidades cercanas a la velocidad de la luz. La mayoría de las partículas no se desvían mucho de la dirección original formando el centro de la cascada. Pero otras partículas van abriéndose, formando un frente de onda con una superficie curva. Esta superficie llegará al arreglo de tanques en diferentes lugares a diferentes tiempos. Este patrón de tiempos nos definirá la dirección perpendicular de la superficie curva y la distribución de luz Cherenkov en el arreglo nos determinará la posición del centro de la cascada. Con esta información se reconstruirá la dirección del rayo gamma original, lo que permite hacer astronomía determinando la posición de las fuentes de esta radiación.

Como se mencionó anteriormente, los rayos cósmicos cargados también producen cascadas de partículas cuando interaccionan con la atmósfera terrestre. La diferencia es que estas cascadas también contienen muones, partículas altamente penetrantes que tienden a producir más cantidad de luz Cherenkov en los contenedores que cruzan. La identificación de estos muones es la base para diferenciar las cascadas de rayos cósmicos cargados de las de rayos gamma.

Este diseño de HAWC resulta en un instrumento 15 veces más sensible que Milagro. Básicamente el aumento en sensibilidad se logra por la mayor altitud del sitio, por el incremento del área física y por el aislamiento óptico de los fotosensores. Por un lado, la energía mínima de los rayos gamma que podrá observar HAWC se reduce con el aumento de la altitud. Esto es principalmente porque hay 6 veces más partículas en las cascadas observadas a 4,100m que a 2,630m (altitud de Milagro). El incremento en área se ve reflejado en una mejor resolución angular ya que se puede determinar mejor la curvatura del frente de la cascada y la localización de su centro. El aislamiento óptico decrece el número de fotosensores disparados por luz viajando horizontalmente en el detector, lo que permite una mejor resolución angular especialmente para los rayos gamma menos energéticos. La discriminación de cascadas de rayos cósmicos se mejora con el aumento de área ya que aumenta la probabilidad de detectar sus muones.

HAWC, además de ser un observatorio de rayos gamma de muy alta energía, también será un observatorio de rayos cósmicos cargados. El éxito de HAWC está fuertemente respaldado por la operación exitosa y los resultados científicos del experimento MILAGRO.

Ciencia de HAWC

El universo observado en rayos gamma de alta energía muestra las regiones más violentas de nuestra galaxia y de galaxias más alejadas. Estos procesos son extremadamente energéticos y por lo tanto de corta duración. En ciertos casos ocurren en regiones con los campos magnéticos o gravitacionales más intensos que se conocen como en pulsares, magnetares (figura 8) y hoyos negros supermasivos. Otros son producidos por el material eyectado en explosiones de supernovas cuando a una estrella masiva se le acaba el combustible y muere. También colisiones entre estrellas de neutrones o entre hoyos negros producen rayos gamma de muy alta energía.

Figura 8. Magnetar

Las metas científicas de HAWC incluyen:

1.- La elaboración de un mapa del la emisión difusa de rayos gamma de muy alta energía de la Galaxia. Esta emisión determina el flujo de rayos cósmicos y su distribución energética en la Galaxia. Zonas con mayor emisión que la predicha por la interacción de rayos cósmicos con la materia, probablemente serán zonas de aceleración de rayos cósmicos.

2.- Determinar el espectro de los rayos gamma de muy alta energía de fuentes astrofísicas en la Galaxia para determinar si son o no fuentes de rayos cósmicos galácticos.

3.- Elaboración de un mapa del cielo en rayos gamma de alta energía para monitorear fuentes conocidas y descubrir nuevas clases de fuentes de emisión difusa y puntual de rayos gamma de alta energía.

4.- Monitoreo de Centros Activos de Galaxias que no son observados en otras longitudes de onda. Observaciones multi-frecuencia de sus ráfagas pone a prueba el ambiente de los agujeros negros supermasivos restringiendo los modelos de producción de rayos gamma de muy alta energía y los procesos de aceleración de partículas cargadas.

5.- Monitoreo del cielo para la detección de emisión temprana de rayos gamma de Destellos de Rayos Gamma.

6.- Estudio de la anisotropía local de rayos cósmicos para entender los mecanismos que la generan.