“De MILAGRO a miniHAWC”
Ma. Magdalena González
Instituto de Astronomía, UNAM

El experimento MILAGRO

Resultados mas importantes de
MILAGRO

Siguiente generación, miniHAWC
como prototipo de HAWC
Milagro Observatorio de Rayos Gama @ 2630 de altura en Los Alamos, NM
R.Atkins,1,2 W. Benbow,3,4 D. Berley,5 E. Blaufuss5, D.G. Coyne,3 T. DeYoung,3,5
B.L. Dingus,6 D.E. Dorfan,3 R.W. Ellsworth,7 L. Fleysher,8 R.Fleysher8,
M.M. Gonzalez,1,14 J.A. Goodman5, E. Hays5, C.M. Hoffman,6 L.A. Kelly,3
C.P. Lansdell,5 J.T. Linnemann,9 J.E. McEnery,1,10 A.I. Mincer,8 M.F. Morales,3,11
P. Nemethy,8 D. Noyes,5 J.M. Ryan,12 F.W. Samuelson,6 P.M. Saz Parkinson,3
A. Shoup,13 G. Sinnis,6 A.J. Smith,5 G.W. Sullivan,5 D.A. Williams,3 M.E. Wilson,1 X.W.
Xu6 and G.B. Yodh13
1.
2.
3.
4.
5.
6.
7.
8.
9.
10.
11.
12.
13.
14.
Department of Physics, University of Wisconsin
Current Address: Department of Physics, University of Utah
Santa Crux Institute for Particle Physics, University of California, Santa Cruz
Current address: Max-Plank-Institute fur Kernphysik
Department of Physics, University of Maryland
Los Alamos National Laboratory
Department of Physics and Astronomy, George Mason University
Department of Physics, New York University
Department of Physics and Astronomy, Michigan State University
Current address: NASA Goddard Space Flight Center
Current address: Massachusetts Institute of Technology
Department of Physics, University of New Hampshire
Department of Physics and Astronomy, University of California, Irvine
Instituto de Astronomia, UNAM
MILAGRO







Detector de luz Cerenkov en el
agua. Reservorio de 60m x
80m x 6m.
2600m altura sobre nivel del
mar
898 foto-multiplicadores
 450(superior)/273(inferior)
en el reservorio de agua.
 175 tanques de agua (2.5m
diámetro y 1m profundidad)
fuera del reservorio.
3.4x104 m2 (área física)
1700 Hz tasa de disparo
0.5o resolución
> 90% de protones
discriminados y ~50% de
gamas retenidos
10 m
Dentro de MILAGRO
Como funciona Milagro?
• Detecta la cascada de partículas a partir de la
luz Cerenkov que ésta emite en el reservorio
de agua filtrada.
• La dirección de la cascada es reconstruida
dentro de 0.5 grados de la dirección original a
partir de la diferencia en los tiempos de
disparo de cada PMT.
• Tasa de disparo debido principalmente a
cascadas de rayos cósmicos.
• El campo de visión es ~2 sr y el ciclo activo es
de ~ 95%
e
m
g
8 meters
50 meters
80 meters
Identificación de cascadas

Npmt > 20, 53, 74 en 200ns(determina sensibilidad a menores
energías, 100GeV)

“Risetime”, tiempo entre que 12.5% y 88.5% de los tubos son
disparados. Discrimina muones casi transversales. Disminuye la
tasa de disparo. Risetime <50, 87.5ns

Determinación del ángulo de incidencia es iterativo y requiere de al
menos 20 pmts

El centro de la cascada se determina calculando el centro de masa
de los pmts disparados (en reservorio o en tanques) pesados por
PEs. La fracción de tanques disparados sobre pmts en el reservorio
indica si el centro esta dentro o fuera del reservorio.
Corrección por curvatura
Error en la determinación de la posición del
centro de la cascada vs posición verdadera
desde el centro del reservorio
Core Error (meters)
Without Outriggers
Frente de la cascada curvo
7ns/100m
Core Distance (meters)
Core Error (meters)
With Outriggers
Core Distance (meters)
Real Data
Gamma MC
Proton MC
Discriminación de cascadas
hadrónicas
Core on pond, but not
identified as gamma event
C 
NBottom (  2 PEs )
PE max ( Bottom )
Retiene 50% gs y 9%
protones,
Q  g /
 h  1 .6
Sensibilidad de Milagro a la nebulosa Crab
Pre-tanques– datos desde
2000
• Optimizado con
simulaciones de MC
• Publicado (ApJ 595,
803 (2003))
• Sensivilidad: ~4.7s/año
para la Crab
• 10.0s para 4.5años
Post-tanques – datos
desde 2003
• Buena reconstrucción
angular para centros
fuera del reservorio.
• Sensibilidad: ~8s/año
para la Crab
• 9.7s para 1.5años
Últimos 6 meses – datos
desde 2003
• incluye probabilidad de
ser gamma
• incluye error en
determinación de
dirección
• optimización de bin
Mejor discriminación de
hadrones
• 12s para 1.5años
Observación del plano
galáctico
• EGRET Diffuse Flux
> GeV
• Milagro Exposure
(TeV)
Outer
Galaxy
Inner
Galaxy
Cygnus region
Selección de una
región del plano
galáctico optima
para la detección de
emisión difusa
predicha por
observaciones de
EGRET.
Inner Galaxy bin
l = [20,100]
b = [-5,5]
Observación predicha
de MILAGRO a partir
de observaciones de
EGRET
Significancia de
MILAGRO
Galactic Latitude
Resultados de MILAGRO: 3 Años de exposición
Galactic Longitude
(ref. Seth Digel)
Plano Galáctico visto con gamas de TeVs
E-2.51±0.05
Primera observación del
plano galáctico en TeVs.
Publicado en PRL 2005
Fuentes puntuales después de 4.5 años de operación.
Tres fuentes puntuales son observadas
Significancia Crab
10.0s
Significancia Mrk421
5.4s
Punto en la región de Cygnus 5.9s
Mrk421
Cygnus Region
Mrk421
Crab
nuevo análisis
13.6s
4.5s
11.6s
Crab
Cygnus
Morfología de la región mas profunda de la Galaxia observada
Líneas de contorno:
Predicción tomando
en cuenta el emisión
difusa de EGRET y
densidad de
materia.
Cruces: Fuentes no
identificadas de
EGRET
Círculos:
Remanentes de
Supernovas
Morfología de la Región del Cygnus
Líneas de contorno: Predicción tomando en cuenta el emisión difusa de EGRET y
densidad de materia.
Cruces: Fuentes no identificadas de EGRET
Círculos: Remanentes de Supernovas
Fuente
extendida:
a=-2.2
Consistente
con fuente de
rayos cósmicos
Emisión
Difusa:
a=-2.7 !!
Igual a local
rayos cósmicos
locales
a: índice de la
diferencial del flujo de
fotones
GRBs. Componente a altas energías (>1 MeV)
Observación de EGRET-BATSE
exhibe una nueva componente
(10-200MeV) de espectro duro y
flujo de energía comparable con
el de keV.
GRB940217
(Gonzalez, 2003 Nature 424, 749)
GRB941017
Fotón de 20GeV observado 1hr después de la
emisión a keVs.
(Hurley, 1994 Nature 372, 652)
Milagrito observó
emisión E> 650 GeV
mayor a la predicha
por la extrapolación
del espectro
observado a keVs
(Atkins, 2003, Ap J 583
824)
GRB970417
Destellos de rayos gama
Destellos observados por:
 SWIFT 2/semana
 GLAST GBM 4/semana con ~4o
de error angular
 GLAST LAT (10 g  30 MeV)
~1/semana ~1/mes (rápida
posición)
 EAS ~1 GRB/semana dentro del
campo de visión
 MILAGRO ha buscado emisión
simultanea de
~20 SWIFT GRB
~20 BATSE & HETE GRB
Flujo de energía correspondiente a una detección de
No se ha observado emisión

5σ de un destello de rayos gama con angulo zenital
menor a 20 grados y posicion conocida.
Resultados de MILAGRO para destellos de
rayos gama




Para destellos de posición conocida y dentro del campo de
vision de 20 grados, no se ha observado emisión simultanea
a la de keV. Solo 2 GRBs con pequeño redshift. Se han
establecido limites superiores para la emisión.
3 búsquedas para 3 diferentes escalas de duración
(cubriendo desde ms a 200s) están implementadas. No se ha
observado emisión a TeV de fuentes transientes. Resultado
consistente con distribución de redshifts para destellos de
rayos gama. Se han establecido limites superiores para la
emisión.
Se esta trabajando en una búsqueda de emisión a TeV
simultanea a las ráfagas en rayos X observadas por SWIFT.
También se trabaja en implementar la búsqueda de emisión
retardada a la observada en keVs.
Se esta buscando emisión a energías de TeV para ráfagas en
rayos-X de destellos cortos observadas por SWIFT.
X7-Class flare Jan. 20, 2005

GOES proton data




>10 MeV
>50 MeV
>100 MeV
Milagro scaler data



> 10 GeV protons
~1 min rise-time
~5 min duration
Otros Análisis

Estudio de blazares. Limites superiores (publicación en
preparación)

Estudio de ráfagas solares usando las tazas de disparo
de cada pmt.

Aniquilación de neutralinos en los alrededores del sol.
Limites al espectro. (Publicado PhyRevD)

Anisotropía en el flujo de rayos cósmicos. (publicación
en preparación)

Búsqueda de emisión retrasada y simultanea a la
emisión en keVs en destellos largos. Emisión simultanea
a las ráfagas en rayos X que ha visto SWIFT en
destellos cortos.
MILAGRO
PROS:
- detector capaz de hacer un mapa del cielo de
emision a TeVs.
- Puede observar fuentes transientes
- Puede observar fuentes extensas
CONTRAS:
- Alto valor para la energía umbral. Decrece el
numero de GRBs observados.
- No suficientemente grande. Discriminación de
hadrones todavía muy alto y perdida de
sensibilidad especialmente para fuentes de
larga duración.
Diferentes técnicas de detección de rayos gama
Alta sensibilidad
HESS, MAGIC, CANGAROO, VERITAS
Gran área efectiva (100,000m2)
Excelente Discriminación del
fondo no electromagnético
Bajo ciclo activo y pequeño
campo de visión (~5 grados)
Buena resolución en energía
Estudio de fuentes conocidas
Observación de zonas limitadas
del cielo
Baja energía de umbral
EGRET/GLAST
Gran campo de vision y ciclo activo
Milagro, Tibet, ARGO, HAWC
Pequeña área efectiva(8,000cm2)
No requiere de discriminación
~100% ciclo activo y mayor campo
de visión (~60 grados)
Moderada área
efectiva(80,000m2)
Buena discriminación del fondo
no electromagnético
~95% ciclo activo y gran campo
de visión (~90 grados)
Mapa del cielo sobre el detector
Fuentes extendidas
Fuentes transitorias
Física Solar
Energías < 10 GeV mapeo del
cielo
Física de AGN
Fuentes transitorias (GRBs),
E < 300 GeV
Situación actual y futura
Pre 2000
• < 10 fuentes observadas
2003-2005
• HESS descubre 15 fuentes
nuevas en búsqueda en el
Plano Galáctico (60 grados)
• La
mayoría
fuentes
extendidas con espectro
duro.
• Espectro del los AGNs
restringe el fondo infrarrojo.
Futuro
• VERITAS, MAGIC, HESS y
Cangaroo operando (dos
telescopios por hemisferio)
EGRET 1991-2000
• 172 fuentes de 271 sin contrapartes
de a energías mas bajas.
• 70 AGN, 5 pulsares y 4 GRBs
GLAST 2007- 2012
• 5000-10000 fuentes
• Active Galactic Nuclei, Pulsars,
Gamma-Ray
Bursts,
Supernova
Remnants, Pulsar Wind Nebula, Xray Binaries, Galaxy Clusters, Stellar
Mass Black Holes, Molecular Clouds,
Starburst Galaxies, Radio Galaxies, ?
• La mayoría de estas fuentes serán
no-identificadas pero con posiciones
conocidas dentro de unos cuantos
arco-minutos.
2000-2005
• Tibet AS (4300m, arreglo de
centelladores plásticos) detecto el
Crab
• Milagro (2650 m) detecto Crab,
Plano Galáctico y la región de
Cygnus.
Futuro
• miniHAWC sensibilidad 15 veces
mejor que Milagro
• Mapa de emisión difusa del plano
galáctico y nubes moleculares.
• Limites a la emisión de GRBs.
• Monitoreo e identificación de
fuentes observadas por GLAST.
• Búsqueda de nuevas fuentes.
HAWC,
High Altitude Water Cherenkov
experiment.
Milagro:
450 PMT (25x18) shallow (1.4m) layer
273 PMT (19x13) deep (5.5m) layer
175 PMT outriggers
Instrumented Area:
PMT spacing:
Shallow Area:
Deep Area:
~40,000m2
2.8m
3500m2
2200m2
HAWC:
5625 or 11250 PMTs (75x75x1,2)
Single layer at 4m depth or 2 layers
at Milagro depths
Instrumented Area:
PMT spacing:
Shallow Area:
Deep Area:
90,000m2
4.0m
90,000m2
90,000m2
miniHAWC, mini High Altitude Water Cherenkov
experiment.
HAWC:
5625 or 11250 PMTs (75x75x1,2)
Single layer at 4m depth or 2
layers
at Milagro depths
Instrumented Area:
90,000m2
PMT spacing:
4.0m
Shallow Area:
90,000m2
Deep Area:
90,000m2
Demostrar que
la tecnología de
HAWC funciona
a bajo costo.
Utiliza la
instrumentación
de MILAGRO.
miniHAWC:
841 PMTs (29x29)
5.0m spacing
Single layer with 4m depth
Instrumented Area:
90,000m2
PMT spacing:
4.0m
Shallow Area:
90,000m2
Deep Area:
90,000m2
Cual es la Sensibilidad de miniHAWC?
Respuesta: ~15x Milagro para fuentes puntuales tipo Crab
>15x Milagro para fuentes con corte en el espectro.
(GRBs, fuentes muy lejanas)
~10x Milagro para fuentes difusas extensas.
Capacidades:
 Mapeo detallado de la estructura del Plano Galactico
 Detección del Crab diaria
 Monitoreo de emisión transiente y muy variable de AGNs.
 Detección o restricción de emisión en GRBs
 Posible monitor terrestre de GRBs.
Milagro, miniHAWC, HAWC
Median
Energy
Angular Time for 5s mCrab/d mCrab/mo
on Crab
ay @ 5s nth@ 5s
Res.
mCrab/y
ear @
5s
Milagro w/o
outriggers
3 TeV
0.75o
1.1 years
21,000
3,800
1,200
Milagro
3 TeV
0.5o
½ year
13,000
2,500
700
miniHAWC
700 GeV
0.4o
2 days
1,700
300
70
HAWC
250 GeV
0.3o
½ hour
300
50
15
Sierra Negra????
Agenda

Determinación del sitio, Junio 2006 (México, Bolivia y Tibet)

Propuesta para el NSF, Sep. 2006

MILAGRO tomará datos hasta el verano del 2007.

Preparación del sitio para miniHAWC, otoño 2007.

Mudanza e instalación de electrónica de MILAGRO, enero 2008.

Otoño 2008 comienza operaciones.

Tiempo de operación de 5-10 años
Sierra Negra
VENTAJAS:
Carretera al sitio, hay energía eléctrica y habrá
muy pronto comunicación vía fibra óptica (GTM),
altura de ~4100m, espacio para la expansión a
HAWC
A resolver:
• Agua para el reservorio. Equivalente a un año
de agua para comunidad local.
• Cotizaciones de la construcción del reservorio.
• Permiso para construcción de edificio.
• Colaboración Mexicana
Investigadores Involucrados en instituciones mexicanas
- Instituto de Astronomía, UNAM.
Ma. Magdalena González, Dany Page
BUAP
Humberto Salazar, Oscar Martínez, Cesar Álvarez
INAOE
Alberto Carramiñana
IFUNAM
Ruben Alfaro
CINVESTAV
Arnulfo Zepeda
Investigadores Interesados en participar en instituciones mexicanas
- Universidad de Michoacán
Luis Villaseñor
IFUNAM
Andres Sandoval, Ernesto Belmont y Arturo Menchaca
Instituciones con posibles interesados en participar
IAUNAM, IFUNAM, ICNUNAM, IGeoUNAM, CINVESTAV, Universidad
del Estado de Mexico
Conclusiones







Mini-HAWC sería el primer detector de altas energías en
México a muy corto plazo.
miniHAWC es para México un experimento de tipo BBB.
(bueno, bonito y barato, ~3MDD, en su mayoría
financiado por la NSF).
Promete resultados nuevos y excitantes en un campo de
frontera.
Fomenta la colaboración inter-institucional.
Datos accesibles a toda la colaboración sin tiempos de
observación restrictivos.
Formación de recursos humanos.
Posible colaboración mexicana: hardware, electrónica,
simulaciones, calibración, reducción de datos, análisis y
propuestas de nuevas fuentes a observar.
Aceleradores Astrofísicos de rayos gama
Hoyo negro
emitiendo un jet
relativista de
partículas.
8-10 en TeV, ~60 en
GeV
HESS TeV
+ x-ray
HST Image of M87 (1994).
Optico
Estrella de neutrones
rotando y alimentando
un viento relativista.
4-5 en TeV
Chandra
Rayos X
Chandra Image of Crab
Remanente de
supernova Vela Jr vista
en TeVs.
4 en TeV
Remanentes de Supenova
Vela
Centros Activos de
Galaxias
Dispersion
Inversa de
Compton
Segunda componente depende de
Angulo de visión, campo magnético,
velocidad de partículas y tipo de
partícula.
Cascadas
hadronicas.
e, m y p
Aceleradores Astrofísicos de rayos gama de
fenómeno no entendido. Destellos de Rayos
Gama.
Coalescencia de un sistema
binario de estrellas de
neutrones
Estrella masiva colapsando
en un hoyo negro.
Caricatura de
destellos cortos
Cálculo Numérico
Chandra Image of Crab
Búsqueda de fuentes no puntuales en datos de
MILAGRO después de 4.5 años de operación
Tamaño del Bin optimo para fuentes extensas
de ~5o es 5.9O
Milagro
FOV
Significancia de la region de Cygnus: 9.1s
Después de corrección por trials: >7s
La region de Cygnus Region es la fuente mas
brillante en TeVs en la parte norte del cielo.
Crab
Cygnus Region
Distribución del exceso
galáctico como función de
la latitud.
Region incluyendo Cygnus, l = 20O-100O
Significancia 7.5s
Region excluyendo Cygnus, l=20O-75O
Significancia 5.8s
Galactic longitude 20-75 excludes Cygnus region
s=1.42 +/- .26
Galactic longitude 20-100 includes Cygnus region
Morfología de la región de Cygnus
 Convolución
de exceso en la región de Cygnus
con la resolución angular de Milagro (PSF=0.75O).
 Se aprecia estructura en la region
HEGRA detected TeV
Source: TEV J2032_4130.
EGRET Diffuse Model
PSF
Fuentes no identificadas de EGRET en la
región de Cygnus
3er Catalogo de EGRET
Catalog. Fuentes con 2σ
circulo de error
1
2
3
4
5
6
7
3EG J2016+3657
3EG J2020+4017
3EG J2021+3716
3EG J2022+4317
3EG J2027+3429
3EG J2033+4118
3EG J2035+4441
F > 100 MeV/cm2s
(34.7 ± 5.7) x 10-8
(123. ± 6.7) x 10-8
(59.1 ± 6.2) x 10-8
(24.7 ± 5.2) x 10-8
(25.9 ± 4.7) x 10-8
(73.0 ± 6.7) x 10-8
(29.2 ± 5.5) x 10-8
g
2.09
2.08
1.86
2.31
2.28
1.96
2.08
7
4
6
2
3
500mCrab (Puede ser una
fuente extendida)
1
5
Componente a altas energías (>1 MeV)
Observación de EGRET-BATSE
exhibe una nueva componente
(10-200MeV) de espectro duro y
flujo de energía comparable con
el de keV.
GRB940217
(Gonzalez, 2003 Nature 424, 749)
GRB941017
Fotón de 20GeV observado 1hr después de la
emisión a keVs.
(Hurley, 1994 Nature 372, 652)
Milagrito observó
emisión E> 650 GeV
mayor a la predicha
por la extrapolación
del espectro
observado a keVs
(Atkins, 2003, Ap J 583
824)
GRB970417
Otros Procesos de Producción de rayos gama de alta
energía
 Aniquilación de Partícula-antipartícula


WIMP neutralino, c, postulado por SUSY
50 GeV< mc2< ~ TeV
c
c

q
o gg o Zg
q lineas?
Evaporación de hoyos negros primordiales
 Su masa decrece debido a la radiación de Hawkings, la
temperatura aumenta causando una evaporación mas rapida
de su masa.
 La temperatura aumenta hasta ser suficiente para crear un
plasma de quark y gluones emitiendo un destello de rayos
gama
Procesos que producen rayos gama

Procesos radiativos:

Radiación Sincrotón


Dispersion Inversa de Compton


E f ~ (Ee/mec2)2 E i
Bremmstrahlung


E g a (Ee/mec2)2 B
Eg~½Ee
Cascadas Hadronicas

p + p - p± +po +… - e ± + n + g
+…

p + g - p± +po +… - e ± + n + g
+…
Arreglo de el Tibet



4300m altura
Arreglo de centelladores
497 detectores





0.5m2 de área cada uno
5mm de plomo sobre cada
uno
5.3x104 m2 (área física)
680 Hz taza de disparo
0.9o resolución angular
Comparacion con EGRET > 1 GeV
• Smooth EGRET >1 GeV g-rays
by EGRET’s E dependent psf
• EGRET sources 1 & 3 have hard
spectrum of 1.86 and 2.09
• Milagro flux is ~ 1 s below
extrapolation of combined 2
source EGRET spectrum
• Neither EGRET source is
variable
• Proposed Counterparts of the 2
EGRET sources
Blazar 2Jy@ 5GHz (Mukherjee
et al. 2000, Halpern et al. 2001)
Young Pulsar with Nebula
(Roberts et al. 2002)
7
4
6
2
3
5
1
Slice of EGRET Data




Cut on the Dec.
band around
Milagro’s bright
spot
2 point sources
or 1 extended
source?
EGRET catalog
sources were fit
as point sources
ONLY
How close
together can
2nd
point
source
1 point source as
determined from
Crab obs
Galactic Diffuse
Fastest Transient Sources:
Gamma Ray Bursts
Rapid Variability
 Unpredictable
Direction
 ~ 1 /day/ 4p sr

Model Predictions for GRBs
Razzaque, Meszaros & Zhang 2004



VHE Prompt
emission
constrains bulk
Lorentz factors
due to opacity in
source
VHE early
afterglow probes B
field and electron
energy densities
VHE lightcurve
HAWC
Median Energy
Zhang & Meszaros 2001
1min
1 hr
1 day
1month
HAWC
Median Energy
Searching Milagro data for VHE
transients
Milagro data searched within 4 seconds for
transients
 Model dependent limit on VHE fluence from GRBs
(1) Assumptions:
Eiso
redshift
T90
(3) Upper Limit
on VHE
Emission:
 Searching
Satellite
Detected
GRBs
with
~ 2/
month in Milagro’s f.o.v.

(2) Predictions:
Transients from the Sun



Coronal mass
ejections are an ideal
laboratory to study
particle acceleration
in the cosmos
By monitoring the
singles rates in all
PMTs we are
sensitive to “low”energy particles (>10
GeV)
Milagro has detected
X7-Class flare Jan. 20, 2005

GOES proton
data
>10 MeV
 >50 MeV
 >100 MeV


Milagro scaler
data
> 10 GeV
protons
 ~1 min rise
Destellos de Rayos gama
Muerte de estrellas
 E = 1051-53 erg
 Duración bi-modal 30ms200s
 Emisión inicial en keV
 Emisión retardada en
óptico, X y radio
Proceso(s) radiativo(s)
responsible(s) de la
emisión inicial???

Milagro
Tibet III
Primera Generación de
Arreglos para detectar cascadas atmosféricas de partículas
HEGRA observo una fuente puntual un-identificada a
TeV sin contrapartes observadas. Fuente: TEV
J2032+4130
HEGRA detecto una fuente de 30 mCrab en la región de Cygnus.
 La sensibilidad de Milagro a fuentes puntuales no es suficiente para detectarla.
 El exceso de la emisión difusa de la región contribuye con 1 o 2 mCrab al ruido de HEGRA.
Cygnus es la región mas brillante del hemisferio norte y los detectores de cascadas atmosféricas
difícilmente la detectan.
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HEGRA Data
Plano Galáctico visto con gamas de TeVs
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EGRET data
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Rayos cósmicos interactúan con
materia en la galaxia produciendo
p que decaen en g
El espectro de los rayos gamas
que provienen del plano galáctico
depende del origen de los rayos
cósmicos.
EGRET observó un exceso de
rayos gama con energías entre 120 GeV.
Después de 20 años de
búsqueda, MILAGRO reporta la
primera observación de rayos
gama a TeV con una significancia
de 4.5 (publicado en PRL).
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MILAGRO, Observando el universo en TeVs