Durante los últimos años, con el aumento en la sensibilidad de los detectores de altas energías, el número de fuentes gamma ha crecido y también se ha incrementado el tipo de fuentes detectadas. Un número considerable de ellas no puede ser identificada con contrapartes conocidas en otras longitudes de onda. Las fuentes no identificadas se distribuyen mayoritariamente hacia la región del plano de la Galaxia, lo que sugiere un origen galáctico. Muchas de estas fuentes pueden conformar poblaciones de fuentes gamma aún por descubrir. Las estrellas son objetos astrofísicos muy abundantes y se concentran mayormente en el plano galáctico. Las estrellas y los sistemas que conforman cuentan con los ingredientes necesarios para acelerar partículas a energías relativistas en la mayoría de sus estados evolutivos. Además, poseen campos adecuados para que estas partículas interactúen produciendo emisión no térmica. En esta tesis estudiamos diversos sistemas como posibles fuentes gamma: estrellas fugitivas de gran masa, estrellas jóvenes de baja masa, microcuásares de gran masa, y nubes moleculares. Desarrollamos modelos teóricos de la emisión no térmica motivados por observaciones en rayos gamma u ondas de radio. Calculamos la radiación no térmica producida en las interacciones de partículas relativistas con campos electromagnéticos y materiales. Presentamos resultados generales y aplicaciones a fuentes concretas. Finalmente, analizamos si la emisión no térmica predicha por los modelos es observable por los detectores de rayos gamma actuales o en desarrollo. En las aplicaciones concretas, confrontamos la distribución espectral de energías calculada con las observaciones disponibles en todas las longitudes de onda del espectro electromagnético.

En la presente Tesis se realiza un estudio de los procesos físicos que producen la emisión electromagnética y de neutrinos a altas energías en la vecindad de agujeros negros estelares que acretan materia. Se estudia la inyección de partículas no térmicas en la corona de agujeros negros galácticos. Primero se caracteriza la región de interacción, detallando propiedades físicas básicas de los sistemas en estudio. Inicialmente se inyecta una población de electrones y protones relativistas, considerándose también la generación de partículas secundarias (piones, muones y pares electrón/positrón). Luego, se estiman los tiempos de enfriamiento por las diversas interacciones entre las partículas y los campos en la fuente. Una vez identificados los procesos radiativos más relevantes, se resuelve de manera auto-consistente el transporte de partículas masivas y de fotones. Este estudio se hace tanto para el estado estacionario, como para casos transitorios, como ser fulguraciones. Además de la emisión electromagnética y de neutrinos de la fuente, se estudia el impacto de los neutrones creados en las interacciones hadrónicas sobre el medio circundante de la corona. En particular, se investiga la inyección de neutrones como posible mecanismo para cargar de bariones un jet inicialmente dominado magnéticamente. Por último se hace una aplicación del método desarrollado para tratar el transporte de partículas relativistas en plasmas magnetizados, a las erupciones de rayos gamma. En este caso, se investiga la producción de neutrinos en el modelo de colapsar, abriéndose una nueva línea de trabajo. Para todos los sistemas estudiados se hacen predicciones sobre la emisión a muy alta energía y la producción de neutrinos; estos resultados podrán ser contrastados en un futuro cercano con nuevos detectores de rayos gamma y de neutrinos (e.g., CTA, IceCube).

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La radiación ionizante se encuentra en nuestro mundo de forma natural y es una herramienta tanto beneficiosa como dañina para el ser humano. El objetivo final de esta tesis es evadir los efectos dañinos, en específico, de la radiación X y gamma. Durante este asunto de estudio se muestra el proceso detallado del diseño de un equipo de detección de rayos X y rayos gamma utilizando como pieza principal un diodo PIN de silicio modelo S3590-08, del fabricante Hamamatsu Photonics, capaz de sensar la intensidad de los rayos gamma y los rayos X a distintas energías. El equipo es capaz de procesar los datos gracias a un microcontrolador Atmega8 de la compañía Atmel, y mostrar al usuario la dosis de radiación a la que está expuesto en tiempo real a través de una pantalla de cristal líquido. También le advierte al operario si ha superado un valor seguro a través de mensajes y de dos alarmas, una visual y la otra sonora. Todo el diseño es validado en base a simulaciones de software que emulan el comportamiento, de forma aproximada, de la electrónica utilizada en la tesis. Además, se añade un protocolo de pruebas frente a radiación X para una futura etapa de implementación, calibración y uso final del equipo en el Laboratorio de Materiales de la especialidad de Ingeniería Mecánica. / Tesis

Memoria para optar al Título Profesional de Ingeniero Forestal

Descubrir nuevas fuentes de rayos gamma de alta energía de origen galáctico (por ejemplo, en el centro galáctico o las Burbujas de Fermi) y extragaláctico (como cuásares o blazares) es de gran interés para la comunidad de física de astropartículas. Actualmente, los observatorios HAWC y LHAASO, ubicados en el hemisferio norte, utilizan detectores basados en el efecto Cherenkov en agua para detectar continuamente partículas secundarias de duchas atmosféricas iniciadas por rayos gamma primarios en la atmósfera. Dado que no existe un experimento equivalente en el hemisferio sur, el futuro observatorio de rayos gamma SWGO completará la cobertura del cielo para observatorios de alto ciclo de trabajo y campo de visión amplio. Su sitio propuesto por encima de los 4400 m estará ubicado en los Andes del Sur, con Chile, Argentina y Perú como países candidatos. El diseño de SWGO consiste en un arreglo de tanques de agua con dos núcleos circulares: el núcleo interno, alcanzando un radio de 160 m, con un 88% de área sensible y el anillo exterior, alcanzando un radio de 300 m, con un factor de llenado del 5%. Para identificar fuentes de rayos gamma, las partículas primarias deben reconstruirse a partir de las duchas aéreas que llegan al arreglo de detectores, obteniendo su energía, dirección y tipo. Un separador gamma/hadrón describe las características de las duchas aéreas para distinguir entre rayos gamma, considerados como señal, y hadrones (es decir, rayos cósmicos) que se consideran ruido. Esta tesis propone una variable alternativa de separador gamma/hadrón para distinguir entre tipos de duchas atmosféricas utilizando la distribución de tiempo de llegada de partículas secundarias a SWGO. Para definir la mejor nueva variable basada en el tiempo utilizamos el software CORSIKA para simular el desarrollo de la ducha aérea en la atmósfera hasta la llegada de las partículas secundarias al arreglo de tanques Cherenkov de agua. El análisis se realizó utilizando las condiciones geomagnéticas del sitio candidato de Imata en Arequipa, Perú, ubicado a 4500 metros sobre el nivel del mar. Consideramos como primarios fotones y protones con una trayectoria vertical en el centro del arreglo en el rango de energía de 1 a 100 TeV. El parámetro de separación óptimo encontrado es el tiempo para el percentil 15% de las partículas que llegan dentro de un anillo de 100 a 150 m. Tras el cálculo y la evaluación de la muestra de simulación, la señal reconocida es ≳ 88% en promedio y el rechazo de fondo es (≳ 90%). Ambos desempeños son comparables a usar la variable estándar de conteo de muones. / Discovering new sources of high energy gamma rays of galactic (e.g. in the galactic center or the Fermi Bubbles) and extragalactic origin (such as quasars or blazars) is of great inter- est to the astroparticle physics community. Currently the HAWC and LHAASO observatories, located in the Northern hemisphere, use detectors based on the Cherenkov effect in water to continuously detect secondary particles from atmospheric showers initiated by primary gamma rays in the atmosphere. Since there is no equivalent experiment in the Southern hemisphere, the future gamma-ray observatory SWGO will complete the sky coverage for high duty cycle and wide field of view observatories. Its proposed site above 4400 m will be located in the Southern Andes, with Chile, Argentina and Peru as candidate countries. The SWGO refer- ence configuration consists of an array of water tanks with two circular cores: the inner core, reaching 160 m radius, with 88% sensitive area and the outer ring, reaching 300 m radius, with a 5% fill-factor. To identify gamma ray sources, primary particles need to be reconstructed from the air showers reaching the detector array, obtaining their energy, direction and type. A gamma/hadron separator describes the characteristics of the air showers to distinguish be- tween gamma rays, considered as signal, and hadrons (i.e. cosmic rays) that are considered noise. This thesis proposes an alternative gamma/hadron separator variable to distinguish be- tween types of atmospheric showers by using the arrival time distribution of secondary particles reaching SWGO. To define the best new time-based variable we use the CORSIKA software to simulate the development of air showers in the atmosphere up to the arrival of secondary particles at the array of water Cherenkov tanks. The analysis was done using the geomagnetic conditions of the Imata candidate site in Arequipa, Perú, located at 4500 meters above sea level. We considered as primaries photons and protons with a vertical trajectory in the center of the array in the energy range from 1 to 100 TeV. The optimal separation parameter found is the time for the 15% percentile of arriving particles inside a ring of 100 to 150 m. Following the calculation and evaluation of the simulation sample, the recognized signal is ≳ 88% on aver- age, and the background rejection is ≳ 90%. Both performances are comparable to using the standard muon count variable.

In this work we study two newly discovered classes of radio sources: the highly energetic, short-lived events, known as Fast Radio Bursts (FRBs), and a new category of compact sources known as Fanaroff-Riley type 0 radio galaxies (FR0s). Due to a possible catastrophic event origin for the FRBs and a previous correlation found with an FR0 in the Γ-rays spectrum, it is possible that these radio sources could also emit high energy photons in the Fermi-LAT satellite energy range (20 MeV - 300 GeV). Here we present an exhaustive time-dependent and spatial search of all up-to-date observed FRBs and FR0s, respectively. We perform a likelihood analysis of the radio sources by modeling the excess flux of gamma rays with a varying index power law function using data from Fermi-LAT and the 3FGL catalog. No correlations with more than 5 σ were found. Two FRBs and one FR0 with more than 4 σ were further analyzed. However, the significance from these sources is most likely due to nearby blazars. Therefore, upper limits for all sources are calculated. / En este trabajo, estudiamos dos nuevas clases de fuentes de radio recientemente descubiertas: un tipo de fuente altamente energética y de corta duración conocidas como Fast Radio Bursts (FRBs) y la nueva categoría de fuentes compactas conocidas como radio galaxias Fanaroff-Riley tipo 0 (FR0s). Debido a un posible origen de evento catastrófico para los FRBs y una previa correlación encontrada de un FR0 con rayos gamma, es posible que estas fuentes de radio emitan también fotones de muy alta energía en el rango que mide el satélite Fermi-LAT (20 Mev - 300 GeV). Aquí presentamos una búsqueda temporal y espacial exhaustiva de todos los FRBs y FR0s observados y documentados en los catálogos presentes. Realizamos un análisis de verosimilitud modelando el exceso del flujo de rayos gamma con índice variable de una ley de potencias con data de Fermi-LAT y el catálogo 3FGL. Dos FRBs y un FR0 con más de 4 sigmas fueron analizados más a fondo. Sin embargo, la significancia de estas fuentes es mayormente debido a blazares cercanos. Por tanto, límites superiores en el flujo para todas las fuentes son presentados.

En este trabajo se presenta un estudio que busca correlaciones estadísticamente significativas entre eventos de rayos cósmicos ultra-energéticos (UHECR, por sus siglas en inglés) con fuentes astrofísicas de rayos gamma. Para tal propósito, se ha escogido datos de UHECR del Observatorio Pierre Auger y Telescope Array, de los cuales son usados los eventos que poseen una energía mayor a 80 EeV. UHECR provenientes de fuentes extragalácticas son, con mayor probabilidad, compuestos por protones y núcleos ligeros, como el helio y el nitrógeno, y también núcleos pesados como el hierro. Basados en las fracciones de los rayos cósmicos que compondrían estos núcleos simuladas por la colaboración del Observatorio Pierre Auger, realizamos pruebas asignando a cada evento un tipo de núcleo. Para cada prueba, se considera el límite Greisen - Zatsepin - Kuzmin (GZK) como una máxima distancia a la cual podríamos detectar las partículas; así como deflexiones en la trayectoria causadas por campos magnéticos galácticos y extragalácticos. Las fuentes astrofísicas de rayos gamma consideradas son tomadas de diferentes catálogos como TeVCat, 2WHPS y 3FHL de donde obtenemos el tipo de fuente, la distancia a la cuál se encuentra y el flujo de fotones que emite. Para cada catálogo se realiza una búsqueda de correlación espacial dentro de un error angular debido a la desviación por campos magnéticos y limitándose a una distancia máxima dada por la longitud de atenuación. El resultado debe sopesar las correcciones estadísticas por los diferentes intentos. Las fuentes galácticas del catálogo TeVCat son las únicas que tienen correlaciones con los eventos más energéticos de rayos cósmicos. Sin embargo, no es muy probable que estas fuentes puedan acelerar a las partículas hasta las energías que poseen.

En este trabajo buscamos un método para diferenciar entre lluvias de partículas producidas por rayos cósmicos y por rayos gamma a energías de TeV, utilizando simulaciones CORSIKA. Este método intenta resolver el problema que existe en la búsqueda de señales de rayos gamma medidos por diversos experimentos frente a un fondo de flujo dominante de hadrones. Los resultados de este trabajo pueden aplicarse al estudio de Explosiones de Rayos Gamma (GRBs). Los GRBs emiten fotones muy energéticos, que al interactuar con la atmósfera terrestre, producen una gran cascada electromagnética de partículas secundarias, las cuales son detectables. El procedimiento sería simular eventos producidos por fotones, la señal, y protones, el fondo, que son las partículas más abundantes de los rayos cósmicos. Extraemos varios parámetros de los perfiles longitudinales de las lluvias de partículas, caracterizando las lluvias simuladas. Algunos de los parámetros de ajuste más importantes son el m_aximo de lluvia (Xmax), el ancho de la lluvia FWHM, el parámetro de asimetría, el número máximo de partículas Nmax y el comienzo de lluvia XStart. Existen diferentes experimentos utilizando tanques Cherenkov de agua y detectores de fluorescencia que pueden medir estos parámetros de las lluvias. Hemos probado dos métodos. El primero se basa en cortes simples, mientras que el segundo se basa en un análisis multivariado utilizando el paquete TMVA, que mejora los cortes individuales. El primer método se aplicó a las energías simuladas separadas de 102, 103, 104 y 105 GeV para encontrar cortes adecuados. Encontramos que Xmax, FWHM, Xstart y Nmax dependen de la energía. Posteriormente aplicamos estos cortes dependientes de la energía y otros cortes fijos a una muestra realista, que consiste en 104 eventos de señales (fotones) y 106 eventos de fondo (protones) que cubren un rango de energía de 102 a 105 GeV con diferentes espectros. Además, se introdujo un error en la energía simulada para simular la eficiencia de reconstrucción de energía de un detector. El resultado obtenido deja 54% eventos de señal y 12% eventos de fondo. Aplicando el análisis multivariado TMVA, encontramos que el método Boosted Decision Trees (BDT) era el mejor para distinguir la señal del fondo. El resultado para una eficiencia de señal similar fue 0:7% de eventos de fondo. Por último, utilizando cortes más estrictos en la BDT para mejorar la significancia, el resultado fue 1 evento de fotón por cada 1000 eventos de protón. Dada la proporción de flujo inicial, significa una capacidad de rechazo de fondo de 103. Por lo tanto, la viabilidad de la separación gamma/hadrón requiere una mejora adicional. / In this work we search for a method to differentiate between particle showers produced by cosmic rays and by gamma rays at TeV energies, using CORSIKA simulations. This method tries to solve the dominant hadron flux background problem when looking for gamma-ray signals measured by different experiments. The results of this work can be applied to the study of Gamma-Ray Bursts (GRBs). GRBs emit very energetic photons, which after interacting in the Earth's atmosphere, produce a large detectable electromagnetic cascade of secondary particles. The procedure will be to simulate events produced by photons, the signal, and protons, the most abundant cosmic-ray background. We extract several parameters from fitting particle air-shower longitudinal profiles, characterizing the simulated showers. Some of the most important _t parameters are the shower maximum (Xmax), the width of the shower FWHM, the asymmetry parameter, the maximum number of particles Nmax and the shower start Xstart. There are different experiments using water Cherenkov tanks and fluorescence detectors which can measure these shower parameters. We tested two methods. The first relies on simple cuts, while the second is based on a multivariate analysis using the TMVA package, which improves individual cuts. The first method was applied to single simulated energies of 102, 103, 104 and 105 GeV to find adequate cuts. We found that Xmax, FWHM, Xstart and Nmax depend on the energy. Later we applied these energy-dependent cuts and other fixed cuts to a realistic sample, which consists of 104 signal events (photons) and 106 background events (protons) covering an energy range from 102 to 105 GeV with different spectra. Moreover, we introduced an energy smearing to simulate a detector energy reconstruction efficiency. The obtained result leaves 54% signal events and 12% background events. Applying the multivariate analysis TMVA, we found that the Boosted Decision Trees (BDT) method was the best for distinguishing signal from background. The result for a similar signal efficiency was 0:7% of background events. Finally using tighter cuts on the BDT to improve the significance results in 1 photon event for every 1000 protons. Given the initial ux proportion, it means a 103 background rejection capability. Thus the feasibility of gamma/hadron separation requires further improvement. / Trabajo de investigación