astronomia gamma con esperimenti a copertura totale
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P.Salvini - IFAE '06. Astronomia gamma con esperimenti a copertura totale. Esperimenti con un imaging spazio-temporale dello sciame astronomia gamma in un range energetico di 100GeV-40TeV circa (VHE astrofisica). Supernova remnants Nuclei Galattici Attivi - PowerPoint PPT PresentationTRANSCRIPT
Esperimenti con un imaging spazio-temporale dello sciame
astronomia gamma in un range energetico di
100GeV-40TeV circa (VHE astrofisica) Supernova remnantsNuclei Galattici Attivi(almeno 7 blazars osservate con spettro esteso al TeV)Gamma Ray Bursts(fondamentale osservazione su tutto lo spettro per comprensione….)• Identificazione di nuove sorgenti
• Studio dei raggi cosmici
• Fisica dei fondamenti ( assorbimento EBL, materia oscura)
Gamma-Ray Bursts
Intensi bursts di raggi da direzioni uniformemente distribuite nell’Universo (anni’60)
fenomeno energetico ~1054 ergs!
Osservazioni “giornaliere” da satellite (regione del KeV)!
Fondamentale studio emissione in altre regioni dello spettro (es.afterglows)
Durata da 0.1 a 100s circa: distinguibili due gruppi ( due differenti meccanismi)
Spatial DistributionSpatial Distribution
GRB Positions in Galactic Coordinates
GRBs – Emissioni ad alta energia
Batse 1s error circle
Milagrito candidate - GRB 970417a18 events w/background of 3.46
> 650 GeV photons
2 photons at 3 GeV during the BATSE burst
1 photon at 18 GeV 95 minutes later
Earth occultation
Lo studio dello spettro ad alta energia dei GRBs è una delle più forti motivazioni per un
rivelatore di VHE con ampio campo di vista.
EGRET ha osservato emissione ritardatanell’intorno del GeV del GRB del 17/02/1994
compreso un fotone da 18GeV emesso 90 minuti dopo l’inizio del bursts!
BATSE is sensitive to 20 keV- 2 MeV photons
EGRET is sensitive to 30MeV– 30GeV photons
Assorbimento di Gamma sopra i 100 GeV
e+
e-
~eV
~TeV
Source: dN/dE E-2
Absorption: exp(- (E,z))
Spectrum at Earth:
E-2 • exp(- (E,z))
EBL causa distorsione dello spettro dovuta a + e+ + e- L’assorbimento ottico (E,z) depende dall’ integrale
sullo spettro EBL dalla soglia sino alle energie più elevate e dalla distanza z della sorgente .
studio della Luce di Background Extragal. permette di tracciare la formazione di stelle a distanze cosmologiche
Z=0.0Z=0.03Z=0.1Z=0.2
Z=0.3
Modi di rivelazione e Range Energetico
SATELLITE:E<30GeV
Cherenkov:100GeV-30TeV
Rivelatori a “sampling”:E>10-100TeV
Extensive Air Shower Array
Ethr intorno 100GeV
Ottima risoluzione energetica
Ottima discriminazione adroni (>99%)
Duty cycle basso (10%)
Piccolo campo di vista (20 msr)
Necessitano di puntamento
Spettri ad alta risoluzione
Studio di sorgenti note
Osservazione limitate regioni del cielo
Ampio campo di vista (~2 sr)Elevato duty cycle (>90%)Alta soglia in energia (100 TeV)discriminazione /adroni (50%)
Studio di sorgenti note nella regione ad alta energia
Ricerca di nuove sorgenti in ampie regioni dello spazio
Fisica dei raggi cosmici UHE
Rivelatori X e su satellite
ARGO
MILAGRO
Air Cherenkov Telescope EAS copertura completa
“Background Free”
Large Duty Cycle/ grande campo visivo
Space-based (piccola area)
Sky Survey (<10 GeV)
Fisica dei AGN
Transienti (GRBs) <30 GeV
Ampio campo visivo (~2 sr)Elevato duty cycle (>90%)
bassa soglia energia (100GeV)Alta granularità : imagingDiscriminazione /adroni
FENOMENI TRANSIENTI NUOVE SORGENTI VHE SORGENTI ESTESE
Milagro• 2600m slm (New Mexico)• Water Cherenkov Detector
• 0.75o risoluzione angolare• Buona reiezione del
background: rimane il 50% dei gamma
scartando il 91% dei protoni
8 meters
e
80 meters
50 meters
Bassa soglia in energia (qualche centinaio di GeV )Elevato duty cycle (>95%)Grande campo visivo (~2 sr)
• 898 PMT in un “laghetto” di 3.4x104 m2 (phys. area) chiuso alla luce• 1.7 KHz trigger rate• Dal 2002 con “anello” sparso di 175 rivelatori
Milagro TeV Sky Map circa 3 anni di dati (Dicembre 2000 – Novembre 2003)
Right Ascension
Dec
lina
tion
Crab
Mrk 421
R.Atkins et al. ApJ 608(2004)680
ICRC 2005 => 5 anni di dati, Crab a 10 , Mrk 421 a 6 ed un eccesso nellaregione di Cygnus
Sorgenti estese: emissione al TeV dal piano galattico
Lo spettro di raggi gamma dal piano galattico è estremamente sensibile ai diversi modelli di sorgenti di raggi cosmici e di interazione tra questi e materia interstellare
Osservazioni di EGRET sino a20 GeV indicano un eccesso > 1 GeV
Non esistevano sino ad oggi risultati su energie più elevate
Milagro ha effettuato la prima rivelazione di raggi gamma nella regione del TeV dal piano galattico
flusso (>1 TeV) = 5.1x10-10 cm-2 sec-1 sr-1
consistente con l’estrapolazione dello spettro di EGRET
From Atkins et al.ICRC ‘05
E-2.51±0.05
Osservazione del cielo per Milagro : Milagro (ApJ 2004, 608, p680) ha osservato il
cielo nell’emisfero Nord con una sensibilità pari a circa ~0.5 Crab
Rivelato emissione da – Crab Nebula– Mrk 421
emissione intorno al TeV dal Piano Galattico Non ha identificato nuove sorgenti
Nessuna emissione ad alta energia da 45 grb osservati da satellite tra il 2002 ed il 2005 (Saz-Parkinson - 29°ICRC) (rimane il candidato GRB 970417a)
High Altitude Cosmic RayLaboratory at YangBaJing
Longitude 90° 31’ 50” EastLatitude 30° 06’ 38” North
4300 m above the sea levelARGO-YBJ
Astrophysical Radiation
Ground-basedObservatory @
YangBaJing
o
ARGO-YBJ collaboration
ARGO-YBJ e’ un rivelatore ottimizzato per la rivelazione di sciami con una energia di soglia di alcune centinaia di GeV
La bassa soglia in energia è ottenuta :
alta quota (4300 m)
copertura completa (6.500m2 di rivelatore, di cui 6.000m2 completi)
1. Ricerca di sorgenti gamma puntiformi
2. Ricerca di transienti (GRBs)
Con i primi sei mesi di dati di Argo (e 1/3 del tappeto) !!!
Buona risoluzione angolare ~0.5°
ampio campo visivo (~2 sr)
elevato duty cycle
ARGO-YBJ conduce una continua osservazione di grande parte del cielo alla ricerca di sorgenti gamma non identificate o eventi transienti come AGN flares o GRBs
In questo talk
Il rivelatore di ARGO
The PAD (56 62 cm2) is the space-time “pixel”
ARGO has 18480 PADs
The detector will be covered by a 0.5 cm thick lead converter layer
Presa dati Jan-Jul 2005 1900 m2
BIGPAD
ADC
RPC
Read-outof chargeinduced on“Big Pads”
Events saturating Strips
Risoluzione temporale ~ 1 nsRisoluzione spaziale = 6.5 62 cm2 (1 strip)Tappeto completo
(~ 6000m2 )installato Marzo 2006Now in data taking !!!!
Sampling ringcirconda il tappeto estendo l’area di rivelazione a circa 6500m2
Experiment Hall
20-50pad => 100-200 GeV
MC su tappeto completo
Without any /hadron discrimination
With /hadron discrimination algorithms
Some events…
Fit: I0 = (165 ± 9) s-1 sr-1
= 5.4 ± 0.1
att0
0
/ xα with
1θ sec α exp I I
att= 108 + 2 g/cm2
Distribuzione angolare
Expected behaviour:
Xo = vertical depth (606 g/cm2)att = attenuation length of showers
Deviazioni per >60° sono dovute a eventi mal ricostruiti , interazioni sull’edificio del laboratorio
Prime misure (6 mesi di dati con circa 30% del rivelatore)
Rate integrale e differenziale verso molteplicità di hits
Indice spettrale consistente con quello atteso dallo spettro dei cosmici
slope ≈ -2.5
Prime misure (6 mesi di dati con circa 30% del rivelatore)
70% = 1.5° for E=1-10 TeV (Npad 60 trigger)
Map bin size = 3 ° 3 ° = 3 ° = 3 °/cos()The bin centers are shifted by 1° in both and
Ricerca sorgenti gamma puntiformi:Primi risultati con 30% del tappeto completo e senza convertitore di Pb Nessun algoritmo di discriminazione gamma/adroni applicato
= 90
= - 90
CRABMkr 421
Mkr 501
observable declination band –20° < < 80° (66% of the sky)
Selection of showers with zenith angle < 50°
Run time: 1006.5 hours
N.Events 5.7 108
The background is evaluated with the “time swapping”method
In each bin: n = (Ns-Nb) / Nb ½
Ns = observed events
Nb= expected background events
Usati 4 scalers (>=1,>=2,>=3,>=4) a intervalli fissi di tempo (0.5secondi) per poter dare una stima dell’energia
• Non e’ ricostruita la direzione
Argo in modalita’ “Scaler mode”
Per GRB dati limiti alla fluenza di GRB rivelati da satellite
misura della Rate per ciascun cluster, con tempo di integrazione : 0.5 s(ricorda il funzionamento dei Neutron Monitor..)
fenomeni transienti, quali GRB o Solar Flares, vengono visti come una fluttuazione non statistica dei conteggi sul fondo dovuto ai cosmici
energia di soglia E 10 GeV
T ime
Count s/s
Convoluzione dell’area efficace con i seguenti spettri:
con = 2 e Ecut = 100 GeV per i FOTONI
con = 2.7 per i PROTONI
Le energie mediane e gli intervalli energetici (FWHM) risultano essere:
Multiplicity Emode(GeV) Erange(GeV) Emodep(GeV) Erangep(GeV)
= 1 5 1 – 83 6.5 1.8 – 33
= 2 16 1.2 – 100 11 2.8 – 65
= 3 25 2 – 100 25 6.4 – 123
4 100 19 – 100 52 12.5 – 240
KEdE
dN
EKdE
dN p
Ricerca GRB o fenomeni transienti in scaler mode
Rate di conteggi n = 1 C = 38 Khz n = 2 C = 1.7 Khz n = 3 C = 180 Hz n 4 C = 120 Hz
GRB model = 2 = 20° Ecut = 100 GeV
t = 10 s no assorbimento
z = 0
Significatività k = 3
Sensitività GRB
Per 16 cluster le aree efficaci sono minori Per redshift z 0 assunto modello di assorbimento (Kneiske
et al.2004)
GRB ad angoli zenitali < 40°
Limiti superiori per GRB con < 40°
Nessuna emissione significativa per i grb segnalati è stata osservata
Risultati per ArgoUna preliminare osservazione del cielo è stata fatta con 1/3 del rivelatore completo
Non sono stati osservati eccessi in circa 1000 ore di misura nella banda di declinazione –20° < < 80° cercando per sorgenti gamma puntiformi (statistica scarsa.. ma sistematici sotto controllo!)
Limiti superiori di fluenza attorno a 10 GeV per l’emissione da GRB sono stati posti mediante la tecnica di “scaler mode”
Il rivelatore attualmente in presa dati con il carpet completo!
miglioramento della risoluzione angolare
raggiungimento soglia in energia
implementazione della discriminazione gamma/adroni
produrranno un notevole miglioramento nella sensibilità• installazione ring !!
• + convertitore in Pb
L’esperimento è stato “rodato” con successo
Conclusioni
EAS a copertura completa si stanno dimostrando strumenti potenti per la rivelazione di sorgenti estese (Milagro) e per lo studio delle emissione nella regione del TeV di fenomeni transienti quali i GRB
Argo ha presentato i primi risultati su sei mesi di presa dati con 1/3 del rivelatore completo
La presenza di sorgenti gamma nella regione VHE è estremamente povera, dovuto al piccolo campo visivo degli ACT e alla bassa sensitività di EAS a sampling : il contributo di EAS a copertura completa in questo range energetico è fondamentale
Problema generale per l’astronomia gamma con EAS .. sciami indotti da raggi cosmici
Guardando in direzione della sorgente, il segnale è affogato dal background dei cosmici (no veto in anticoincidenza come in molti esperimenti su satellite)
CRAB( > 1 TeV) 2 ·10-11 ph/cm2 ·s
back( > 1 TeV) · (= 1 msr) 1.5 ·10-8 nuclei/cm2·s
bkgsignal
103
pfγffactorQ
Sciami da cosmici sciami da Differenze basate su distribuzione laterale o componente muonica
Astronomia a Terra richiede una attenta reiezione (e valutazione!) del background
Resistive Plate Chambers in Argoelettrodi in bachelite – streamer mode
gas volumethickness : 2mm
Gas mixture: Argon/ Isobutane/Tetrafluoroethane 15/10/75
20-50pad => 100-200 GeV
42 clusters
Circa 6 mesi di dati:Confronto MC e dati reali:
MC su tappeto completo
Metodo Pad pari-dispari
Simulazioni MC E = ( 1 GeV - 1 TeV ) = ( 0°, 20°, 40° ) Corsika 6.18
fotoni protoni
• n=1
• n=2
• n=3
• 4
• n=1
• n=2
• n=3
• 4
= (20°) = (20°)
Ricerca GRB o fenomeni transienti in scaler mode
42 Cluster runs (6months data taking in 2005): event rate vs Pad multiplicity
K = (-6.06 ± 0.51) 104 s-1
b = (-2.35 ± 0.02)
R = K Npadb
K = (9.08 ± 0.44) 104 s-1
b = (-2.385 ± 0.008)
42 Cluster runs: event rate vs Strip multiplicity
R = K Nstripb
ARGO-YBJ area efficace per primari
Trigger:
≥ 20 pads sul “tappeto centrale”
Sensibilità a sorgenti gamma puntiformi
ARGO
Gamma-Ray Horizon
To see high-z AGNs, must measure well below 300 GeV.
Final goal
If EBL and intrinsic AGN spectra known Measure distances to high z Constraints on cosmological parameters
The Gamma-Ray Horizon is defined by (E,z) = 1
The GRH is a distance estimator based on the absorption which depends on
• the –ray path
• the Hubble constant and the cosmological densities
-ray energy at which = 1
This measurement require a significance number of AGN with similar spectral
features to disentangle the intrinsic spectra from the effect of absorption.
I. De MitriI. De Mitri VHE gamma ray astronomy and RC physics with ARGO-YBJVHE gamma ray astronomy and RC physics with ARGO-YBJ
Gamma/hadron discrimination Gamma/hadron discrimination Photon Shower Proton Shower
The photon signal is statistically identified by looking for an excess,
coming from a given direction, over the isotropic background due to charged
cosmic rays (H, He, Li, .. nuclei)
In addition to this tool the study of the shower
space-time patterns
can be useful to have higher discrimination power and then a larger sensitivity
Multiscale analysis + ANN gives first encouraging results
I. De MitriI. De Mitri VHE gamma ray astronomy and RC physics with ARGO-YBJVHE gamma ray astronomy and RC physics with ARGO-YBJ
Multiscale Image Multiscale Image Analysis + Artificial Analysis + Artificial
Neural NetworkNeural Network
Reduced time interval needed to identify sources
Larger equivalent effective area
Sensitivity to smaller fluxes
daysQTCrab 120)1(5
daysQTCrab 30)2(5
h
Q
1hN
NS
h
1
h
Q
1
Preliminary
Active Galactic Nuclei (AGNs)
AGNs include many different objects:
Radio quiet (90%) Weak radio emission – no jets Seyfert Galaxies Quasars
Radio Loud (10%) Strong synchrotron radio emission from relativistic jets Radio Galaxies Radio Quasars Blazars (< 5%)
Nucleus with a luminosity higher than the whole host galaxy
up to 1048 erg/s
our Galaxy : L ~ 1044 erg/s Non thermal spectrum Strong emission lines High variability
Almost all galaxies contain a massive black hole, but 99 % of them are silent.
AGN Unified Model
Source of energy:
super massive black hole ~106-109
M
+ accretion disk
Fuel: 1-10 M/year
According to the Unified Model all AGNs share the same fundamental mechanism.
Blazars are AGNs with the jet pointing towards us.
Blazars emit X-rays and -rays up to TeV.
94 Blazars observed by EGRET
~ 6 Blazars observed at TeV
energies
Crab Nebula
The standard candle for the northern hemisphere !
• young pulsar (950 yr)
• radio ~ 80 TeV energies
• the brighest plerion (synchrotron nebula fed by the electron wind of a central pulsar) in the Galaxy
• steady flux ~ E–2.49
• no evidence for variability of any kind
(>1 TeV) ~ 2·10–11 ph cm–2 s–1
L = 1.2·1034 erg s–1
Central Pulsar
HESS
Angular distance to the source
The prototypical galactic TeV –ray source.
QfdTdEEEA
fdTdEEEA
N
NS
BBeff
eff
B
)()()()(
)()()()()(
7.0)( Fraction of showers falling in the solid angle
Q Gamma/Hadron discrimination
)(dT
)(f
Acquisition Time
Fraction of the day with the source in the field of view
Sensitivity to gamma sources
Solar Physics 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 4 events from the Sun with >10 GeV particles
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
1.45E+07
1.47E+07
1.49E+07
1.51E+07
1.53E+07
1.55E+07
1.57E+07
1.59E+07
1.61E+07
1.63E+07
1.65E+07
45.0 47.0 49.0 51.0 53.0 55.0 57.0 59.0 61.0 63.0 65.0
Minutes after 18:00 UT
Co
un
ts/S
ec in
Mu
on
layer