przeglĄd wynikÓw obserwatorium magic
DESCRIPTION
Dorota Sobczyńska Uniwersytet Łódzki. PRZEGLĄD WYNIKÓW OBSERWATORIUM MAGIC. 13.05.2010. PLAN. Metoda pomiaru promieniowania γ O bserwatorium MAGIC Niektóre wyniki Przyszłość. Dlaczego pomiar promieniowania γ jest ważny ?. B. B. proton. źródło. gama. B. Mamy informacje o źródłach. - PowerPoint PPT PresentationTRANSCRIPT
PRZEGLĄD WYNIKÓW PRZEGLĄD WYNIKÓW OBSERWATORIUM OBSERWATORIUM MAGICMAGIC
Dorota Sobczyńska
Uniwersytet Łódzki
13.05.2010
PLANPLAN
I. Metoda pomiaru promieniowania γ
II. Obserwatorium MAGIC
III. Niektóre wyniki
IV. Przyszłość
Dlaczego pomiar Dlaczego pomiar promieniowania γ jest ważny ?promieniowania γ jest ważny ?
proton
gama
Mamy informacje o źródłach
źródło
B B
B
Metoda pomiaru promieniowania Metoda pomiaru promieniowania γγ
Detektory naziemne
Detektory umieszczone na satelitach
R.A.OngAug 2005
Atmosfera ziemska
Metoda pomiaru promieniowania Metoda pomiaru promieniowania γγ
~ 1.5o
R.A.OngAug 2005
Emisja światła
Atmosfera ziemska
Detektory umieszczone na satelitach
Budowa teleskopuBudowa teleskopu
TWORZENIE OBRAZÓWTWORZENIE OBRAZÓW
Parametry obrazu(ów)Parametry obrazu(ów)
Θ
Różnice pomiędzy pękamiRóżnice pomiędzy pękami
p
x
x
z
y
z
y
Martinez 2005
Rozwój podłużny
Rozkład fotonówna ziemi
Najistotniejsze parametryNajistotniejsze parametry
• Wielkość obrazu (size) – głównie do wyznaczania energii pierwotnej
• Kierunek obrazu (alpha) – kierunek przychodzenia pęku
• Kształt obrazu (width,length) – określenie typu cząstki pierwotnej.
Wszystkie parametry są wykorzystywane do określenia typu i energii pierwotnej
MMajorajor AAtmospherictmospheric GGamma-Rayamma-Ray IImagingmaging CCherenkov herenkov TTelescopeelescope
Współpraca :~150 fizyków, 24 instytutów, 10 krajów:
IFAE Barcelona, UAB Barcelona ,... , U.C. Davis, U. Dortmund, U. Lodz, UCM Madrid, MPI München, INFN & U. Padua, INFN & U. Siena, Sofia, Tuorla Observatory, Yerevan Phys. Institute, INFN & U. Udine, U. Würzburg, ETH Zürich
http://wwwmagic.mppmu.mpg.dehttp://wwwmagic.mppmu.mpg.de
Obserwatorium Obserwatorium MAGIC MAGIC 2200m powyżej p.m. ~ 800 g/(cm2)28 stopni szerokości geograficznej północnej17 stopni długości geograficznej zachodniej
MAGIC I i MAGIC IIMAGIC I i MAGIC II
REFLEKTORREFLEKTOR
Paraboliczny kształt – ogniskowa 17 m
236 paneli o powierzchni 1 m*m
4 zwierciadła sferyczne w każdym panelu
AMC – jeden laser na panel
II teleskop ma 239 zwierciadeł
o powierzchni1m2
85 m
395 PMT o średnicy 30mm= 0.1 stopnia
180 PMT o średnicy 60mm=0.2 stopnia
Centralny PMT poza systemem – ma mierzyć pulsary w zakresie światła widzialnego
KAMERAKAMERA
• 1039 jednakowych PMT (0.1 deg) • QEpeak=32-35%• Powiększenie powierzchni triggera z
0.95 do 1.25 deg.• Łatwo wymienialne klastry po 7 pixeli
4NN
Trigger i daneTrigger i dane
• Standardowy trigger dla MAGIC to 4 NN (może być 3 NN, 5 NN)
• FADC 2 GHz
• Specjalny trigger do obserwacji pulsarów – suma sygnałów z kilkunastu sasiadujących pixeli powyżej progu
Znane eksperymenty czerenkowskieZnane eksperymenty czerenkowskieMAGIC (2004)MAGIC (2004)
VERITAS (2006)CANGAROO-III (2004)
HESS (2003)
Martinez 2005
DLACZEGO MAGIC?DLACZEGO MAGIC?
Największe obecnie działające teleskop – najmniejsze mierzone energie
Możliwość obserwacji pulsarów (sumtrigger) Obserwacje nawet wtedy kiedy księżyc widoczny Szybka zmiana ustawienia – obserwacje GRB
NIEKTÓRE WYNIKINIEKTÓRE WYNIKIz MAGIC Iz MAGIC I
MAPA NIEBA - 2010MAPA NIEBA - 2010
6060 źródeł galaktycznych, źródeł galaktycznych, 338 źródeł pozagalaktycznych;8 źródeł pozagalaktycznych;
w 2005 odkrytych było 32 źródła, a w 1995 tylko 3w 2005 odkrytych było 32 źródła, a w 1995 tylko 3
Pomiar przez satelityPomiar przez satelity
7 pulsarów66+27 Jąder Aktywnych Galaktyk
168 nieznanych źródeł
Źródła odkryte przez EGRET
Dane z Fermi to ~1500 źródeł, z czego ~600 AGNDane z Fermi to ~1500 źródeł, z czego ~600 AGN
ŹRÓDŁA GALAKTYCZNEŹRÓDŁA GALAKTYCZNE
Pulsary i ich mgławice,
Pozostałości po supernowych,
Układy podwójne
IC 443, Cygnus X-1, Crab Pulsar, LS I +61 303
Pulsary i ich mgławice (Crab)Pulsary i ich mgławice (Crab)
Radiowe Radiowe podczerwone widzialne promieniow. Xpodczerwone widzialne promieniow. X
Crab to pozostałośc po wybuchu Crab to pozostałośc po wybuchu Supernowej w 1054 rokuSupernowej w 1054 roku
CRAB: E<100 GeVCRAB: E<100 GeV
Albert et al., ApJ 674,1037-1055 (2008)
Możliwa kalibracja teleskopu – porównanie z danym z Fermi
CRABCRAB
• Pierwsze źródło TeV odkryte w 1989 (Whipple) – to mgławica Craba (sygnał stały w czasie)
• Widmo pulsara zmierzone przez CGRO (EGRET) w zakresie energii do 5 GeV
• Pierwszy pomiar emisji z pulsara (na poziomie 2.9σ) w zakresie wyższych energii (Alber et al.,Astrophys. J. 674, 2008)
PULSAR CRABPULSAR CRAB
• Specjalny trigger do rejestracji niskoenergetycznych kwantów γ (energia progowa 25 GeV zamiast 50 GeV)
• Obserwacje pomiędzy 10.2007 a 02.2008• 22.3h obserwacji w dobrych warunkach
pogodowych• Zmierzony sygnał od pulsara jest na poziomie
6.4σ (w całym przedziale energii)• Dla energii powyżej 60 GeV - 3.4σ
Aliu et al.,Science 322,1221, (2008)
PULSAR CRABPULSAR CRAB
P1/P2 zmienia się w zależności od energii
Możliwa kalibracja teleskopu – porównanie z danym z Fermi
Aliu et al.,Science 322,1221, (2008)
PULSAR CRABPULSAR CRAB
Aliu et al.,Science 322,1221, (2008)
dane MAGICA
MAGIC J0616+225 (IC 443)MAGIC J0616+225 (IC 443)
• SNR IC 443 w odległości ~ 1.5 kpc • Średnica 45’• Źródło X• Źródło γ o energiach 100 MeV
(3EG J0617+2238)• Upper limit podawany prze Whipple and
CAT
Albert et al., ApJ 664,L87 (2007)
MAGIC J0616+225 (IC 443)MAGIC J0616+225 (IC 443)
• I okres – 10 h obserwacji źródła 3EG J0617+2238 (12.2005 – 01.2006)nadmiar na poziome 3 σ (3’ od pozycji II)
• II okres – 29 h pomiarów źródła MAGIC J0616+225 (12.2006 – 01.2007) nadmiar na poziome 5.7 σ
Albert et al., ApJ 664,L87 (2007)
MAGIC J0616+225 (IC 443)MAGIC J0616+225 (IC 443)
linia - 20cm , Xγ -EGRET, Emisja z CO
Gwiazdka – pulsar CXOU J061+222
Albert et al., ApJ 664,L87 (2007)
Układy podwójne gwiazdUkłady podwójne gwiazd
Mirabel 2006
LS I61+303LS I61+303
• XRB – układ podwójny w odległości 2 kpc• Okres ~26.5 dnia• Peryastron w dla fazy 0.2 –0.3• Pierwsze obserwacje X 2005 – III 2006; 54h• Zarejestrowany przez EGRET
Albert et al., Science 312,1221 (2006)
LS I61+303LS I61+303
Albert et al., Science 312,1221 (2006)
9.4σ
LS I61+303LS I61+303
Kolejne obserwacje IX 2006 – XII 2006: 112h (4 pełne okresy)
Okres 26.8+-0.2
dnia
Albert et al., ApJ 693,303 (2009)
LS I61+303LS I61+303
Albert et al., ApJ 693,303 (2009)
0.5 < Φ < 0.6Γ=-2.60.6 < Φ < 0.7Γ=-2.6Poprzednia praca
LS I61+303LS I61+303
Albert et al., ApJ 684,1351 (2008)Możliwa korelacje pomiędzy X a γγ
VLBA -Very Long Baseline Array
LS I61+303LS I61+303
Anderhub et al., ApJ 706,L27 (2009)
Korelacje pomiędzy X a γγ -ich źródłem te same eich źródłem te same e
ŹRÓDŁA ŹRÓDŁA POZAGALAKTYCZNEPOZAGALAKTYCZNE
AGN (blazary, kwazary,radiogalaktyki)
1ES1218+304, PG 1553+113, Mkn180, BL Lac, 1ES1011+496, 3C 279, MAGIC J0223+430 (3C66A/B)
Jądra aktywnych galaktykJądra aktywnych galaktyk
M87M87• Radiogalaktyka (FR I) w gwiazdozbiorze Panny• Odległości 16.7 Mpc• SMBH ~ 6 *109 mas Słońca• Brak sygnału w danych EGRET• W danych HEGRY ślad sygnału (2003) • Rejestracja przez HESS w 2003 (>250GeV),
zmienność w skali czasowej ~2 dni (2006)
Albert et al., ApJ 685,l23 (2008)
M87M87• Aktywna na początku lutego 2008
• Obserwacje przez MAGIC 22.8h
• Sygnał na poziomie 5.6σ (jednego dnia)
Albert et al., ApJ 685,l23 (2008)
M87M87• Aktywna na początku lutego 2008
• Obserwacje przez MAGIC 22.8h
• Sygnał na poziomie 5.6σ (jednego dnia)
Albert et al., ApJ 685,l23 (2008)
M87M87
Obserwacje w tym samym czasie HESS, MAGIC, VERITAS (γ), Chandra (X),VLBI (radio): I - V 2008
Acciari et al.,Science 325, (2009)
M87M87
• Bardzo aktywna w II 2008, wspólne obserwacje po sygnale z MAGICA
• Skala czasowa zmienności < 1 dzień dla E>350 GeV
• W radio strumień większy z centrum
• W X z kierunku HST-1 nie ma wzrostu sygnału
• Emisja fotonów TeV z centrum
Acciari et al.,Science 325, (2009)
3C 2793C 279
• FSRQ Kwazar (z=0.536 – ponad 5mld lat świetlnych) – oczekiwane obcięcie z powodu absorpcji na EBL 200GeV
• Silnie zmienne we wszystkich obserwowanych zakresach częstości
3C 2793C 279
• 14.9 (5.2) h obserwacji (01.2006 – 04.2006) w tym czasie aktywny w widzialny
• Marginalny sygnał 22.02.2007• Wyraźny sygnał 23.02.2007 F(>200GeV) =
15 % Craba• Zrekonstruowane energie powyżej 80GeV
Albert et al.,Science 320,1752, (2008)
3C 2793C 279
Obserwacje w zakresie Widzialnym przez KVA (R)
Dane z 23.02.2006
Albert et al.,Science 320,1752, (2008)
3C 2793C 279
Albert et al.,Science 320,1752, (2008)
3C 2793C 279
Albert et al.,Science 320,1752, (2008)
3C 2793C 279
Albert et al.,Science 320,1752, (2008)
Horyzont promieni γ
3C 2793C 279
Berger et al.,ICRC 2009, Łódź
Dane z 16.01.2007 ... potwierdzenie w TeV, KVA powyżej średniej
MAPA NIEBA – MAPA NIEBA – pozagalaktyczne 2010pozagalaktyczne 2010
Kilka odkrytych źródeł przez MAGIC – informacja o aktywności z teleskopu KVA
PRZYSZŁOŚĆ – stereo (od X 2009)PRZYSZŁOŚĆ – stereo (od X 2009)
• Poprawienie dokładności wyznaczenia kierunku źródła (~ 30%)
• Dokładność wyznaczenia energii (od ~25% do ~ 15%)
• Wzrost czułości detektora (~2krotnie)
Pierwsze obserwacjeMkn 421