przeglĄd wynikÓw obserwatorium magic

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

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)


P1/P2 zmienia się w zależności od energii

Możliwa kalibracja teleskopu – porównanie z danym z Fermi




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)


• 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



linia - 20cm , Xγ -EGRET, Emisja z CO

Gwiazdka – pulsar CXOU J061+222


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

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


3C 2793C 279


3C 2793C 279


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

przeglĄd wynikÓw obserwatorium magic

Documents