Obserwacje TeVObserwacje TeV--owych owych źźrróódedełł promieniowania promieniowania gamma-gamma-

obserwatrium MAGICobserwatrium MAGIC

Dorota Sobczyńska

Katedra Fizyki Doświadczalnej

Uniwersytetu Łódzkiego

Kraków 15.10.2007

I. Eksperyment MAGIC

II. Wyniki

III. Perspektywy czyli MAGIC II

I. Eksperyment MAGICI. Eksperyment MAGICMAGIC zlokalizowany jest na Wyspach

Kanaryjskich - La Palma

2200m powyżej p.m. ~ 800 g/(cm2)

28 stopni szerokości geograficznej północnej17 stopni długości geograficznej zachodniej

MMajorajor AAtmospherictmospheric GGamma-Rayamma-Ray IImagingmaging CCherenkovherenkov TelescopeTelescope

Współpraca : ~ 130 fizyków, 22 instytutów, 9 krajów:

IAC, IFAE Barcelona, UAB Barcelona, HU Berlin, Crimean Observatory, 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

Paraboliczny kształt – ogniskowa 17 m

236 paneli o powierzchni 1 m*m

4 zwierciadła sferyczne w każdym panelu

AMC – jeden laser na panel

ReflektorReflektor

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 widzialnym

KameraKamera

FADC 300 MHz zamienione na 2GHz

4NN

II. WynikiII. Wyniki

1. Źródła galaktyczne

2. Źródła pozagalaktyczne

3 . Inne rezultaty

Do dziś znanych jest:Do dziś znanych jest:56 źródeł galaktycznych56 źródeł galaktycznych19 źródeł pozagalaktycznych19 źródeł pozagalaktycznych

1. Źródła galaktyczne (odkryte)1. Źródła galaktyczne (odkryte)

• LS I61+303, Albert et al., Science 312 (2006) – XRB (W. Bednarek)

• Cygnus X-1, Albert et al., ApJL 665 (2007) L51 - BHXB (W.Bednarek)

• MAGIC J0616+225 ( IC 443), Albert et al., ApJL 665 (2007) L87

MAGIC J0616+MAGIC J0616+222525 (IC 443)(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

MAGIC J0616+MAGIC J0616+222525 (IC 443)(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• F(>100GeV) = 6.5% Craba• F(>300GeV) = 2.8% Craba

MAGIC J0616+MAGIC J0616+222525

linia - 20cm , Xγ -EGRET, Emisja z CO

Gwiazdka – pulsar CXOU J061+222

Możliwe że γ powstają z π^0, a te to skutek oddziaływań CR z

materią

2. 2. Źródła pozagalaktyczne - Źródła pozagalaktyczne - odkryteodkryte

• 1ES 1218+304, Albert et al., ApJL 642 (2006)• Mrk 180, Albert et al., ApJL 648 (2006) • PG 1553+113, Albert et al., ApJL 654 (2007)• BL Lacertae, Albert et al., ApJL 667 (2007)• 1ES1011+496, Albert et al., ApJL 665 (2007)• 3c 279, Teshima et al., ICRC 2007

1ES 1218+3041ES 1218+304

• HBL ( z= 0.182)• Wczesniej podawany był „upper limits” przez

Wipple (8% Craba powyżej 350GeV) i HEGRA (12% Craba powyżej 840 GeV)

• 8.2 h obserwacji ( 01.2005; ZA:1.5 - 13 )• Nadmiar na poziomie 6.4 σ• Całkowity strumień ~ 2 razy mniejszy niż

podawany przez Wipple czyli ~4% Craba

1ES 1218+3041ES 1218+304*10

Mrk 180Mrk 180

• HBL ( z= 0.045)• EGRET podaje tylko górne ograniczenia

strumienia• Wczesniej podawane były „upper limits”

przez Wipple and HEGRA• Obserwowany jako ToT (teleskop KVA

zarejestrował go 23.03 jako bardzo jasny)• 12.4 h obserwacji ( 03.2006; ZA:39 - 44 )• Nadmiar na poziomie 5.5 σ• F(>200 GeV) = 11 % Craba

Mrk 180Mrk 180

Widmo poprawione(rozpraszanie na EBL)ma wykładnik –2.8

Ciągła linia SSC (IC peak 10 GeV) – niezgodna z danymi MAGIC

PG 1553+113PG 1553+113

• BL (z <0.74 – brak lini emisyjnych i absorpcyjnych z oceniane z danych gammowych)

• synchrotronowy pik pomiedzy H and L• ZA < 30 deg.• Upper limit podawany przez Wipple (39 % Craba

dla energii >390 GeV) • I okres – 7.0 h obserwacji (04.2005-01.2005) 6.7 σ • II okres –11.8 h (01.2006- 05.2006) 7.0 σ • Nadmiar na poziomie 8.8 σ ( z obu okresów) ,• Strumień był w 2005 około 3 razy większy niż

2006

PG 1553+113PG 1553+113

Wykładnik widma < -4.

SSC model pasuje ale brak korelacjiOptycznego strumienia z X sugeruje EIC

γ

X

o

BL LacertaeBL Lacertae

• LBL ( z=0.069)• ZA < 30 deg.• Upper limit podawany przez HEGRA, odkryty

przez Crimean Observatory (7.2 σ ) ?• I okres – 17.8 h obserwacji (08.2005-12.2005)

nadmiar na poziomie 5.1 σ

F(>200 GEV)=3% Craba • II okres –26 h (07.2006- 09.2006) brak sygnału

BL LacertaeBL Lacertae

SSC model

1ES1011+4961ES1011+496

• HBL ( z=0.212)• Upper limit podawany przez HEGRA• Pomiary w 2006 roku ( 3.5 σ ), ale wtedy

źródło nie było aktywne (w widzialnym zakresie)

• Obserwowany jako ToT (teleskop KVA)• 18.7 h pomiarów (03.2007-04.2007);

ZA 20-37 deg.• Nadmiar na poziomie 6.2 σ

1ES1011+4961ES1011+496

Widmo poprawionema wykładnik –3.3 (0.7)

SSC

3c 2793c 279

• FSRQ Kwazar ( z=0.536) – oczekiwane obcięcie z powodu rozpraszania na EBL 200 GeV

• Silnie zmienne we wszystkich obserwowanych zakresach częstości

• 14.9 (5.2) h obserwacji (01.2006 – 04.2006)• Marginalny sygnał 22.02.2007• Wyraźny sygnał 23.02.2007

F(>200GeV) = 15 % Craba

3c 2793c 279

80-220 GeV E> 220 GeV

3. Inne wyniki3. Inne wyniki

• Znane źródła galaktyczne (Crab, GC, HESS J1813, HESS J1834, CAS A)

• Znane źródła pozagalaktyczne (1ES 1959, 1ES 2344, Mrk 421, Mrk 501)

• Podane górne ograniczenia dla potencjalnych źródeł ( Arp 220)

• GRB – tylko „upper limits”• Poszukiwanie okresowości Craba ..• Mrk 501 znane ale ...

Mrk 501 (flare in 2005)Mrk 501 (flare in 2005)30. 06. 2005 09. 07. 2005 (~ 4 Craby)

0.15 –0.25 TeV

0.25 –0.6 TeV

0.60 –1.2 TeV

1.2 –10 TeV

Ten sam parametr t0Dowolny parametr t0

Mrk 501Mrk 501

Mrk 501 (New Scientist)Mrk 501 (New Scientist)

1. Czy zaobserwowane różnice czasu przychodzenia kwantów gamma to efekt kwantowej grawitacji ?? Jedna z nie konwencjonalnych teorii strun przewiduje właśnie 4 – minutowe opóźnienia czasu przychodzenia fotonów.

2. Czy w czasie aktywności źródło emituje fotony o różnych energiach w różnym czasie ??

III. MAGIC IIIII. MAGIC II

MAGIC IIMAGIC II

• Paraboliczny kształt

• 249 zwierciadeł 1m*1m

• Połowa aluminiowych

• Połowa szklanych

• R_90 ~ 3mm

• 2 GHz FADC

MAGIC II - cameraMAGIC II - camera

• 1039 jednakowych PMT (0.1 deg)

• QEpeak=32-35%• Powiększenie

powierzchni triiggera z 0.95 do 1.25 deg.

• Łatwo wymienialne klastry po 7 pixeli

MAGIC II -MAGIC II - Kolejna faza to zmiana części pixeli na GaAsP HPD

MAGIC II -czułośćMAGIC II -czułość