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