Dorota sobczy ska uniwersytet dzki
Sponsored Links
This presentation is the property of its rightful owner.
1 / 57

PRZEGLĄD WYNIKÓW OBSERWATORIUM MAGIC PowerPoint PPT Presentation


  • 73 Views
  • Uploaded on
  • Presentation posted in: General

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.

Download Presentation

PRZEGLĄD WYNIKÓW OBSERWATORIUM MAGIC

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation

Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author.While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server.


- - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - E N D - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - -

Presentation Transcript


Dorota Sobczyńska

Uniwersytet Łódzki

PRZEGLĄD WYNIKÓW OBSERWATORIUM MAGIC

13.05.2010


PLAN

  • Metoda pomiaru promieniowania γ

  • Obserwatorium MAGIC

  • Niektóre wyniki

  • Przyszłość


Dlaczego pomiar promieniowania γ jest ważny ?

B

B

proton

źródło

gama

B

Mamy informacje o źródłach


Detektory umieszczone

na satelitach

Metoda pomiaru promieniowania γ

Atmosfera ziemska

Detektory naziemne

R.A.Ong

Aug 2005


Detektory umieszczone

na satelitach

Metoda pomiaru promieniowania γ

Atmosfera ziemska

~ 1.5o

Emisja światła

R.A.Ong

Aug 2005


Budowa teleskopu


TWORZENIE OBRAZÓW


Parametry obrazu(ów)

Θ


z

p

x

y

x

Różnice pomiędzy pękami

z

Rozwój podłużny

y

Rozkład fotonów

na ziemi

Martinez 2005


Najistotniejsze 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


MajorAtmosphericGamma-RayImagingCherenkov Telescope

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.de


Obserwatorium MAGIC

2200m powyżej p.m. ~ 800 g/(cm2)

28 stopni szerokości geograficznej północnej

17 stopni długości geograficznej zachodniej


MAGIC I i MAGIC II


REFLEKTOR

Paraboliczny kształt – ogniskowa 17 m

236 paneli o powierzchni 1 m*m

4 zwierciadła sferyczne w każdym panelu

AMC – jeden laser na panel

85 m

II teleskop ma 239

zwierciadeł

o powierzchni1m2


KAMERA

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

  • 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 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 czerenkowskie

MAGIC (2004)

HESS (2003)

VERITAS (2006)

CANGAROO-III (2004)

Martinez 2005


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 WYNIKIz MAGIC I


MAPA NIEBA - 2010

60 źródeł galaktycznych, 38 źródeł pozagalaktycznych;

w 2005 odkrytych było 32 źródła, a w 1995 tylko 3


Pomiar przez satelity

Źródła odkryte przez EGRET

66+27 Jąder Aktywnych Galaktyk

7 pulsarów

Dane z Fermi to ~1500 źródeł, z czego ~600 AGN

168 nieznanych źródeł


Pulsary i ich mgławice,

Pozostałości po supernowych,

Układy podwójne

ŹRÓDŁA GALAKTYCZNE

IC 443, Cygnus X-1, Crab Pulsar, LS I +61 303


Pulsary i ich mgławice (Crab)

Radiowe podczerwone widzialne promieniow. X

Crab to pozostałośc po wybuchu

Supernowej w 1054 roku


CRAB: E<100 GeV

Możliwa kalibracja teleskopu –

porównanie z danym z Fermi

Albert et al., ApJ 674,1037-1055 (2008)


CRAB

  • 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 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 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 CRAB

dane MAGICA

Aliu et al.,Science 322,1221, (2008)


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)

  • 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)

Gwiazdka – pulsar CXOU J061+222

linia - 20cm , X

γ -EGRET, Emisja z CO

Albert et al., ApJ 664,L87 (2007)


Mirabel 2006

Układy podwójne gwiazd


LS 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+303

9.4σ

Albert et al., Science 312,1221 (2006)


LS 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+303

0.5 < Φ < 0.6

Γ=-2.6

0.6 < Φ < 0.7

Γ=-2.6

Poprzednia praca

Albert et al., ApJ 693,303 (2009)


LS I61+303

VLBA -Very Long Baseline Array

Możliwa korelacje

pomiędzy X a γ

Albert et al., ApJ 684,1351 (2008)


LS I61+303

Korelacje

pomiędzy X a γ

  • ich źródłem te same e

Anderhub et al., ApJ 706,L27 (2009)


AGN (blazary, kwazary,radiogalaktyki)

ŹRÓDŁA POZAGALAKTYCZNE

1ES1218+304, PG 1553+113, Mkn180, BL Lac,

1ES1011+496, 3C 279, MAGIC J0223+430 (3C66A/B)


Jądra aktywnych galaktyk


M87

  • 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)


M87

  • Aktywna na początku lutego 2008

  • Obserwacje przez MAGIC 22.8h

  • Sygnał na poziomie 5.6σ (jednego dnia)

Albert et al., ApJ 685,l23 (2008)


M87

  • Aktywna na początku lutego 2008

  • Obserwacje przez MAGIC 22.8h

  • Sygnał na poziomie 5.6σ (jednego dnia)

Albert et al., ApJ 685,l23 (2008)


M87

Obserwacje w tym samym czasie HESS, MAGIC, VERITAS (γ), Chandra (X),VLBI (radio): I - V 2008

Acciari et al.,Science 325, (2009)


M87

  • 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 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 279

  • 14.9 (5.2) h obserwacji (01.2006 – 04.2006) w tym czasie aktywny w widzialny

  • Marginalny sygnał 22.02.2007

  • Wyraźny sygnał 23.02.2007F(>200GeV) = 15 % Craba

  • Zrekonstruowane energie powyżej 80GeV

Albert et al.,Science 320,1752, (2008)


3C 279

Dane z 23.02.2006

Obserwacje w zakresie

Widzialnym przez KVA (R)

Albert et al.,Science 320,1752, (2008)


3C 279

Albert et al.,Science 320,1752, (2008)


3C 279

Albert et al.,Science 320,1752, (2008)


3C 279

Horyzont promieni γ

Albert et al.,Science 320,1752, (2008)


3C 279

Dane z 16.01.2007 ... potwierdzenie w TeV,

KVA powyżej średniej

Berger et al.,ICRC 2009, Łódź


MAPA NIEBA – pozagalaktyczne 2010

Kilka odkrytych źródeł przez MAGIC – informacja o aktywności

z teleskopu KVA


Pierwsze obserwacje

Mkn 421

PRZYSZŁOŚĆ – stereo (od X 2009)

  • Poprawienie dokładności wyznaczenia kierunku źródła (~ 30%)

  • Dokładność wyznaczenia energii (od ~25% do ~ 15%)

  • Wzrost czułości detektora (~2krotnie)


  • Login