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

PRZEGLĄD WYNIKÓW OBSERWATORIUM MAGIC PowerPoint PPT Presentation


  • 65 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 sobczy ska uniwersytet dzki

Dorota Sobczyńska

Uniwersytet Łódzki

PRZEGLĄD WYNIKÓW OBSERWATORIUM MAGIC

13.05.2010


Przegl d wynik w obserwatorium magic

PLAN

  • Metoda pomiaru promieniowania γ

  • Obserwatorium MAGIC

  • Niektóre wyniki

  • Przyszłość


Dlaczego pomiar promieniowania jest wa ny

Dlaczego pomiar promieniowania γ jest ważny ?

B

B

proton

źródło

gama

B

Mamy informacje o źródłach


Metoda pomiaru promieniowania

Detektory umieszczone

na satelitach

Metoda pomiaru promieniowania γ

Atmosfera ziemska

Detektory naziemne

R.A.Ong

Aug 2005


Metoda pomiaru promieniowania1

Detektory umieszczone

na satelitach

Metoda pomiaru promieniowania γ

Atmosfera ziemska

~ 1.5o

Emisja światła

R.A.Ong

Aug 2005


Budowa teleskopu

Budowa teleskopu


Tworzenie obraz w

TWORZENIE OBRAZÓW


Parametry obrazu w

Parametry obrazu(ów)

Θ


R nice pomi dzy p kami

z

p

x

y

x

Różnice pomiędzy pękami

z

Rozwój podłużny

y

Rozkład fotonów

na ziemi

Martinez 2005


Najistotniejsze parametry

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


M ajor a tmospheric g amma ray i maging c herenkov t elescope

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

Obserwatorium MAGIC

2200m powyżej p.m. ~ 800 g/(cm2)

28 stopni szerokości geograficznej północnej

17 stopni długości geograficznej zachodniej


Magic i i magic ii

MAGIC I i MAGIC II


Reflektor

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

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


Przegl d wynik w obserwatorium magic

4NN


Trigger i dane

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

Znane eksperymenty czerenkowskie

MAGIC (2004)

HESS (2003)

VERITAS (2006)

CANGAROO-III (2004)

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


Niekt re wyniki z magic i

NIEKTÓRE WYNIKIz MAGIC I


Mapa nieba 2010

MAPA NIEBA - 2010

60 źródeł galaktycznych, 38 źródeł pozagalaktycznych;

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


Pomiar przez satelity

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 mg awice pozosta o ci po supernowych uk ady podw jne

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 mg awice crab

Pulsary i ich mgławice (Crab)

Radiowe podczerwone widzialne promieniow. X

Crab to pozostałośc po wybuchu

Supernowej w 1054 roku


Crab e 100 gev

CRAB: E<100 GeV

Możliwa kalibracja teleskopu –

porównanie z danym z Fermi

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


Przegl d wynik w obserwatorium magic

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

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 crab1

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 crab2

PULSAR CRAB

dane MAGICA

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


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 4431

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 4432

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)


Uk ady podw jne gwiazd

Mirabel 2006

Układy podwójne gwiazd


Ls i61 303

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 3031

LS I61+303

9.4σ

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


Ls i61 3032

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 3033

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 3034

LS I61+303

VLBA -Very Long Baseline Array

Możliwa korelacje

pomiędzy X a γ

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


Ls i61 3035

LS I61+303

Korelacje

pomiędzy X a γ

  • ich źródłem te same e

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


Agn blazary kwazary radiogalaktyki

AGN (blazary, kwazary,radiogalaktyki)

ŹRÓDŁA POZAGALAKTYCZNE

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

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


J dra aktywnych galaktyk

Jądra aktywnych galaktyk


Przegl d wynik w obserwatorium magic

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)


Przegl d wynik w obserwatorium magic

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)


Przegl d wynik w obserwatorium magic

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)


Przegl d wynik w obserwatorium magic

M87

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

Acciari et al.,Science 325, (2009)


Przegl d wynik w obserwatorium magic

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

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 2791

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 2792

3C 279

Dane z 23.02.2006

Obserwacje w zakresie

Widzialnym przez KVA (R)

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


3c 2793

3C 279

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


3c 2794

3C 279

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


3c 2795

3C 279

Horyzont promieni γ

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


3c 2796

3C 279

Dane z 16.01.2007 ... potwierdzenie w TeV,

KVA powyżej średniej

Berger et al.,ICRC 2009, Łódź


Mapa nieba pozagalaktyczne 2010

MAPA NIEBA – pozagalaktyczne 2010

Kilka odkrytych źródeł przez MAGIC – informacja o aktywności

z teleskopu KVA


Przysz o stereo od x 2009

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