PRZEGLĄD WYNIKÓW OBSERWATORIUM MAGIC Dorota Sobczyńska Uniwersytet Łódzki

PLAN I.Metoda pomiaru promieniowania γ II.Obserwatorium MAGIC III.Niektóre wyniki IV.Przyszłość

Dlaczego pomiar promieniowania γ jest ważny ? proton gama Mamy informacje o źródłach źródło B B B

Metoda pomiaru promieniowania γ Detektory naziemne Detektory umieszczone na satelitach R.A.Ong Aug 2005 Atmosfera ziemska

Metoda pomiaru promieniowania γ ~ 1.5 o R.A.Ong Aug 2005 Emisja światła Atmosfera ziemska Detektory umieszczone na satelitach

Budowa teleskopu

TWORZENIE OBRAZÓW

Parametry obrazu(ów) Θ

Różnice pomiędzy pękami p x x z y z y Martinez 2005 Rozwój podłużny Rozkład fotonów na ziemi

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

Major Atmospheric Gamma-Ray Imaging Cherenkov 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 Zürichhttp://wwwmagic.mppmu.mpg.de

Obserwatorium MAGIC 2200m powyżej p.m. ~ 800 g/(cm 2 ) 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 II teleskop ma 239 zwierciadeł o powierzchni1m 2 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 widzialnegoKAMERA 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) VERITAS (2006) CANGAROO-III (2004) HESS (2003) 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 WYNIKI z MAGIC I

MAPA NIEBA źródeł galaktycznych, 38 źródeł pozagalaktycznych; w 2005 odkrytych było 32 źródła, a w 1995 tylko 3

Pomiar przez satelity 7 pulsarów66+27 Jąder Aktywnych Galaktyk 168 nieznanych źródeł Źródła odkryte przez EGRET Dane z Fermi to ~1500 źródeł, z czego ~600 AGN

ŹRÓDŁA GALAKTYCZNE Pulsary i ich mgławice, Pozostałości po supernowych, Układy podwójne IC 443, Cygnus X-1, Crab Pulsar, LS I

Pulsary i ich mgławice (Crab) Radiowe podczerwone widzialne promieniow. X Crab to pozostałośc po wybuchu Supernowej w 1054 roku

CRAB: E<100 GeV Albert et al., ApJ 674, (2008) Możliwa kalibracja teleskopu – porównanie z danym z Fermi

CRAB 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 a h 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 Aliu et al.,Science 322,1221, (2008) dane MAGICA

MAGIC J (IC 443) SNR IC 443 w odległości ~ 1.5 kpc Średnica 45 Źródło X Źródło γ o energiach 100 MeV (3EG J ) Upper limit podawany prze Whipple and CAT Albert et al., ApJ 664,L87 (2007)

MAGIC J (IC 443) I okres – 10 h obserwacji źródła 3EG J ( – ) nadmiar na poziome 3 σ (3 od pozycji II) II okres – 29 h pomiarów źródła MAGIC J ( – ) nadmiar na poziome 5.7 σ Albert et al., ApJ 664,L87 (2007)

MAGIC J (IC 443) linia - 20cm, X γ -EGRET, Emisja z CO Gwiazdka – pulsar CXOU J Albert et al., ApJ 664,L87 (2007)

Układy podwójne gwiazd Mirabel 2006

LS I 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 I Albert et al., Science 312,1221 (2006) 9.4σ

LS I Kolejne obserwacje IX 2006 – XII 2006: 112h (4 pełne okresy) Okres dnia Albert et al., ApJ 693,303 (2009)

LS I Albert et al., ApJ 693,303 (2009) 0.5 < Φ < 0.6 Γ= < Φ < 0.7 Γ=-2.6 Poprzednia praca

LS I Albert et al., ApJ 684,1351 (2008) Możliwa korelacje γ pomiędzy X a γ VLBA -Very Long Baseline Array

LS I Anderhub et al., ApJ 706,L27 (2009) Korelacje γ pomiędzy X a γ -ich źródłem te same e

ŹRÓDŁA POZAGALAKTYCZNE AGN (blazary, kwazary,radiogalaktyki) 1ES , PG , Mkn180, BL Lac, 1ES , 3C 279, MAGIC J (3C66A/B)

Jądra aktywnych galaktyk

M87 Radiogalaktyka (FR I) w gwiazdozbiorze Panny Odległości 16.7 Mpc SMBH ~ 6 *10 9 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 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 (5.2) h obserwacji ( – ) w tym czasie aktywny w widzialny Marginalny sygnał Wyraźny sygnał F(>200GeV) = 15 % Craba Zrekonstruowane energie powyżej 80GeV Albert et al.,Science 320,1752, (2008)

3C 279 Obserwacje w zakresie Widzialnym przez KVA (R) Dane z 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 Albert et al.,Science 320,1752, (2008) Horyzont promieni γ

3C 279 Berger et al.,ICRC 2009, Łódź Dane z potwierdzenie w TeV, KVA powyżej średniej

MAPA NIEBA – pozagalaktyczne 2010 Kilka odkrytych źródeł przez MAGIC – informacja o aktywności z teleskopu KVA

PRZYSZŁOŚĆ – stereo (od X 2009) Poprawienie dokładności wyznaczenia kierunku źródła (~ 30%) Dokładność wyznaczenia energii (od ~25% do ~ 15%) Wzrost czułości detektora (~2krotnie) Pierwsze obserwacje Mkn 421