Obserwatorium H.E.S.S. (High Energy Stereoscopic System) Rafał Moderski Centrum Astronomiczne im. M. Kopernika PAN

Transkrypt

1 Obserwatorium H.E.S.S. (High Energy Stereoscopic System) Rafał Moderski Centrum Astronomiczne im. M. Kopernika PAN

2 Spis treści Astronomia wysokich i bardzo wysokich energii Obserwatorium H.E.S.S. zasada działania charakterystyka obserwatorium najciekawsze wyniki Teleskop H.E.S.S. II Podsumowanie 2/58

3 Satelita FERMI zakres energetyczny 20MeV 300GeV, powierzchnia efektywna 8000cm 2, pole widzenia 2sr, kątowa zdolność rozdzielcza 100MeV 0.15o > 10GeV, energetyczna zdolność rozdzielcza 10%, czułość < 6x10-9 cm-2 s-1 3/58

4 Geminga 352x10-8 cm-2 s-1 Vela 835x10-8 cm-2 s-1 Crab 226x10-8 cm-2 s-1 zakres 100MeV 100GeV; 1873 źródła: 575 niezidentyfikowanych, ok. 100 pulsarów, ok AGN 4/58

5 PĘKI ATMOSFERYCZNE 100GeV foton TECHNIKA OBSERWACJI Foton o energii rzędu 1TeV powoduje powstanie na wysokości powyżej 10km pęku atmosferycznego zawierającego między innymi ok. 105 par e+e- 5/58 Schmidt CORSIKA shower images

6 PĘKI ATMOSFERYC ZNE TECHNIKA OBSERWACJI gamma 300GeV Cząstki emitują promieniowanie Czerenkowa. Z pęku wytworzonego z fotonu o energii 1TeV do ziemi dociera około 100 fotonów na m2 w obrębie około 250m. Całość błysku trwa kilka nanosekund. proton 1TeV 6/58

7 PĘKI ATMOSFERYCZNE TECHNIKA OBSERWACJI Teleskop rejestruje obraz pęku - określenie kierunku - jasność proporcjonalna do energii fotonu - kształt pomocny przy określaniu pochodzenia pęku Teleskop umieszczony w obrębie stożka zarejestruje fotony (jeśli tylko jest dostatecznie czuły). Daje to efektywną powierzchnię zbierająca rzędu 50000m 2 7/58

8 PĘKI ATMOSFERYCZNE TECHNIKA OBSERWACJI Zastosowanie systemu teleskopów (stereoskopii) zapewnia lepszą rekonstrukcje pęku, a co za tym idzie lepsze pomiary tła (strumienie z CR z przypadkowych kierunków, 99% skuteczność przy 50% efektywności), energii, pozycji. 8/58

9 A STRONOMIA TER AELEK TRONOWOLTOWA OBSERWATORIA C ANGAROO III (Collaboration of Australia and Nippon for a Gamma Ray Observatory in the Outback) - australijsko-japoński: cztery 10m teleskopy w Australii, od 2004 (SN1006) MAGIC (Major Atmospheric Gamma-Ray Imaging Cherenkov) 17m teleskop na Wyspach Kanaryjskich; docelowo 30GeV; grupa z Uniwersytetu Łódzkiego VERITA S (Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array System) cztery 12m teleskopy w Arizonie (potomek Whipple) HESS (High Energy Stereoscopic System) 4 teleskopy o średnicy 13m w Namibii (niebo południowe) 9/58

10 10/58

11 11/58

12 12/58

13 13/58

14 14/58

15 15/58

16 16/58

17 17/58

18 INST Y TUC JE WSPÓŁPRACUJĄCE OBSERWATORIUM H.E. S.S. 12 państw, 31 instytucji naukowych, 80 pracowników naukowych (łącznie ok. 150) PODSTAWOWE DANE - cztery teleskopy w narożnikach kwadratu o boku 120m - 13m zwierciadła główne składające się z 362 luster o średnicy 60cm rozmieszczone sferycznie; łącznie 4 x 107m2 powierzchni efektywnej; automatyczna kolimacja - kamera: 960 fotopowielaczy, pole widzenia 5 ; próbkowanie 1ns - obserwacje wymagają bezksiężycowych nocy ~1000h/rok - zakres energetyczny: 100GeV - 10TeV - zdolność rozdzielcza: kątowa 0.1 o, energetyczna 1TeV - czułość: 1% Crab (5σ, 25h) Max-Planck-Institut für Kernphysik, Heidelberg, Germany Humboldt Universität Berlin, Germany, Institut für Physik Ruhr-Universität Bochum, Germany, Fakultät für Physik und Astronomie Universität Erlangen-Nürnberg, Germany, Physikalisches Institut Universität Hamburg, Germany, II. Institut für Experimentalphysik Landessternwarte Heidelberg, Germany Universität Tübingen, Germany, Institut für Astronomie und Astrophysik (IAAT) Laboratoire Leprince-Ringuet (LLR), Ecole Polytechnique, Palaiseau, France LPNHE, Universités Paris VI - VII, France, APC, Paris, France CEA Saclay, France Observatoire de Paris-Meudon, DAEC, France LAPP Annecy, France Université de Grenoble, France LPTA, Université Montpellier II, France CERS, Toulouse, France Durham University, U.K. University of Leeds, School of Physics and Astronomy Dublin Institute for Advanced Studies, Dublin, Ireland Nicolaus Copernicus Astronomical Center, Polish Academy of Sciences, Warsaw, Poland J. Dyks, W. Kluźniak, R. Moderski, B. Rudak, A. Zdziarski Astronomical Obser vator y, Jagiellonian University, Cracow, Poland M. Ostrowski, Ł.Stawarz Institute of Nuclear Physics, Polish Academy of Sciences, Cracow, Poland J. Niemiec, M. Dyrda Astronomical Obser wator y, University of Warsaw, Poland T. Bulik Center for Astronomy, Nicolaus Copernicus University, Toruń, Poland K. Katarzyński Charles University, Prag, Czech Republic, Nuclear Center Yerevan Physics Institute, Yerevan, Armenia University of Adelaide, Australia, School of Chemistry and Physics University of Namibia, Windhoek, Namibia North West University, Republic of South Africa 18/58

19 OBSERWAC JE Aharonian et al. (HESS Coll.) 2006 SNR RX J Pier wszy obiekt zobrazowany w promieniach gamma! - prosty model świecącej sferycznej warstwy oddziałującej z obłokiem molekularnym konsystentny z otrzymanym obrazem 19/58

20 A STRONOMIA TER AELEK TRONOWOLTOWA MAPA NIEBA 136 źródeł (28 niezidentyfikowanych, ok. 60 pozagalktycznych, 40 w Galaktyce) Oficjalny H.E.S.S. Source Catalog: 67 źródeł (¾ w Galaktyce) 20/58

21 OBSERWAC JE H.E. S.S. PRZEGLĄD PŁASZCZYZNY GALAKTYKI - w latach przegląd ±3 w szerokości galaktycznej i l ~ 250o 70o - ponad 2350h obserwacji - ponad 50 źródeł 21/58

22 OBSERWAC JE PSR B pulsar radiowy w układzie podwójnym z gwiazdą typu Be; silnie spłaszczona orbita z okresem 3.4lat; peryastron 1013cm szczególny przypadek podwójnego pleriona Pier wsze galaktyczne zmienne źródło TeV Pier wszy układ podwójny gwiazd zarejestrowany w zakresie VHE 22/58

23 OBSERWAC JE GROMADA GWIAZD WESTERLUND 2 Pier wsza detekcja gromady gwiazd w zakresie VHE! Obłok HII RCW 49 w odległości 4-6kpc, rozmiar ok. 100pc. Wewnątrz WR20a (układ podójny, 70Msun) i WR20b. Wiatry do 1000km/s, całkowita energia 1037erg/s. 24/58

24 OBSERWAC JE CENTRUM GALAKTYKI HESS J zarejestrowane przez wszystkie eksperymenty w zakresie VHE (HESS 49h obserwacji) - widmo potęgowe w zakresie TeV, (Γ=2.29) - brak jakichkolwiek oznak zmienności w skalach czasowych od godzin do lat (wybuchy rentgenowskie h wciąż możliwe) - centrum emisji gamma leży w odległości mniejszej niż 1' od Sgr A* - rozmiar obszaru emisji mniejszy niż 3' (7pc) Możliwe mechanizmy emisji: - Sgr A*: czarna dziura w centrum Galaktyki - pleriony (IC) - SNR Sgr A East - oddziaływanie CR z obłokami molekularnymi - anihilacja ciemnej materii 27/58

25 29/58

26 CENTRUM GAL AK T YKI ANIHILACJA CIEMNEJ MATERII - wymagana duża gęstość DM w centrum Galaktyki (szybkość anihilacji ~ρdm2) z α>1.2 - kształt widma inny niż oczekiwany - zbyt duża masa cząstki DM Emisja z centrum Galaktyki nie pochodzi z anihilacji ciemnej materii. Obserwacje centrum Galaktyki i galaktyk karłowatych nie ograniczają na razie istniejących modeli. 30/58

27 OBSERWAC JE H.E. S. S. OBIEKTY POZAGALAKTYCZNE Mgławica Tarantula w LMC SNR N157B + PSR J w Wielkim Obłoku Magellana w sąsiedztwie SN1987A i obszaru formowania gwiazd 30 Doradus H.E.S.S. very high energy gamma ray image of the LMC region, with 6, 10 and 14 sigma significance contour lines. Chandra X-ray image of the source region, showing the remnant/pulsar N157B, the 30 Doradus region and the remnant of supernova 1987A. Superimposed are the 6, 10 and 14 sigma significance contours of the very high gamma ray emission. 4energy marca /58

28 OBSERWAC JE H.E. S.S. OBIEKTY POZAGALAKTYCZNE AKTYWNE JĄDRA GALAKTYK 32/58

29 PKS SZYBKA ZMIENNOŚĆ 1 R δ < c t var /(1+ z)< 0.31 AU 9 M BH = M sun δ> R/ RS 33/58

30 PKS NIEZMIENNICZOŚĆ LORENTZA Zależność dyspersyjna 2 ( E E c ' =c 1+ ξ +ζ 2 E Pl E Pl ) E Pl = GeV Opóźnienie czasowe ΔE L Δ t= E QG c 18 E QG > GeV E QG > 0.17 E Pl Limit FERMI z obserwacji GRB > EPl 34/58

31 BL AZ ARY ABSORPCJA MIĘDZYGALAKTYCZNA EBL światło wyemitowane przez galaktyki (również pierwsze gwiazdy) - bezpośrednie pomiary trudne ze względu na światło zodiakalne - dolna granica z obserwacji galaktyk - H z=0.165, 1ES z= /58

32 BL A ZARY ABSORPCJA MIĘDZYGALAKTYCZNA 36/58

33 Centaurus A - najbliższa aktywna galaktyka: z = co odpowiada D = / Mpc (Rejkuba 2004), 1' odpowiada ~1.1kpc - masa centralnej czarnej dziury (5.5 +/- 3.0) x 107 MO - gigantyczne radioobłoki 8ox4o - większość struktur widoczna w rentgenie ponad 200 źródeł LX > 1038 erg/s 37/58

34 Figure 1. Smoothed excess sky map centered on the Cen A radio core (cross). Overlaid contours correspond to statistical significances of 3, 4, and 5σ, respectively. The inlay in the lower left corner shows the excess expected from a point source (derived from Monte 38/58 Carlo simulations).

35 Figure 2. Optical image of Cen A (UK 48 inch Schmidt) overlaid with radio contours (black, VLA, Condon et al. 1996), VHE best fit position with 1σ statistical errors (blue cross), and VHE extension upper limit of 0.2o (white dashed circle, 95% confidence level). 39/58

36 Fig. 2. Aitoff projection of the celestial sphere in galactic coordinates with circles of radius 3.1 centered at the arrival directions of the 27 cosmic rays with highest energy detected by the Pierre Auger Observatory. The positions of the 472 AGN (318 in the field of view of the Observatory) with redshift z (D < 75 Mpc) from the 12th edition of the catalog of quasars and active nuclei (12) are indicated by red asterisks. The solid line represents the border of the field of view (zenith angles smaller than 60 ). Darker color indicates larger relative exposure. Each colored band has equal integrated exposure. The dashed line is the supergalactic plane. Centaurus A, one of our closest AGN, is marked in white. 40/58

37 PROMIENIOWANIE KOSMICZNE ELEKTRONY Figure 3 ATIC results showing agreement with previous data at lower energy and with the imaging calorimeter PPB-BETS at higher energy. The electron differential energy spectrum measured by ATIC (scaled by E3) at the top of the atmosphere (red filled circles) is compared with previous observations from the Alpha Magnetic Spectrometer AMS (green stars), HEAT (open black triangles), BETS (open blue circles), PPB-BETS (blue crosses) and emulsion chambers (black open diamonds), with uncertainties of one standard deviation. The GALPROP code calculates a power-law spectral index of -3.2 in the low-energy region (solid curve). (The dashed curve is the solar modulated electron spectrum and shows that modulation is unimportant above,20 GeV.) From several hundred to ~800 GeV, ATIC observes an enhancement in the electron intensity over the 4 marcacurve Above 800 GeV, the ATIC data returns to the Astrofizyka 41/58 GALPROP solid line.cząstek, Kraków

38 PROMIENIOWANIE KOSMICZNE ELEKTRONY 42/58

39 43/58

40 44/58

41 waga: 580t wysokość osi elewacji: 24m wymiary czaszy 32,6m x 24,4m ogniskowa 36m szybkość: 100O/min 45/58

42 powierzchnia zwierciadła: 614m2 875 sześciokątnych luster o przekątnej 90cm; aluminizowane szkło z kwarcową powłoką ochronną; waga pojedynczego lustra ok. 25 kg system kolimacji o precyzji 2um 4 marca /58

43 2048 szt. fotopowielaczy średnica 200cm pole widzenia 3,2O próbkowanie 1GHz, ekspozycja 16ns waga 2,8t 47/58

44 48/58

45 49/58

46 50/58

47 51/58

48 Teleskop H.E.S.S. II POWIERZCHNIA EFEKTYWNA 52/58

49 H.E.S.S. II PULSARY 53/58

50 H.E.S.S. II PULSARY 54/58

51 H.E.S.S. II OBIEKTY POZAGALAKTYCZNE 55/58

54 PODSUMOWANIE H.E.S.S. II rozpoczął pracę w lipcu 2012 r. (obecnie w fazie próbnej) cały szereg zagadnień: pulsary, pleriony, pozostałości po wybuchach supernowych, blazary, radiogalaktyki, testy teorii fizycznych, ciemna materia przyszłość: CTA 58/58