Współpraca nauki z przemysłem - projekt "Cherenkov Telescope Array" CTA - obserwatorium astronomii gamma najwyższych energii Michał Ostrowski Koordynator Polskiego Konsorcjum Projektu "Cherenkov Telescope Array" Dziękuję Wernerowi Hofmannowi za użyczenie części slajdów do tej prezentacji
1 TeV (teraelektronowolt) = 10 12 ev Promienie gamma o energiach około MILIONA razy większych od promieni gamma z wybuchów bomb termojądrowych
Obrazowanie kosmosu Mauna Kea Obserwatorium radiowe VLA X Teleskop Hubble'a SALT SALT Obserwatorium rentgenowskie Chandra
Radio Podczerwień Światło widzialne X Promienie gamma (ev)
Radio Podczerwień Światło widzialne X Promienie gamma 10-6 ev
Radio Podczerwień Światło widzialne X Promienie gamma 10-2 ev
Radio Podczerwień Światło widzialne X Promienie gamma 10 3 ev
Radio Podczerwień Światło widzialne X Promienie gamma 10 9 ev
e gamma Promieniowanie gamma najwyższych energii 10 12 ev (= 1 TeV) Obserwatorium H.E.S.S. w Namibii
Badanie kosmicznych akceleratorów cząstek Źródło promieniowania kosmicznego Poszukiwanie źródeł tylko cząstki neutralne Astronomia gamma p + jądro π +X π o γγ
Foton promieniowania gamma Pęk cząstek e +,e - ~ 10 km Detekcja promieni gamma w zakresie TeV używając "teleskopów Czerenkowa" ~ 1 o Podstawowa cecha: olbrzymia powierzchnia detektora ~ 0.1 km 2 ~ 120 m
Natężenie świecenia energia Kształt obrazu Rozróżnienie cząstek Orientacja obrazu kierunek
Analiza w trakcie obserwacji HESS wykrywa źródło promieniowania gamma Czas obserwacji Ten obraz pokazuje odchyłki od średniej (animacja od M. Fuessling'a)
Kamera: 960 pikseli, 0.16 o 5 o pole widzenia (1.4 m)
Jim Hinton ICRC 2007
Jim Hinton ICRC 2007
Cele badawcze CTA Pozostałości Pulsary i po SN ich mgławice Układy * Aktywne Błyski prom. jądra galaktyk gamma Promienie kosmiczne Ciemna materia Teoria kwantowej grawitacji Kosmologia
Przykłady z eksperymentu H.E.S.S. alias Vela Junior Pozostałość po wybuchu gwiazdy supernowej w promieniach gamma
Vela Junior Vela (Rosat) Vela Junior d 200 pc wiek 700 y
PWN Źródła γ odkryte przez H.E.S.S.'a są rozciągłe przesunięte względem pulsara
Struktura mgławicy pulsarowej: HESS J1825-137 > 2.5 TeV 1 1.5 2.5 TeV < 1 TeV
a teraz układy podwójne: Pozostałości po SN Mgławice napędzane wiatrem z pulsara Układy podwójne gwiazd Ciemne źródła Centrum Galaktyki
Źródła promieni gamma & ich fizyka Mikrokwazar Okres mierzony w promieniowaniu gamma: 3.908±0.002 days LS 5039 4 (?) M obiekt na ekscentrycznej 3.906-dniowej orbicie wokół gwiazdy o masie 20-30 M najbliżej: ~10 mln km lub ~2 promienie gwiazdy
Zmiany widma promieniowania gamma pochłanianie fotonów gamma przez oddziaływanie z promieniowaniem gwiazdy γ+γ e + e -
Ciemne źródła: Obiekty bez widocznych odpowiedników w X, radio,
Rainer Schödel Rozbłysk w IR
Centrum Naszej Galaktyki H.E.S.S. Płaszczyzna Galaktyki źródło promieniowania gamma Sgr A East SNR (radio) Sgr A*
Centrum Galaktyki H.E.S.S. Płaszczyzna Galaktyki
Centrum Galaktyki H.E.S.S. Obłoki molekularne Płaszczyzna Galaktyki Po odjęciu źródeł punktowych p γ
Badania pozagalaktyczne Fizyka dżetów z aktywnych jąder galaktyk Rozkład kosmologicznego promieniowania tła (EBL) w zakresie IR-UV EBL x x x γ VHE γ EBL e + e -
Extragalactic Background Light górne granice X X pomiary ograniczenie na EBL Wszechświat bardziej przeźroczysty dolne ograniczenie ze zliczeń galaktyk kształt modelowy EBL ograniczenie HESS'a
Galaktyki z masywną czarną dziurą: szybka zmienność w zakresie TeV 2 minutowa zmienność
Polska inwestycja >0.5 mln Euro H.E.S.S. Faza II H.E.S.S. II Badania dzisiaj: HESS, MAGIC, VERITAS Kolejny krok CTA
CTA: Cherenkov Telescope Array - wielki projekt światowy Polska jednym z głównych partnerów VERITAS MAGIC 25 państw >150 instytutów badawczych > 850 osób H.E.S.S. Z Polski: UJ IFJ PAN AGH Cyfronet CAMK PAN CBK PAN UW UŁ UMK Kraków Warszawa Łódź Toruń
Podstawowa sieć teleskopów o średnicach ~10 m czułość 0.001 Kraba w zakresie 100 GeV 10 TeV 6 o 8 o field of view Not to scale!
Wielkie teleskopy do "niskich" energii próg energetyczny około 20-30 GeV mniejsze pole widzenia Not to scale!
Sieć teleskopów do wysokich energii do 300 TeV 10 km 2 powierzchni duże pole widzenia Not to scale!
Gdzie powstanie CTA? Obserwatorium globalne, z dwoma miejscami do obserwacji Dobry widok na odległy Wszechświat widać w szczegółach centrum Naszej Galaktyki
Realizacja fazy przygotowawczej CTA w Polsce (finansowanie z grantów krajowych i FP7, w sumie >3 mln Euro) Prace techniczne obejmują: prace nad mechaniczną konstrukcją teleskopów (IFJ PAN) opracowanie nowatorskiej technologii zwierciadeł kompozytowych (CBK PAN oraz IFJ PAN) opracowanie cyfrowej elektroniki do teleskopów (UJ, AGH) oprogramowanie, zbieranie danych pomiarowych i modelowanie Monte Carlo (CAMK PAN, UŁ, CYFRONET) budowę niewielkich automatycznych teleskopów do monitorowania pogody (UW) udostępnianie infrastruktury komputerowej (CAMK PAN, CYFRONET) Prace nad wymaganiami naukowymi dla CTA : CAMK PAN, IFJ PAN, UW, UJ, UŁ, UMK
Kosztorys budowy CTA szacuje się na 200 milionów Euro Projekt ten jest na głównych "mapach drogowych" wielkich infrastruktur badawczych na świecie: ESFRI, ASPERA, ASTRONET, także na Polskiej Mapie Drogowej Początek budowy CTA w roku 2014 Polska jest jednym z głównych partnerów CTA, z ambicjami - na znaczący ~10% udział w budowie, - realizację w kraju zaawansowanych technologicznie elementów projektu Potrzeba kontaktów i współpracy z firmami
Mgławica Krab : : - szerokopasmowe widmo obejmuje 20 dekad - fotony γ detekcja w 9 dekadach! Animacja w X-ach z Chandry 100 kev 100 TeV SYN EGRET CELESTE IC: syn, opt, IR, micro, CMB E e ~10 15 ev B=160 µg
Potencjał badawczy astronomii VHE X γ (<GeV) VHE
Pęki cząstek wyglądają dosyć podobnie do rojów meteorytów Obserwacja wielu z nich pozwala wyznaczyć dokładnie kierunek z którego przychodzą M (ze Sky & Telescope)