Obserwacje TeV'owych źródeł promieniowania gamma - obserwatorium H.E.S.S.

HESS = High Energy Stereoscopic System Obserwacje TeV'owych źródeł promieniowania gamma - obserwatorium H.E.S.S. Michał Ostrowski Obserwatorium Astronomiczne Uniwersytet Jagielloński HESS = High Energy Stereoscopic System Philippe Plailly Oparte na prezentacji W. Hofmanna

Pytanie o pochodzenie promieniowania kosmicznego? Źródło promieniowania kosmicznego p + jądro π +X Poszukiwanie źródeł tylko cząstki neutralne Astronomia gamma i Astronomia neutrinowa π o γγ π ± µ ± ν

Foton promieniowania gamma Pęk cząstek e +,e - światło Czerenkowa ~ 1 o ~ 10 km Detekcja pro- mieni gamma w zakresie TeV używając "teleskopów Czerenkowa" Podstawowa cecha: olbrzymia powierzchnia detektora ~ 0.1 km 2 ~ 120 m

Orientacja obrazu kierunek Natężenie świecenia energia Kształt obrazu rozróżnienie cząstek

MPI Kernphysik, Heidelberg Humboldt Univ. Berlin Ruhr-Univ. Bochum Univ. Hamburg Landessternwarte Heidelberg Univ. Tübingen Ecole Polytechnique, Palaiseau APC Paris Univ. Paris VI-VII CEA Saclay CESR Toulouse LPTA Montpellier LAOG Grenoble Paris Observatory LAPP Annecy Durham Univ. Univ. of Leeds Dublin Inst. for Adv. Studies Charles Univ., Prag CAMK, Warszawa Uniwersytet Jagiellonski, Kraków Instytut Fizyki Jądrowej, Kraków Uniwersytet Mikołaja Kopernika, Toruń Yerewan Physics Inst. Univ. of Adelaide North-West Univ., Potchefstroom Univ. of Namibia, Windhoek Współpraca H.E.S.S. 28 wrzesień 2004: Inauguracja obserwatorium H.E.S.S. Położenie: Wyżyna Khomas,, Namibia

Polska we współpracy H.E.S.S. od jesieni 2005 T. Bulik J. Dyks K. Katarzyński R. Moderski J. Niemiec M. Ostrowski B. Rudak M. Sikora Ł. Stawarz A. Zdziarski (CAMK, UJ, IFJ, UMK + CBK) + 2 post-doc'ów w Heidelbergu: M. Dyrda (IFJ?) A. Szostek (UJ)

Teleskopy H.E.S.S. 107 m 2 powierzchnia luster 960 fotopowielaczy, pole widzenia 5 o Obserwacje w bezksiężycowe noce, ~1000 h / year Pierwsza wstępna analiza robiona jest w Namibii Ostateczna analiza i kalibracja w Europie Każdej nocy 5-10 obiektów, zapisuje się 300 obrazów /s (10 TBytes / rok)

(animacja od M. Fuessling'a) Analiza w trakcie obserwacji wykrywa źródło promieniowania gamma

Kamera: 960 pikseli, 0.16 o 5 o pole widzenia (1.4 m)

Początki astronomii gamma: Whipple 1968 Detekcja Mgławicy Krab 1989: 50 h obserwacji na sygnał 5σ

H.E.S.S. 2003 Wykrywa takie obiekty jak Krab w 30 sekund 1% Kraba w 25 h

Galaktyczne akceleratory cząstek: Pozostałości po SN Mgławice napędzane wiatrem z pulsara Układy podwójne gwiazd Ciemne źródła Centrum Galaktyki

Pozostałość po wybuchu SN w promieniach gamma alias Vela Junior

Korelacje promieniowania X i gamma H.E.S.S. HESS promienie gamma Suzaku promienie X Kontury: promieniowanie X z ASCA Y. Uchiyama et al. 2002 Suzaku: Y. Uchiyama, T. Takahashi Texas Symp. 2006

Czy rozumiemy rejestrowane promieniowanie? RX J1713.7-3946 Berezkho & Völk astro/ph-0602177 elektron synch. rad. ~B 2 d = 1 kpc E = 1.8. 10 51 erg M = 3.5 M ρ(r) = 0.01 10 /cm 3 B = 126 µg ~10 µg e/p= 10-4 π 0 elektron IC

Vela Junior Vela (Rosat) Vela Junior d 200 pc wiek 700 y

HESS J1023-575 preliminary Westerlund 2 WR20a WR20b WR 20a WR 20b Rozmiar źródła gamma PSF WR20a: Dwie ~70 M gwiazdy WR na orbicie 3.7 dnia

Pulsująca emisja z magnetosfery pulsara Pozostałości po SN Mgławice napędzane wiatrem z pulsara (PWN) Układy podwójne gwiazd Ciemne źródła Centrum Galaktyki warstwa zewnętrzna Szok w e ± wietrze pulsarowym G21.5-0.9 Chandra / H.Matheson & S.Safi-Harb

Mgławica Krab : : - szerokopasmowe widmo obejmuje 20 dekad - fotony γ detekcja w 9 dekadach dach! Animacja z HST 100 kev 100 TeV SYN COMPTEL EGRET CELESTE HEGRA IC: syn, opt, IR, micro, CMB E e ~10 15 ev B=160 µg

PWN Źródła γ odkryte przez H.E.S.S.'a są rozciągłe przesunięte względem pulsara

Struktura mgławicy pulsarowej: HESS J1825-137 137 > 2.5 TeV 1 1.5 2.5 TeV < 1 TeV

Pozostałości po SN Mgławice napędzane wiatrem z pulsara Układy podwójne gwiazd Ciemne źródła Centrum Galaktyki

Zmiany widma promieniowania gamma wyjątkowa okazja do eksperymentowania ze źródłem kosmicznym w zmiennych warunkach

Strumienie energii γ / X > 60 Pozostałości po SN Mgławice napędzane wiatrem z pulsara Układy podwójne gwiazd Ciemne źródła" Centrum Galaktyki Ciemne źródło w zakresie X lub niższych energiach fotonów

Ciemne źródła: Obiekty które świecą tylko w promieniach gamma! bez widocznych odpowiedników w X, radio,

Centrum Galaktyki ze Spitzer'a Pozostałości po SN Mgławice napędzane wiatrem z pulsara Układy podwójne gwiazd Ciemne źródła Centrum Galaktyki

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 Dyfuzyjny ruch cząstek γ

Źródła promieni gamma TeV z Centrum? Rozpadające się neutrony wysokich energii? Fale uderzeniowe w przepływie akrecyjnym w Sgr A* lub wietrze? Promieniowanie krzywiznowe protonów UHE blisko Sgr A* Mgławica pulsarowa G359.95-0.04? "Normalne" akceleratory promieniowania kosmicznego

"Top-down" Anihilacja cząstek ciemnej materii χχ qq, gg Generuje charakterystyczny profil świecenia gamma z ostrym maksimum z długim ogonem i charakterystyczne widmo energii

Czy to DM? Rozkład w odległości kątowej DM = "Dark Matter" Profil ciemnej materii źródło punktowe

Czy to DM? Rozkład w odległości kątowej Po odjęciu emisji dyfuzyjnej PRL, in press

Czy to DM? Widmo promieniowania E 2 F(E) [TeV/cm 2 s] 10-11 10-12 Widmo promieniowania gamma zaproponowany po pomiarach H.E.S.S.'a 10-13 20 TeV Neutralino 20 TeV cząstki KK 0,1 1 10 E [TeV] Zaproponowany przed wynikami H.E.S.S.'a

Badania pozagalaktyczne Fizyka dżetów z AGN Rozkład kosmologicznego promieniowania tła (EBL) w zakresie IR-UV EBL x x x γ VHE γ EBL e + e -

Badania odległych blazarów 1ES 1101-232 z = 0.186 ~12 σ Costamante & Ghisellini, 2002 1426 1101 2356 421 2155 501 2344 2005 Preliminary H 2356-309 z = 0.165 ~10 σ S. Pita, OG 23 M. Tluczykont, OG 23

Widma w zakresie gamma & EBL Source spectrum EBL Γ = 1.5 1 ES 1101 Γ = 2.9±0.2 H 2356 (x 0.1) Γ = 3.1±0.2

X X X X

ExtragalacticBackgroundLight upper limits X X measurements ograniczenie na EBL Wszechświat bardziej przeźroczysty HESS limits lower limits from galaxy counts Reference shape

Blazary: szybka zmienność w zakresie TeV 2 minutowa zmienność

M87 "nieblazarowe" źródło pozagalaktyczne HEGRA i HESS (~20") szybka zmienność

CTA H.E.S.S. II Astronomia promieniowania gamma w zakresie najwyższych energii zaczyna się na poważnie. Jakie odkrycia jeszcze na nas czekają? MAGIC, VERITAS, Cangaroo,