PRZEGLĄD WYNIKÓW OBSERWATORIUM MAGIC

1. Dorota Sobczyńska Uniwersytet Łódzki PRZEGLĄD WYNIKÓW OBSERWATORIUM MAGIC 13.05.2010

2. PLAN • Metoda pomiaru promieniowania γ • Obserwatorium MAGIC • Niektóre wyniki • Przyszłość

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

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

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

6. Budowa teleskopu

7. TWORZENIE OBRAZÓW

8. Parametry obrazu(ów) Θ

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

10. 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

11. 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

12. Obserwatorium MAGIC 2200m powyżej p.m. ~ 800 g/(cm2) 28 stopni szerokości geograficznej północnej 17 stopni długości geograficznej zachodniej

13. MAGIC I i MAGIC II

14. 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

15. 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

16. 4NN

17. 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

18. Znane eksperymenty czerenkowskie MAGIC (2004) HESS (2003) VERITAS (2006) CANGAROO-III (2004) Martinez 2005

19. DLACZEGO MAGIC? • Największe obecnie działające teleskop – najmniejsze mierzone energie • Możliwość obserwacji pulsarów (sumtrigger) • Obserwacje nawet wtedy kiedy księżyc widoczny • Szybka zmiana ustawienia – obserwacje GRB

20. NIEKTÓRE WYNIKIz MAGIC I

21. MAPA NIEBA - 2010 60 źródeł galaktycznych, 38 źródeł pozagalaktycznych; w 2005 odkrytych było 32 źródła, a w 1995 tylko 3

22. 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

23. Pulsary i ich mgławice, Pozostałości po supernowych, Układy podwójne ŹRÓDŁA GALAKTYCZNE IC 443, Cygnus X-1, Crab Pulsar, LS I +61 303

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

25. CRAB: E<100 GeV Możliwa kalibracja teleskopu – porównanie z danym z Fermi Albert et al., ApJ 674,1037-1055 (2008)

26. 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)

27. 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)

28. 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)

29. PULSAR CRAB dane MAGICA Aliu et al.,Science 322,1221, (2008)

30. 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)

31. 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)

32. 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)

33. Mirabel 2006 Układy podwójne gwiazd

34. 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)

35. LS I61+303 9.4σ Albert et al., Science 312,1221 (2006)

36. 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)

37. 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)

38. LS I61+303 VLBA -Very Long Baseline Array Możliwa korelacje pomiędzy X a γ Albert et al., ApJ 684,1351 (2008)

39. LS I61+303 Korelacje pomiędzy X a γ • ich źródłem te same e Anderhub et al., ApJ 706,L27 (2009)

40. AGN (blazary, kwazary,radiogalaktyki) ŹRÓDŁA POZAGALAKTYCZNE 1ES1218+304, PG 1553+113, Mkn180, BL Lac, 1ES1011+496, 3C 279, MAGIC J0223+430 (3C66A/B)

41. Jądra aktywnych galaktyk

42. 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)

43. 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)

44. 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)

45. M87 Obserwacje w tym samym czasie HESS, MAGIC, VERITAS (γ), Chandra (X),VLBI (radio): I - V 2008 Acciari et al.,Science 325, (2009)

46. 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)

47. 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

48. 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 23.02.2007 F(>200GeV) = 15 % Craba • Zrekonstruowane energie powyżej 80GeV Albert et al.,Science 320,1752, (2008)

49. 3C 279 Dane z 23.02.2006 Obserwacje w zakresie Widzialnym przez KVA (R) Albert et al.,Science 320,1752, (2008)

50. 3C 279 Albert et al.,Science 320,1752, (2008)