Erdgebundene Gamma-Astronomie - Seminar: "Teleskope am Himmel, auf der Erde und unter der Oberfläche"

Erdgebundene Gamma-
     Astronomie
Seminar: „Teleskope am Himmel,
  auf der Erde und unter der
          Oberfläche“
        Vortrag: Martin Schulze

Motivation
                 Suche nach ...

  AGNs               Zwillings-                SNRs
                     systemen

         Dunkler Materie, neuen Quellen etc.

ABER: Satteliten decken nur den Bereich bis 30 GeV ab !

Inhalt

Was wird Gemessen ?

Wer misst wo ?
        Vorstellung einiger Projekte

Welche Probleme ergeben sich und wie können sie
            gelöst werden ?

Was wird gemessen ?
• Gammastrahlen werden von der Luft
  absorbiert => Paarbildung,
  Comptoneffekt und Photoeffekt

•ABER: Durch diese Paarbildung
entstandene Elektronen bewegen sich
schneller als die Phasengeschwindigkeit des
Lichts in Luft => Tscherenkow-Licht

Tscherenkow - Effekt
  Durchfliegt ein elektrisch geladenes Teilchen Materie, so werden
 deren Atome zu elektrischen (Dipol-)Schwingungen angeregt: Die
  Atome strahlen entlang ihrer gesamten Bahn elektromagnetische
Wellen ab. Wenn nun die Geschwindigkeit des erregenden Teilchens
kleiner ist als die des Lichts, heben sich die Wellen gegenseitig auf.
Bewegen sich die geladenen Teilchen jedoch schneller als das Licht
 in dem umgebenden Medium, so können die Wellen benachbarter
Atome sich nicht mehr auslöschen, da sie schneller erzeugt werden
als sie sich auslöschen können. Diese elektromagnetischen Wellen
         kann man dann als Tscherenkow-Licht beobachten.

Tscherenkow-Effekt

                        c
                cos ϕ =
                        nv
                Der Winkel ist ein Maß
                für die Geschwindigkeit

  Phasenfront

Luftschauer
          γ
               Atmosphäre
  e   −   e+

Tscherenkow Teleskope
     Arbeitsweise

Tscherenkow-Teleskope

Tscherenkow-Teleskope

Vorstellung einiger Projekte
        und Historie
•Jelly, Chudakov und Whipple
•VERITAS
•CANGAROO
•HESS
•MAGIC
•CTA
•DWARF

Historisches...

•1953 Jelly und Galbraith weisen mit einem 60 cm
       Spiegel Tscherenkow Impulse nach

 •1959 – 1961 Chudakov installiert 12 Teleskope in
 Crimea, Russland und kann die obere Rate für den
      Fluss der Photonen vom Krebsnebel auf
   5*10-12 ph/m2s bestimmen (heutige Werte nur 4
                     mal höher)

• 1968 Whipple Tscherenkow Teleskop auf den Mount
      Hopkins in der Nähe von Amado, Arizona

                               •10m Teleskop

                              •1989 Messung von
                              Gammastrahlung aus
                                dem Krebsnebel

                             => Geburtsstunde einer
                             neuen Wissenschaft !!!

Whipple 1968

VERITAS
            (Very Energetic Radiation Imaginc Telescope
                           Array System)    4 km östlich von
                                                Whipple
   •Vier 12 m Teleskope
•Energiebereich von 50 GeV
        bis 50 TeV
•Besonders Sensitiv bei 100
     GeV bis 10 TeV

Cangaroo I & II
   (Collaboration of Australia and Nippon
for a GAmma Ray Observatory in the Outback)

          Cangaroo I: 3,8 m Teleskop ab 1992 im
                          Betrieb

            Cangaroo II: 7 m Teleskop
                   Baujahr 1999
             Im Jahr 2000 Ausbau auf
                    10 m für...

Cangaroo III

Array aus vier 10 m Teleskopen
   Fertigstellung: März 2004

•114 80 cm Einzelspiegel
ergeben den gesamten Spiegel
•Fokuslänge: 8 m
•Energieschwelle: 100 GeV

H.E.S.S.

      Beheimat auf den Gamsberg in Namibia
       Ab 2004 regelmäßige Beobachtungen

• Vier Teleskope in
einem 120 m2 Quadrat
• etwas mehr als 12 m
Durchmesser
•380 runde
Einzelspiegel

MAGIC
                 (Major Atmospheric Gamma-ray
                  Imaging Cherenkov Telescope)

   Größte Tscherenkow        Standort: Roque de los Muchachos,
    Teleskop der Welt
                                     La Palma Kanaren
Bauzeit von 2001 bis 2003
   Ab 2004 in Betrieb
•17 m Durchmesser
•Spiegelfläche von 239 m2
•Gewicht ca. 40000 kg
•20 s Reaktionszeit beim
Ausrichten

http://wwwmagic.mppmu.mpg.de/gallery/movies/MagicMovingFast.mpg

Magic Datennahme
Im Zentrum 397 Pixel
      mit 0,1°
Außen 180 Pixel mit
       0,2°
Datenrate von 200 –
     300 MHz
 Energiebereich von
 50 GeV bis 50 TeV

Active Mirror Control (AMC)
  Ermöglicht Korrektur des
         Spiegels

Magic II
   Selbe Größe, aber die Kamera besteht nur aus 0,1° großen
                           Pixeln

Fertigstellung:
18/19.9.2008

DWARF

              VERITAS

                        MAGIC

                            DWARF

   Dedicated
Worldwide Agn
Research Facility               H.E.S.S.   CANGAROO
   (DWARF)

CTA    (Cherenkov Telescope Array)

• Zwei Felder Nord und
Süd
• Einige 23 m –28 m
Teleskope für den
niedrigen Energiebereich
•Mehrere 15 m – 18 m
Teleskope für höhere
Energien
• Hoffnung auf 10 GeV
– 100 TeV

Welche Probleme ergeben sich und wie
      können sie gelöst werden

• Untergrund
• Trennung von nicht gewünschten Ereignissen
• Energiebestimmung
• MARS

Untergrund
                       Beispiel MAGIC:
                  Zwei Aufnahmemodi:
 ON – OFF Modus: Es wird ein Punkt (Dunkel) neben der Quelle
   angemessen und das Ergebnis als Untergrund verwendet.
=> Beobachtung hängt von äußeren Bedingungen ab, die sich ändern
                            können

   Wobble – Modus: Die Quelle
    wird leicht aus dem Focus
         gerückt und die
   gegenüberliegende Seite als
     Untergrund verwendet.

Andere Ereignisse
Neben Photonischen Schauern werden auch Hadronische
                Schauer registriert !

ABER: Geladene Teilchen geben keine Information über
              ihren Entstehungsort !

Lösung: Trennung der Schauer durch
          Monte – Carlo - Modelle

Gamma bei 1 TeV

                                    Proton bei 1 TeV

Schauer unterscheiden sich in ...
• Größe: Hadronische Schauer sind breiter
• Verteilung: Hadronische Schauer sind fragmentiert
=> Inselbildung
• Zeitverteilung: Photonische Schauer kommen
„gleichzeitig“ an

• Myonen

Myonen können nur bei
hadronischen Schauern
    vorkommen !

Energiebestimmung
     Die Energie der Gamma – Quanten kann aus der
 Intensität des Tscherenkow – Impulses ermittelt werden
ABER: Woher soll man die Funktion E(I) kennen ?
  Antwort: Aus der Simulation von Ereignissen aus den
                    Monte – Carlo Modellen

Wobei gilt E ist nicht
proportional zu I, eher
      E = a*I 1,2

M.A.R.S.
      (Magic Analysis and Reconstruction Software)
          Softwarepaket bestehend aus:
• Callisto (Calibrate light signals and time offsets)
- Kalibrierung und die Korrektur von Hardwarefehlern
• Star (Standard analysis and reconstruction)
- Rauschentfernung
• Ganymed (Gammas are now your most exciting discovery)
- Herausfiltern der Gamma Ereignisse
• Sponde (Spectrum on demand)
- Bestimmen des Energiespektrums

Ein paar Ergebnisse von MAGIC...

• Auffinden der am weitesten entfernten Gamma Quelle:

Blazar 3C 279 mit 5,3 Milliarden Lichtjahren ( z =0,536 )

• Auffinden mehrerer neuer Quellen (Mkn 180 etc.)

• Schwankungen bei Mkn 501

Ende

Quellen
•Allgemein: http://www.mpi-hd.mpg.de/hfm/CosmicRay/CosmicRaySites.html
•Magic: http://wwwmagic.mppmu.mpg.de/
•Cangaroo: http://icrhp9.icrr.u-tokyo.ac.jp/index.html
•Hess: http://www.mpi-hd.mpg.de/hfm/HESS/HESS.html
•Veritas: http://veritas.sao.arizona.edu/
•Whipple: http://linmax.sao.arizona.edu/help/FLWO/flwohis.html
•CTA: http://www.mpi-hd.mpg.de/hfm/CTA/
•Corsika: http://www.mpi-hd.mpg.de/hfm/CTA/
•Dwarf und Mars: http://astro.uni-wuerzburg.de/wiki/Main_Page
•Mars: http://magic.astro.uni-wuerzburg.de/mars/