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Esperimenti con un imaging spazio-temporale dello sciame astronomia gamma in un range energetico di 100GeV-40TeV circa (VHE astrofisica) Supernova remnants.

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Presentazione sul tema: "Esperimenti con un imaging spazio-temporale dello sciame astronomia gamma in un range energetico di 100GeV-40TeV circa (VHE astrofisica) Supernova remnants."— Transcript della presentazione:

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2 Esperimenti con un imaging spazio-temporale dello sciame astronomia gamma in un range energetico di 100GeV-40TeV circa (VHE astrofisica) Supernova remnants Nuclei Galattici Attivi (almeno 7 blazars osservate con spettro esteso al TeV) Gamma Ray Bursts (fondamentale osservazione su tutto lo spettro per comprensione….) Identificazione di nuove sorgenti Studio dei raggi cosmici Fisica dei fondamenti ( assorbimento EBL, materia oscura)

3 Gamma-Ray Bursts Intensi bursts di raggi da direzioni uniformemente distribuite nellUniverso (anni60) fenomeno energetico ~10 54 ergs! Osservazioni giornaliere da satellite (regione del KeV)! Fondamentale studio emissione in altre regioni dello spettro (es.afterglows) Durata da 0.1 a 100s circa: distinguibili due gruppi ( due differenti meccanismi) Spatial Distribution GRB Positions in Galactic Coordinates

4 GRBs – Emissioni ad alta energia Batse 1s error circle Milagrito candidate - GRB a 18 events w/background of 3.46 > 650 GeV photons 2 photons at 3 GeV during the BATSE burst 1 photon at 18 GeV 95 minutes later Earth occultation Lo studio dello spettro ad alta energia dei GRBs è una delle più forti motivazioni per un rivelatore di VHE con ampio campo di vista. EGRET ha osservato emissione ritardata nellintorno del GeV del GRB del 17/02/1994 compreso un fotone da 18GeV emesso 90 minuti dopo linizio del bursts! BATSE is sensitive to 20 keV- 2 MeV photons EGRET is sensitive to 30MeV– 30GeV photons

5 Assorbimento di Gamma sopra i 100 GeV e+e+ e-e- ~eV ~TeV Source: dN/dE E -2 Absorption: exp(- (E,z)) Spectrum at Earth: E -2 exp(- (E,z)) EBL causa distorsione dello spettro dovuta a + e + + e - Lassorbimento ottico (E,z) depende dall integrale sullo spettro EBL dalla soglia sino alle energie più elevate e dalla distanza z della sorgente. studio della Luce di Background Extragal. permette di tracciare la formazione di stelle a distanze cosmologiche Z=0.0 Z=0.03 Z=0.1 Z=0.2 Z=0.3

6 Modi di rivelazione e Range Energetico SATELLITE: E<30GeV Cherenkov: 100GeV-30TeV Rivelatori a sampling: E>10-100TeV

7 Extensive Air Shower Array Ethr intorno 100GeV Ottima risoluzione energetica Ottima discriminazione adroni (>99%) Duty cycle basso (10%) Piccolo campo di vista (20 msr) Necessitano di puntamento Spettri ad alta risoluzione Studio di sorgenti note Osservazione limitate regioni del cielo Ampio campo di vista (~2 sr) Elevato duty cycle (>90%) Alta soglia in energia (100 TeV) discriminazione /adroni (50%) Studio di sorgenti note nella regione ad alta energia Ricerca di nuove sorgenti in ampie regioni dello spazio Fisica dei raggi cosmici UHE Rivelatori X e su satellite ARGO MILAGRO Air Cherenkov Telescope EAS copertura completa Background Free Large Duty Cycle/ grande campo visivo Space-based (piccola area) Sky Survey (<10 GeV) Fisica dei AGN Transienti (GRBs) <30 GeV Ampio campo visivo (~2 sr) Elevato duty cycle (>90%) bassa soglia energia (100GeV) Alta granularità : imaging Discriminazione /adroni FENOMENI TRANSIENTI NUOVE SORGENTI VHE SORGENTI ESTESE

8 Milagro 2600m slm (New Mexico) Water Cherenkov Detector 0.75 o risoluzione angolare Buona reiezione del background: rimane il 50% dei gamma scartando il 91% dei protoni 8 meters e 80 meters 50 meters Bassa soglia in energia (qualche centinaio di GeV ) Elevato duty cycle (>95%) Grande campo visivo ( ~ 2 sr) 898 PMT in un laghetto di 3.4x104 m2 (phys. area) chiuso alla luce 1.7 KHz trigger rate Dal 2002 con anello sparso di 175 rivelatori

9 Milagro TeV Sky Map circa 3 anni di dati (Dicembre 2000 – Novembre 2003) Right Ascension Declination Crab Mrk 421 R.Atkins et al. ApJ 608(2004)680 ICRC 2005 => 5 anni di dati, Crab a 10, Mrk 421 a 6 ed un eccesso nella regione di Cygnus

10 Sorgenti estese: emissione al TeV dal piano galattico Lo spettro di raggi gamma dal piano galattico è estremamente sensibile ai diversi modelli di sorgenti di raggi cosmici e di interazione tra questi e materia interstellare Osservazioni di EGRET sino a20 GeV indicano un eccesso > 1 GeV Non esistevano sino ad oggi risultati su energie più elevate Milagro ha effettuato la prima rivelazione di raggi gamma nella regione del TeV dal piano galattico flusso (>1 TeV) = 5.1x cm -2 sec -1 sr -1 consistente con lestrapolazione dello spettro di EGRET From Atkins et al.ICRC 05 E -2.51±0.05

11 Osservazione del cielo per Milagro : Milagro (ApJ 2004, 608, p680) ha osservato il cielo nellemisfero Nord con una sensibilità pari a circa ~0.5 Crab Rivelato emissione da –Crab Nebula –Mrk 421 emissione intorno al TeV dal Piano Galattico Non ha identificato nuove sorgenti Nessuna emissione ad alta energia da 45 grb osservati da satellite tra il 2002 ed il 2005 (Saz- Parkinson - 29°ICRC) (rimane il candidato GRB a)

12 High Altitude Cosmic Ray Laboratory at YangBaJing Longitude 90° East Latitude 30° North 4300 m above the sea level ARGO-YBJ Astrophysical Radiation Ground-based YangBaJing o ARGO-YBJ collaboration

13 ARGO-YBJ e un rivelatore ottimizzato per la rivelazione di sciami con una energia di soglia di alcune centinaia di GeV La bassa soglia in energia è ottenuta : alta quota (4300 m) copertura completa (6.500m2 di rivelatore, di cui 6.000m2 completi) 1.Ricerca di sorgenti gamma puntiformi 2.Ricerca di transienti (GRBs) Con i primi sei mesi di dati di Argo (e 1/3 del tappeto) !!! Buona risoluzione angolare ~ 0.5° ampio campo visivo ( ~ 2 sr) elevato duty cycle ARGO-YBJ conduce una continua osservazione di grande parte del cielo alla ricerca di sorgenti gamma non identificate o eventi transienti come AGN flares o GRBs In questo talk

14 Il rivelatore di ARGO The PAD (56 62 cm 2 ) is the space-time pixel ARGO has PADs The detector will be covered by a 0.5 cm thick lead converter layer Presa dati Jan-Jul m 2 BIG PAD ADC RPC Read-out of charge induced on Big Pads Events saturating Strips Risoluzione temporale ~ 1 ns Risoluzione spaziale = cm 2 (1 strip) Tappeto completo (~ 6000m2 ) installato Marzo 2006 Now in data taking !!!! Sampling ring circonda il tappeto estendo larea di rivelazione a circa 6500m2

15 Experiment Hall

16 20-50pad => GeV MC su tappeto completo

17 Without any /hadron discrimination With /hadron discrimination algorithms

18 Some events …

19 Fit: I 0 = (165 ± 9) s -1 sr -1 = 5.4 ± 0.1 att = g/cm 2 Distribuzione angolare Expected behaviour: X o = vertical depth (606 g/cm 2 ) att = attenuation length of showers Deviazioni per >60° sono dovute a eventi mal ricostruiti, interazioni sulledificio del laboratorio Prime misure (6 mesi di dati con circa 30% del rivelatore)

20 Rate integrale e differenziale verso molteplicità di hits Indice spettrale consistente con quello atteso dallo spettro dei cosmici slope -2.5 Prime misure (6 mesi di dati con circa 30% del rivelatore)

21 70% = 1.5° for E =1-10 TeV ( Npad 60 trigger) Map bin size = 3 ° 3 ° = 3 ° = 3 °/cos( ) The bin centers are shifted by 1° in both and Ricerca sorgenti gamma puntiformi: Primi risultati con 30% del tappeto completo e s enza convertitore di Pb Nessun algoritmo di discriminazione gamma/adroni applicato = 90 = - 90 CRAB Mkr 421 Mkr 501 observable declination band –20° < < 80° (66% of the sky) Selection of showers with zenith angle < 50° Run time: hours N.Events The background is evaluated with the time swappingmethod In each bin: n s = (N s -N b ) / N b ½ N s = observed events N b = expected background events

22 Usati 4 scalers (>=1,>=2,>=3,>=4) a intervalli fissi di tempo (0.5secondi) per poter dare una stima dellenergia Non e ricostruita la direzione Argo in modalita Scaler mode Per GRB dati limiti alla fluenza di GRB rivelati da satellite misura della Rate per ciascun cluster, con tempo di integrazione : 0.5 s (ricorda il funzionamento dei Neutron Monitor..) fenomeni transienti, quali GRB o Solar Flares, vengono visti come una fluttuazione non statistica dei conteggi sul fondo dovuto ai cosmici energia di soglia E 10 GeV

23 Convoluzione dellarea efficace con i seguenti spettri: con = 2 e E cut = 100 GeV per i FOTONI con = 2.7 per i PROTONI Le energie mediane e gli intervalli energetici (FWHM) risultano essere: Multiplicity E mode (GeV)E range (GeV) E mode p(GeV)E range p(GeV) = 151 – – 33 = – – 65 = 3252 – – – – 240 Ricerca GRB o fenomeni transienti in scaler mode

24 Rate di conteggi n = 1 C = 38 Khz n = 2 C = 1.7 Khz n = 3 C = 180 Hz n 4 C = 120 Hz GRB model = 2 = 20° E cut = 100 GeV t = 10 s no assorbimento z = 0 Significatività k = 3 Sensitività GRB

25 Per 16 cluster le aree efficaci sono minori Per redshift z 0 assunto modello di assorbimento (Kneiske et al.2004) GRB ad angoli zenitali < 40°

26 Limiti superiori per GRB con < 40° Nessuna emissione significativa per i grb segnalati è stata osservata

27 Risultati per Argo Una preliminare osservazione del cielo è stata fatta con 1/3 del rivelatore completo Non sono stati osservati eccessi in circa 1000 ore di misura nella banda di declinazione –20° < < 80° cercando per sorgenti gamma puntiformi (statistica scarsa.. ma sistematici sotto controllo!) Limiti superiori di fluenza attorno a 10 GeV per lemissione da GRB sono stati posti mediante la tecnica di scaler mode Il rivelatore attualmente in presa dati con il carpet completo! miglioramento della risoluzione angolare raggiungimento soglia in energia implementazione della discriminazione gamma/adroni produrranno un notevole miglioramento nella sensibilità installazione ring !! + convertitore in Pb Lesperimento è stato rodato con successo

28 Conclusioni EAS a copertura completa si stanno dimostrando strumenti potenti per la rivelazione di sorgenti estese (Milagro) e per lo studio delle emissione nella regione del TeV di fenomeni transienti quali i GRB Argo ha presentato i primi risultati su sei mesi di presa dati con 1/3 del rivelatore completo La presenza di sorgenti gamma nella regione VHE è estremamente povera, dovuto al piccolo campo visivo degli ACT e alla bassa sensitività di EAS a sampling : il contributo di EAS a copertura completa in questo range energetico è fondamentale

29 Problema generale per lastronomia gamma con EAS.. sciami indotti da raggi cosmici Guardando in direzione della sorgente, il segnale è affogato dal background dei cosmici (no veto in anticoincidenza come in molti esperimenti su satellite) CRAB ( > 1 TeV) 2 · ph/cm 2 ·s back ( > 1 TeV) · (= 1 msr) 1.5 ·10 -8 nuclei/cm 2 ·s Sciami da cosmici sciami da Differenze basate su distribuzione laterale o componente muonica Astronomia a Terra richiede una attenta reiezione ( e valutazione !) del background

30 Diapo di riserva …

31 Resistive Plate Chambers in Argo elettrodi in bachelite – streamer mode gas volume thickness : 2mm Gas mixture: Argon/ Isobutane/Tetrafluoroethane 15/10/75

32 20-50pad => GeV 42 clusters Circa 6 mesi di dati: Confronto MC e dati reali: MC su tappeto completo Metodo Pad pari-dispari

33 Simulazioni MC E = ( 1 GeV - 1 TeV ) = ( 0°, 20°, 40° ) Corsika 6.18 fotoni protoni n=1 n=2 n=3 4 n=1 n=2 n=3 4 = (20°) Ricerca GRB o fenomeni transienti in scaler mode

34 42 Cluster runs (6months data taking in 2005): event rate vs Pad multiplicity K = (-6.06 ± 0.51) 10 4 s -1 b = (-2.35 ± 0.02) R = K N pad b

35 K = (9.08 ± 0.44) 10 4 s -1 b = ( ± 0.008) 42 Cluster runs: event rate vs Strip multiplicity R = K N strip b

36 ARGO-YBJ area efficace per primari Trigger: 20 pads sul tappeto centrale

37 Sensibilità a sorgenti gamma puntiformi ARGO

38 Gamma-Ray Horizon To see high-z AGNs, must measure well below 300 GeV. Final goal If EBL and intrinsic AGN spectra known Measure distances to high z Constraints on cosmological parameters The Gamma-Ray Horizon is defined by (E,z) = 1 The GRH is a distance estimator based on the absorption which depends on the –ray path the Hubble constant and the cosmological densities -ray energy at which = 1 This measurement require a significance number of AGN with similar spectral features to disentangle the intrinsic spectra from the effect of absorption.

39 I. De Mitri VHE gamma ray astronomy and RC physics with ARGO-YBJ Gamma/hadron discrimination Photon ShowerProton Shower The photon signal is statistically identified by looking for an excess, coming from a given direction, over the isotropic background due to charged cosmic rays (H, He, Li,.. nuclei) In addition to this tool the study of the shower space-time patterns can be useful to have higher discrimination power and then a larger sensitivity Multiscale analysis + ANN gives first encouraging results

40 I. De Mitri VHE gamma ray astronomy and RC physics with ARGO-YBJ Multiscale Image Analysis + Artificial Neural Network Reduced time interval needed to identify sources Larger equivalent effective area Sensitivity to smaller fluxes Preliminary

41 Active Galactic Nuclei (AGNs) AGNs include many different objects: Radio quiet (90%) Weak radio emission – no jets Seyfert Galaxies Quasars Radio Loud (10%) Strong synchrotron radio emission from relativistic jets Radio Galaxies Radio Quasars Blazars (< 5%) Nucleus with a luminosity higher than the whole host galaxy up to erg/s our Galaxy : L ~ erg/s Non thermal spectrum Strong emission lines High variability Almost all galaxies contain a massive black hole, but 99 % of them are silent.

42 AGN Unified Model Source of energy: super massive black hole ~ M + accretion disk Fuel: 1-10 M /year According to the Unified Model all AGNs share the same fundamental mechanism. Blazars are AGNs with the jet pointing towards us. Blazars emit X-rays and -rays up to TeV. 94 Blazars observed by EGRET ~ 6 Blazars observed at TeV energies

43 Crab Nebula The standard candle for the northern hemisphere ! young pulsar (950 yr) radio ~ 80 TeV energies the brighest plerion (synchrotron nebula fed by the electron wind of a central pulsar) in the Galaxy steady flux ~ E –2.49 no evidence for variability of any kind (>1 TeV) ~ 2·10 –11 ph cm –2 s –1 L = 1.2·10 34 erg s –1 Central Pulsar HESS Angular distance to the source The prototypical galactic TeV –ray source.

44 Fraction of showers falling in the solid angle Gamma/Hadron discrimination Acquisition Time Fraction of the day with the source in the field of view Sensitivity to gamma sources

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48 Solar Physics Coronal mass ejections are an ideal laboratory to study particle acceleration in the cosmos By monitoring the singles rates in all PMTs we are sensitive to low-energy particles (>10 GeV) Milagro has detected 4 events from the Sun with >10 GeV particles

49 X7-Class flare Jan. 20, 2005 GOES proton data –>10 MeV –>50 MeV –>100 MeV Milagro scaler data –> 10 GeV protons –~1 min rise-time –~5 min duration


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