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Astronomia gamma con esperimenti a copertura totale

P.Salvini - IFAE '06. Astronomia gamma con esperimenti a copertura totale. 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

gilda
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Astronomia gamma con esperimenti a copertura totale

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Presentation Transcript

  1. P.Salvini - IFAE '06 Astronomia gamma con esperimenti a copertura totale

  2. Esperimenti con un imaging spazio-temporale dello sciameastronomia 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 Spatial Distribution Intensi bursts di raggi g da direzioni uniformemente distribuite nell’Universo (anni’60) fenomeno energetico ~1054 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) GRB Positions in Galactic Coordinates

  4. 1 photon at 18 GeV 95 minutes later 2 photons at 3 GeV during the BATSE burst Batse 1s error circle Milagrito candidate - GRB 970417a 18 events w/background of 3.46 > 650 GeV photons Earth occultation GRBs – Emissioni ad alta energia BATSE is sensitive to 20 keV- 2 MeV photons EGRET is sensitive to 30MeV– 30GeV photons EGRET ha osservato emissione ritardata nell’intorno del GeV del GRB del 17/02/1994 compreso un fotone da 18GeV emesso 90 minuti dopo l’inizio del bursts! 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.

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

  6. Modi di rivelazione e Range Energetico SATELLITE: E<30GeV Argo Milagro (Hawc?) Cherenkov: 100GeV-30TeV W=10-3 4p Rivelatori a “sampling”: E>10-100TeV

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

  8. e m g 8 meters 50 meters 80 meters Milagro • 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 • 2600m slm (New Mexico) • Water Cherenkov Detector • 0.75o risoluzione angolare • Buona reiezione del background: rimane il 50% dei gamma scartando il 91% dei protoni Bassa soglia in energia (qualche centinaio di GeV ) Elevato duty cycle (>95%) Grande campo visivo (~2 sr)

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

  10. E-2.51±0.05 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) = 5.1x10-10cm-2sec-1 sr-1 consistente con l’estrapolazione dello spettro di EGRET From Atkins et al.ICRC ‘05

  11. Osservazione del cielo per Milagro : • Milagro (ApJ 2004, 608, p680) ha osservato il cielo nell’emisfero 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 970417a)

  12. ARGO-YBJ collaboration High Altitude Cosmic Ray Laboratory at YangBaJing Longitude 90° 31’ 50” East Latitude 30° 06’ 38” North 4300 m above the sea level ARGO-YBJ o Astrophysical Radiation Ground-based Observatory @ YangBaJing

  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) • 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 • Ricerca di sorgenti gamma puntiformi • Ricerca di transienti (GRBs) Con i primi sei mesi di dati di Argo (e 1/3 del tappeto) !!!

  14. Events saturating Strips BIG PAD Read-out of charge induced on “Big Pads” ADC RPC Il rivelatore di ARGO Risoluzione temporale ~ 1 ns Risoluzione spaziale = 6.5 ´ 62 cm2 (1 strip) Tappeto completo (~ 6000m2 ) installato Marzo 2006 Now in data taking !!!! Presa dati Jan-Jul 2005 1900m2 Sampling ring circonda il tappeto estendo l’area di rivelazione a circa 6500m2 The detector will be covered by a 0.5 cm thick lead converter layer The PAD(56  62 cm2)is the space-time “pixel” ARGOhas18480PADs

  15. Experiment Hall

  16. MC su tappeto completo 20-50pad => 100-200 GeV

  17. With g/hadron discrimination algorithms Without any g/hadron discrimination

  18. Some events…

  19. Prime misure (6 mesi di dati con circa 30% del rivelatore) Distribuzione angolare Expected behaviour: Xo = vertical depth (606 g/cm2) Latt = attenuation length of showers Deviazioni per q>60° sono dovute a eventi mal ricostruiti , interazioni sull’edificio del laboratorio Fit: I0 = (165 ± 9) s-1 sr-1 a = 5.4 ± 0.1 Latt= 108 + 2 g/cm2

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

  21. Ricerca sorgenti gamma puntiformi: Primi risultati con  30% del tappeto completoe senza convertitore di Pb Nessun algoritmo di discriminazione gamma/adroni applicato observable declination band –20° <  < 80° (66% of the sky) Selection of showers with zenith angle  < 50° • Run time: 1006.5hours • N.Events 5.7 108 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   = 90 The background is evaluated with the “time swapping”method Mkr 501 Mkr 421 CRAB In each bin: ns= (Ns-Nb) / Nb ½ Ns = observed events Nb= expected background events  = - 90

  22. Argo in modalita’ “Scaler mode” 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 sogliaE  10 GeV • Usati 4 scalers (>=1,>=2,>=3,>=4) a intervalli fissi di tempo (0.5secondi) per poter dare una stima dell’energia • Non e’ ricostruita la direzione Per GRB dati limiti alla fluenza di GRB rivelati da satellite

  23. Ricerca GRB o fenomeni transienti in scaler mode Convoluzione dell’area efficace con i seguenti spettri: • con  = 2 e Ecut = 100 GeV per iFOTONI • con  = 2.7 per iPROTONI • Le energie mediane e gli intervalli energetici (FWHM) risultano essere:

  24. Sensitività GRB 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° • Ecut = 100 GeV • t = 10 s • no assorbimento z = 0 Significatività • k = 3

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

  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 l’emissione da GRB sono stati posti mediante la tecnica di “scaler mode” L’esperimento è stato “rodato” con successo 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

  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. CRAB( > 1 TeV)  2 ·10-11 ph/cm2·s back( > 1 TeV) · (= 1 msr)  1.5 ·10-8 nuclei/cm2·s Problema generale per l’astronomia 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) Sciami da cosmici  sciami da g Differenze basate su distribuzione laterale o componente muonica Astronomia  a Terra richiede una attenta reiezione (e valutazione!) del background

  30. Resistive Plate Chambers in Argoelettrodi in bachelite – streamer mode gas volume thickness : 2mm Gas mixture: Argon/ Isobutane/Tetrafluoroethane 15/10/75

  31. 42 clusters Circa 6 mesi di dati: Confronto MC e dati reali: Metodo Pad pari-dispari 20-50pad => 100-200 GeV MC su tappeto completo

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

  33. 42 Cluster runs (6months data taking in 2005): event rate vs Pad multiplicity R = KNpadb K = (-6.06 ± 0.51) 104 s-1 b = (-2.35 ± 0.02)

  34. 42 Cluster runs: event rate vs Strip multiplicity R = KNstripb K = (9.08 ± 0.44) 104 s-1 b = (-2.385 ± 0.008)

  35. ARGO-YBJ area efficace per g primari Trigger: ≥ 20 pads sul “tappeto centrale”

  36. Sensibilità a sorgenti gamma puntiformi ARGO

  37. -ray energy at whicht = 1 Gamma-Ray Horizon 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 This measurement require a significance number of AGN with similar spectral features to disentangle the intrinsic spectra from the effect of absorption. • Final goal • If EBL and intrinsic AGN spectra known • Measure distances to high z • Constraints on cosmological parameters To see high-z AGNs, must measure well below 300 GeV.

  38. Gamma/hadron discrimination Photon Shower Proton 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  VHE gamma ray astronomy and RC physics with ARGO-YBJ

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

  40. Nucleus with a luminosity higher than the whole host galaxy • up to 1048 erg/s • our Galaxy : L ~ 1044 erg/s • Non thermal spectrum • Strong emission lines • High variability • Radio Loud (10%) • Strong synchrotron radio emission from relativistic jets • Radio Galaxies • Radio Quasars • Blazars(< 5%) AGNs include many different objects: Radio quiet (90%) Weak radio emission – no jets • Seyfert Galaxies • Quasars Active Galactic Nuclei (AGNs) Almost all galaxies contain a massive black hole, but 99 % of them are silent.

  41. According to the Unified Model all AGNs share the same fundamental mechanism. Source of energy: super massive black hole~106-109 M + accretion disk Fuel: 1-10 M/year Blazars emit X-rays and -rays up to TeV. 94 Blazarsobserved by EGRET ~ 6 Blazarsobserved at TeV energies AGN Unified Model Blazarsare AGNs with the jet pointing towards us.

  42. Central Pulsar (>1 TeV) ~ 2·10–11 ph cm–2 s–1 Lg = 1.2·1034 erg s–1 HESS Angular distance to the source Crab Nebula The prototypical galactic TeV –ray source. • 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 The standard candle for the northern hemisphere!

  43. 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

  44. 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

  45. 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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