Гамма-астрономия очень высоких энергий (VHE) Л.А.Кузьмичев 10 июля 2013, Б.Коты Гамма-излучение – энергия выше 0.1 МэВ Гамма-астрономия высоких энергий > 1 ГэВ Гамма-астрономия очень высоких энергий > 100 ГэВ Гамма-астрономия сверхвысоких энергий (UHE) > 10 ТэВ 3 лекции 1. Гамма-астрономия высоких энергий: Источники, установки, проекты 2. От установки Тунка-133 к гамма-телескопу Тунка-HiSCORE 3. Гамма-астрономия и поиск темной материи «Физика» гамма-астрономии 1. Происхождение космических лучей 2. Физика и астрофизика ультарарелятивистких потоков 3. Гамма-лучи и космология 4. Гамма-астрономия и темная материя Лекция 1: Гамма-астрономия высоких энергий: источники, установки, проекты План лекции 1. Краткое введение 2 . Как рождаются астрофизические гамма-кванты 3. Оболочки сверхновых и гамма-астрономия 4. Гамма-астрономия&нейтринная астрономия 5. Гамма-астрономия и Крабовидная туманность 6 . Краткая история гамма-телескопов 7. Современные гамма-телесекопов 8 . Проекты Галактические источники 1. Краткое введение 132 TeV источников 1873 GeV источников Работающие установки: 1. VERITAS 2. HESS 3. MAGIC 4. Fermi 5. Argo-YbJ 6. Tibet-III Проекты: 1. CTA - 2017-18 ? 2. Тунка-HiSCORE - 2016 (?) 3. HAWC - 2014 4. LHAASO - 2017-2018( ?) 2. Как рождаются астрофизичские гамма-кванты 1. Синхротронное излучение 2. Обратный комптон-эффект на реликтовом излучении 3. Распады пи-ноль мезонов Синхротронное излучение ν лармор = 2.8 106 ( B/ 1 G) Гц νсинх.= 3/2 ν лармор ( E / m c2 )2 - рентген Интенсивность ~ B2 поток электронов Обратный комптон-эффект на реликтовых фотонах Сечение: σ = σтомс. ( S < (mc 2)2 ) σ = σтомс (mc2)2 / s ( S > (mc 2)2 εγ ~10-4 -10-3 эВ Eγ ~ εγ х ( E / mc2 )2 100 ТэВ электроны 20 ТэВ фотоны σтомс = 0.66 10-25см2 Соотношение потоков и энергии Фотон от Обратного Комптон -эффекта E γ = 2 ( εx / 0.1 keV) (B/10 µG)-1 Синхротронный фотон Поток энергии: f (E) = E2 dN/dE ( эрг/см2 сек) (f (Eγ)) обратный комп. = 0.1 (B/10 µG)-2 f(εx)синхротрон 1 эрг ~ 1 ТэВ Гамма-кванты от распада Пи-ноль мезонов P + P π0 + All 2 γ E γ ~ 0.1 E p Энергетический спектр Дифференциальный спектр протонов : A E –γ Дифференциальный спектр гамма-квантов : В E- γ dNe / dE ~ E –α dNγ /dE ~ E-(α+1)/2 Гамма-кванты от электронов и протонов От протонов dN/dE ~ E-p - пионы - гамма-кванты dN/dE ~ E -p От электронов dN/dE ~ E-p - обратный комптон - гамма-кванты dN/dE ~ E –(p+1).2 Поглощение гамма-квантов γ + photon → e+ + eВселенная 1 Пэв 3.Гамма-астрономия и оболочки сверхновых Оболочки сверхновых – главные источники галактических космических лучей 1.1933 – Бааде и Цвикки – Взрывы Сверхновых – источник космических лучей Cas A radio polarization in red (VLA), X-rays in green (CHANDRA), optical in blue (HST) Взрыв сверхновой – 1053 эрг Энергия разлетающейся оболочки - 1051 эрг Частота взрывов - 1 раз в 30 лет Если 10 % энергии переходит в космические лучи, то мощность – 1041 эрг/ сек 2. 1949 – Ферми – теория ускорения космических лучей 3. 1963 – Гинзбург, Сыроватский – переход 10% кинетической энергии оболочек в энергию КЛ достаточен для объяснения галактических КЛ 4. 1977 – 1978 -Крымский, Белл и др – теория ускорения на ударных волнах 5. 1993-1996 – Бережко и др. – нелинейная теория ускорения на ударных волнах. 6. 2003-2005 – Белл, Бережко и Фельк, Птускин и Зиркашвили – усиление магнитного поля на фронте ударной волны – Emax ~ Z · 1015 eV Наблюдения nonthermal X-rays radio emission νMHz = 4.6 BμG (Ee,GeV )2 E = 50 MeV – 30 GeV (100 GeV for IR) γ = 1.9 – 2.5 We = 1048 – 1049 erg Ginzburg & Syrovatskii 1964 Shklovsky 1976 synchrotron γ e SNR π0 γ εkeV = 1 BμG(Ee/120 TeV)2 εmax ~ 100 TeV p e Compton γ inverse ε = ε (E /m c2)2 γ 0 e e TeV γ – rays electrons/protons εmax ~ 100 TeV Ускорение КЛ ударными волнами Замечательная особенностьКрымский 1977; степенной спектр ускоренных Bell 1978 частиц =(+2)/(-1), где степень сжатия ударной волны, для сильных ударных волн =4 и =2 Максимальная энергия Emax : Emax B Rsh ush Z 10 eV 1 10 μG 3 pc 3000 km s 14 Т.е. необходимо усиление магнитного поля для ускорения до 1015 эВ Механизм Бела – усиление магнитного поля космическими лучами «Остывание» электронов T ( электроны --- гамма-кванты) dE/dt = b E2 Wrel = 0.25 eV/cm3 b = 4/3 (σT c )/ (mc2 )2 ( Wrel + B2/ 8π ) σT = 6.6 10-25 cm2 E (t ) = Eo/ ( 1 +bt E0) T = 1/bE0 Для E0 =20 TeV T = 5 10 4 лет Wrel / W B = 0.1 (B/10 µG )-2 «Остывание» протонов Скорость потери энергии протоном : Ƭpp = 1/ ( ngas · c · k · k - inelasticity σpp) = 6 x 107 ( n gas / 1 cm-3) год, Соотношение потоков гаммаквантов Fγ ( IC) = W e / T F γ (π ) = Wp /Ƭ Fγ ( IC) / F γ (π ) = 10 3 ( We/ Wp) (n/1 cm-3)-1 для Eγ =1 TeV Максимальная энергия электронов Скорость набора энергии = скорости потерь на синхротронное излучение Tacc = D / (Vsh) 2 D(E) = Rg C/3 Tacc = 3000 лет ( E /100 TeV) ( B/10 µG)-1 ( Vsh / 2000 km./s )-2 E0 ~ 60 ( B/ 10 µG) -1/2 ( V sh / 2000 km/s) TeV Максимальная энергия протонов ( в Галактических источниках) Emax ~ 3 10 15 ev --- E max (gamma) ~ 300 TeV (данные Ice-Cuba дают указания, что это может быть не так. ) Почему мы не учитываем ядра: E max ~ Z x 31015 eV Комментарии к формуле Скорость потери энергии протоном : Ƭpp = 1/ ( ngas · c · k · k - inelasticity σpp) = 6 x 107 ( n gas / 1 cm-3) год, P (E) = I x E-2 полная энергия = интеграл от 1 ГэВ до 1 ПэВ I x ln( 10^6) = 1050 erg I = 7x 10^48 erg c (P -γ) = 0.1 - доля энергии протона, переходящая в гамма-кватны Fγ (Eγ ) E ^2 = I x c (P -γ) / (Ƭpp ( 4π d^2) ) = 10^(-11) ( Wcr/ 10^50 erg) ( ( d/ 1kpc)^-2 erg / cm2 s n gas / 1 cm-3 ) Потоки гамма-квантов и число событий dN/dE = A E –g exp ( -E / E0) F (> E) =2.1 10-11 ( E / 1 TeV) 100 TeV S = 0.1 km2 число событий - 5 -1.6 cm-2 sec-1 T = 100 hours Молекулярные облака : возможность наблюдать ПэВатроны Если облако будет в пределах 100 пс, то поток гамма-квантов будет в 10 раз меньше чем от оболочки сверхновой, но длиться в 20 раз дольше – около 10000 лет Масса (104 - 105 ) массы Солнца плотность ~100 г/ см2 Занимают примерно 1% от объема Галактики Состоят в основном из H2 4. Гамма-астрономия & нейтринная астрономия p +p заряженные пионы нейтрино p +p нейтральные пионы гамма-кванты N, γ(>E) 10-11 см-2 сек-1 (Wcr / 1050 erg)(1 TeV/ E) ( d / 1 кпс)-2 (n/ 1 cm-3 ) (Друри, Агоранян, Фельк) Но гамма-кванты также могут рождаться при обратном Комптон-эффекте… + выделение из фона Эффективная площадь нейтринных телескопов S eff (E) = S x P() S детектора 1 км2 0.5 м2 ( 1 ТэВ) 1 км2 5 м2 (10 ТэВ) R (E) – пробег мюона µ нейтрино Вероятность рождения мюона на длине пробега: P() = R(E)/ (E) (E)= 1/ n P( ) = 1.3 10-6 E 2 P() = 1.3 10-6 E ( 10-3 – 1 TeV) ( 1- 103 TeV), Ожидаемый сигнал от RXJ-1713 Порог мюонов Ожидаемый Фон от сигнал ( км2 атмосферных год) нейтрино 50 ГэВ 5.7 21 200 ГэВ 4.7 7 1 ТэВ 2.4 1 5 ТэВ 0.6 0.1 20 ТэВ 0.1 0.0 New results of Ice-Cube: 28 events If IceCube see PeV Galactic neutrino then we should see PeV gamma -rays Fop et al : arXiv: 1305.6606 With muon ( 2º) Only cascade ( 15 º) E ·F(>E) ~3 10 -11 erg / cm2 sec Flux from one source: E ·F(>E) ~ 10 -12 erg / cm2 sec 5. Гамма-астрономия и Крабовидная туманность Вспышка 1954 , на расстоянии 2 кп, В центре туманности –пульсар с периодом 33 мс Первый надежно зарегистрированный гамма-источник ( Т.Викс, 1989) . 9 сигма 1. Постоянное гамма-излучение 2. «пульсирующее» гамма-излучение 3. «вспышки» D = η R g C /3 6.Краткая история гаммателескопов Cherenkov Technique used for Gamma Ray Astronomy Crimea Experiment 1959-1965, Chudakov, et al., (SNR, radio galaxies) 24 July 2012, Astroparticle physics workshop, Baikal Razmik Mirzoyan, Max-Planck-Inst.-for Physics: Selected Highlights of MAGIC Astrophysics with VHE Gamma Rays 50 First Gamma-ray Experiment at Whipple Observatory, 1967-68 The pioneer, the #1 in gamma astronomy 24 July 2012, Astroparticle physics workshop, Baikal Razmik Mirzoyan, Max-Planck-Inst.-for Physics: Selected Highlights of MAGIC Astrophysics with VHE Gamma Rays 51 The Pioneer Trevor Weekes and his 10m Ø Whipple telescope gave birth to -ray astrophysics: 9 from Crab Nebula in 1988 ! 24 July 2012, Astroparticle physics workshop, Baikal Razmik Mirzoyan, Max-Planck-Inst.-for Physics: Selected Highlights of MAGIC Astrophysics with VHE Gamma Rays „If a telescope can within a few s evaporate a solid piece of steel, it can also measure gamma rays“ ;-) 52 7.Современные гамма-телескопы 1. гамма-телескопы на спутниках 2. Узкоугольные черековкие гамма-телескопы IACT (Imaging Atmosphere Cherenkov Telescope) 3. Широкоугольные установки Отступление: широкие атмосферные ливни (ШАЛ) P, A Рост числа частиц 20-30 км Xmax – глубина масксимума развития Хmax = A + B Ln( E/A) Nmax 3-5 км Диск частиц Число частиц E Атомный номер Первичная энергия Примерно половина частиц в круге с радиусом 80 м ось ливня Энергии частиц: Электроны 30-100 МэВ Ось ливня Детекторы частиц Мюоны 0.5 ГэВ P, A Регистрация черенковского света Для Ee >25 МэВ Ve > C/ n 20-30км – скорость света в воздухе Черенковский свет Q tot E Детекторы фотонов Энергетический порог черенковских установок Черенковкий импульс на световом фоне ночного неба S – площадь ФЭУ д T Сигнал = шум Sд• Pф • • Sд • Iф • T Pф ~ E - энергия Eпор ~ Iф• • T Sд • 5 - квантовая эффективность. Pф – поток черенковских фотонов T - длительность импульса ( 20 –40 нс) - угловая апертура Iф – фон ночного неба 2.1012 Для Sд ~ 0.1 м2 и 0.1 : Eпор 100 ТэВ фотон м2 сек 1 Как отличать гамма –ливень от протонного ливня F( gamma) x S x T Сигнал = (фон )1.2 = 5 (F(CR)x S x Ω x T)1/2 Подавление фона : форма изображения – черенковские телескопы Малое число мюонов ( в 30 раз меньше чем в протонных ливнях) IACT Угол наблюдения - 4 град S =0.1 m2 порог - 100 ТэВ S = 10 m2 порог - S =104 m2 порог 3 ТэВ - 10 ГэВ Это невозможно! Если поставить матрицу из ФЭУ то E th ~ ( S )-1 Для S = 200 m2 порог - 20 ГэВ Imaging Air Cherenkov Telescopes (IACT) MAGIC, La Palma Diameter of mirror – 17 m Energy threshold 25 GeV Result 1. Crab – стыковка с Fermi 2. Spectrum of e 3. e+ / e- - shadow of moon 4. фильм Число мюонов в ливне от протона в 30 раз больше чем в ливне от гамма-кванта 8.Проекты 1. CTA 2. HAWC 3. LHAASO 4. Тунка- HiSCORE An observatory for ground based gamma-ray astronomy: CTA 3 типа зеркал: 24 м в диаметре, угол обзора (FOV) 4-5 град 10 м , угол обзора 6-8 град ( 100 ГэВ – 10 ТэВ) 4-6 м угол обзора 10 град, выше 10 ТэВ CTA HAWC Andrew Smith University of Maryland (High Altitude Water Cherenkov) TeV Gamma-Ray Observatory HAWC Site Location in Mexico • • • • 4100 m (13,500’) above sea level Latitude of 19 deg N Temperate Climate Existing Infrastructure HAWC Large Millimeter Telescope (50m dia. dish) Pico de Orizaba 5600 m (18,500’) LHAASO——The third generation of survey facility for VHE γray sources 24 Wide FOV air Cherenkov image Telescopes. For Air Fluorescence measurement above 0.1 EeV also 400 burst detectors For high energy Secondary particles Near the core of air showers 6100 scintillato r detectors and 1200 μdetector s form an array covering 1 km2 LHAASO Layout in 1 km2 at 4300m a.s.l. 90k square meter Water Cherenkov Deter array. Each one has a size of HAWC LHAASO Project: γastronomy and origin of CR Large High Altitude Air Shower Observatory LHAASO Project: γastronomy and origin of CR Large High Altitude Air Shower Observatory LHAASO Project: Charge Particle Array γastronomy and origin of CR Large High Altitude Air Shower Observatory LHAASO Project: Charge Particle Array μdetector Array γastronomy and origin of CR Large High Altitude Air Shower Observatory LHAASO Project: Charge Particle Array μdetector Array γastronomy and origin of CR Large High Altitude Air Shower Observatory Water C Array LHAASO Project: Charge Particle Array μdetector Array γastronomy and origin of CR Large High Altitude Air Shower Observatory Water C Array Wide FOV C-Telescope Array & Core Detector Array Survey for γsources (extra-galactic) Survey for γsources (extra-galactic) ? Survey for γ-sources very detailed spectroscopy investigation ( a few hundred extra-galactic sources are expected ) ? 1000 10 Ev/yr P, A Рост числа частиц 20-30 км Xmax – глубина масксимума развития Хmax = A + B Ln( E/A) Nmax 3-5 км Диск частиц Число частиц E Атомный номер Первичная энергия Примерно половина частиц в круге с радиусом 80 м ось ливня Энергии частиц: Электроны 30-100 МэВ Ось ливня Детекторы частиц Мюоны 0.5 ГэВ Лекция 2: От установки Тунка к гамма-телескопу Тунка- HiSCORE: План лекции 1. Тунка-133 – статус 2013 и основные результаты : Энергетический спектр Массовый состав Сцинтилляционные детекторы Поиск гамма-квантов высоких энергий 2. Гамма-астрономия высоких энергий – главные проекты 3. Гамма-телескоп Тунка-HiSCORE - Основные направления исследований. Методика регистрации и реконструкции событий. Конструкция установки. Первые результаты Установка Тунка-133: 175 оптических детектора на 3 1 км 2 км Tunka-133: 19 clusters, 7 detectors in each cluster DAQ center Optical cable Cluster Electronic box PMT EMI 9350 Ø 20 cm 4 channel FADC boards 200 MHz, 12 bit Энергетический спектр ( за 3 сезона) . The power law index at E0>1017 is similar to that obtained by the Giant Experiments: TA, HiRes, Auger. Сравнение с другими экспериментами . 1. 2. Agreement with KASCADE-Grande Agreement with old Fly’s Eye, HiRes and TA spectra. <Xmax> vs. E0 Agreement with HiRes-MIA and Auger results at 1017 – 1018 eV EXPERIMENT: MEAN <lnA> vs. E0 ANALYSIS of Xmax DISTRIBUTION Fit with weighted sum of 4 group MC simulated distributions: Fe, CNO, He, p Energy spectrum of these group : will be presented at ICRC-2013 «легкая компонента» ( P + He) Тяжелая компонента» (CNO + Fe) Статус 2013 года Сцинтилляционные стации установки KASCADE-Grande В Москве Начато создание Гамма-телескопа Установлены 20 радиоантенн для регистрации ШАЛ Сцинтилляционные детекторы Сцинтилляционная пластина (800х800х40) Конус ФЭУ XP3462 384 комплекта Сцинтилляционные детекторы Наземные станции Подземные станции Поиск гамма-квантов высоких энергий 1. 5 1016 - 5 1017 эВ - только с помощью сцинтилляторов Безмюонные ливни ШАЛ-МГУ ? Гамма-кванты от распада космологических фотонов ( Рубцов и др) 2. 1015 - 1016 эВ черенковская установка + мюонные детектор Диапазон 1 – 10 ПэВ If IceCube see PeV Galactic neutrino then we should see PeV gamma -rays E ·F(>E) ~3 10 -11 erg / cm2 sec 28 events Fop et al : arXiv: 1305.6606 With muon ( 2º) Only cascade ( 15 º) Flux from one source: E ·F(>E) ~ 10 -12 erg / cm2 sec 200 EAS, = 40 13 E0 = 310 eV o 200-600 muons for 30 TeV for pronots No. events 150 100 times more muons for 3 Pev 100 EAS, = 0 50 o p EAS, = 40 o p EAS, = 0 0 0 100 200 300 400 500 With 100 m2 muon detectors o 600 700 800 2-6 muons – possible to separate gamma from proton N 1. Decreasing Tunka-133 energy thershold ( changing plex) 2. Increasing accuracy of Tunka clusters synchronization Increasing accuracy of angle reconstruction Проекты (высокие энергии) Международные: 1. CTA ( 2017-18) - ~150 млн. Евро (?) 2. HAWC (2014) - ~30 млн. долларов 3. LAWCA (2015) ~ 30 млн. долларов 3. LHAASO (2013-2018) ~150 млн. долларов Для исследования диапазона энергий >20-30 ТэВ нужны широкоугольные установки с площадью 10 -100 км2 . Проект Тунка- HiSCORE показывает как можно сделать такую установку в разумное время и за разумные деньги Тunka-HiSCORE : wide-angle Cherenkov gamma-observatory Area : from 1 to 100 km2 HiSCORE – Hundred* i Square-km Cosmic Origin Explorer FOV ~ 0.6 ster ( ± 30° ) Energy threshold ~ 20 TeV Total cost ~ 50 ·106 Euro Main Topics Gamma-ray Astronomy Search for the PeVatrons. VHE spectra of known sources: where do they stop? Absorption in IRF and CMB. Diffuse emission: Galactic plane, Local supercluster. Charged cosmic ray physics Energy spectrum and mass composition from 1014 to1018 eV. 107 events (in 1 km2 array) with energy > 1014 eV per one season (400 hours). Particle physics Axion/photon conversion. Hidden photon/photon oscillations. Lorentz invariance violation. pp cross-section measurement. Quark-gluon plasma. Методика регистрации и реконструкции событий Methodical approaches for 3 stages 1. Shower front and LDFsampling technique (at the first stages). Angular resolution – 0.1 deg, Xmax measurement for hadron rejection. 2. Using of small mirrors net with cheap matrix of PMTs for imaging technique. 3. Using of large area muon detectors for hadron rejection. Tunka-HiSCORE – 1 km2 1 stage 150 m 9352KB 8’’, ET What we can see with 1 km2 array (short list) Name RA degrees Decl Flux F at 1 TeV, 10-12cm-2 s1TeV-1 Г Tycho SNR (J0025+641) 6.359 64.13 0.17 ±0.05 Г=1.95 ±0.5 Crab 83.6329 22.0145 SNR IC443 (MAGIC J0616+225) 94.1792 22.5300 Geminga MGRO C3 PSR 98.50 M82 (Starburst Galaxy) 148.7 0.58 ±0.12 Г=3.1 ±0.30 17.76 69.7 Mkn 421 (BL, z=0.031 166.114 38.2088 Variable ) SNR 106.6+2.7 (J2229.0+6114) 32.6 ±.9.0 Г=2.6 ±0.3 337.26 61.34 Cas A (SNR, G111.72.1)[6] 350.853 58.8154 CTA_1(SNR,PWN) 1.5 72.8 Flux F at 35 Time of TeV, observation Number of events 10-17cm-2 s- per one year per one season 1TeV-1 (х 0.5- weater E> 20 TeV (from Milagro) factor) 236h 162.6 ±9.4 110h, 680 28.8 ±9.5 112h, 2 –(from MAGIC) 50 ( from Milagro) 37.7 ±10.7 102h, 80 325h, 22 0.25 ±0.12 Г=2.5 ±0.6±0.2 50-200 Г=2.0-2.6 1.42 ±0.33 ±0.41 Г=2.29 ±0.33 ±0.30 1.26 ±0.18 Г=2.61 ±0.24±0.2 1.3 Г=2.3 88 140h 70.9 ±10.8 167h 20 - 1000 140 ( from VERITAS 235 ( from Milagro) 177h 40 266 h 200 Энергетический порог черенковских установок Черенковкий импульс на световом фоне ночного неба S – площадь ФЭУ д T Сигнал = шум Sд• Pф • • Sд • Iф • T Pф ~ E - энергия Eпор ~ Iф• • T Sд • 5 - квантовая эффективность. Pф – поток черенковских фотонов T - длительность импульса - угловая апертура Iф – фон ночного неба 2.1012 Для Sд ~ 0.1 м2 и 0.1 : Eпор 100 ТэВ фотон м2 сек 1 Пути понижения порога Eth ~ ( Sdet. η)-1/2 (Tsignal )1/2 1. Использование конусных светосборников - площадь ФЭУ увеличивается в 4 раза ( K = 1/ sin2 (tet) tet=30° - K =4 ) 2. Аналоговое суммирование сигналов в одной станции S увеличивается в n раз ( n – число ФЭУ в станции) n =4 3. Уменьшение Tsignal до 7-10 нс 4. QE max = 35-40% 5. Увеличение чувствительности ФЭУ к ультрафиолетовому свету - покрытие шифтерами - в 1.5 -2 раза. Угловое разрешение E = 25 TeV Джиттер в 1 нс – 0.1 град ( база в 150 м) для плоского фронта Фронт – конусный – угол раствора 179 град – без определения оси ливня точность около 1 град. Восстановление угла только по временам при фиксированном угле конуса ( установка Themistocle) по 5 детекторам. Узкоугольный ( FOV -0.05 стер) черенковкий детектор Один ФЭУ (20 см диаметра) или Матрица ФЭУ Угол обзора ±7-10 градусов Зеркало, площадь 2 м2 Ожидаемая стоимость: ~ 0.5 млн. руб за станцию (зеркало + механика слежения) Фрагмент зеркала на основе пенополиуретана для детектора (ОИЯИ) Tunka-HiSCORE – 1 km2 stage 3: 10000 m2 muon detectors (1% of array area) 200 EAS, = 40 N, events 150 13 E0 = 3 10 eV o 30 TeV proton – 2-6 muons 100 50 EAS, = 0 o p EAS, = 40 o p EAS, = 0 0 0 100 200 300 400 500 600 o 700 800 N Rejection of hadron background by 10 times at 20-30 TeV Scintillation detectors developed in Mephi Конструкция установки 1. Оптическая станция 2. Система сбора Оптическая станция гамма-телескопа Фотоумножитель 1. R5912 (Hamamatsu) ( 8’’) QE max - 23-25% 2. 9352 KB (Electron Tube) (8’’) 6 динодов Диноды из CuBe Цена 1300 евро, 1000 ФЭУ в год 3. R7081 (10”) QE max - 35-40% 5000 евро 4. R11780 ( 12’’) QE max - 35-40% сейчас – 10000 евро , будет снижена до 5000 евро 5. В настоящее время обсуждается также возможность производства фотоумножителя с полусферическим фотокатодом большой площади на предприятии МЭЛЗ-ФЭУ в Москве. Современное состояние 3 станции с осени 2012 200 m 3 150 m Станции Гамма-телескопа 2 1 4 150 150 Calibration light source Station Electronics 4 PMTs Интегральный темп счета станции : 5 Гц Расчет : Q eff = 0.07 T = 25 нс Q eff = 0.07 Q мах = 0.16 1 2 100 TeV 30 TeV 1 : Q eff =0.07 T =25 ns 2: Q eff =0.10 T=10 ns Tunka-HiSCORE – 1km2 2 stage 600 mm 150 m R11780 12’’ или R7081 10” Hamamatsu N hit≥ 5 detectors Efficiency 100% 20 TeV 1-st stage 50 TeV 10% 2 stage 1% Tunka-HiSCORE – 1km2 2’ stage 600 mm 150 m 300 m Installing matrix of PMT, Image technique 2 m 2 mirror, ±7º FOV, Tunka-HiSCORE: 50 events or 5 RMS, T = 500 hours 1 4 LHAASO: 50 events or 5 RMS 1 year 2 3 5 1 – 1 km2, 4 PMTs per station ( 8’’ PMT) 2 – 1 km2, + additional station ( 10” PMT + net of mirrors (S = 2 m2, ±7-10° FOV, without imaging) 2’ – mounting of matrix in each mirror (not yet simulated) 3 – 104 m2 muon detectors 4 – 10 km2 , 4 PMTs per station ( 8’PMT) for 12’’ PMT (not yet simulated) 5 – 100 km2 (8’’ PMT) Tunka-HiSCORE: 50 events or 5 RMS, T = 500 hours 1 Casa-mia 4 2 3 5 IceCube neutrino TAIGA – Tunka Area International Gamma and Cosmic ray Array TAIGA = •Non imaging optical stations HiSCORE type + •Net of imaging detectors with mirrors 2-3 m2 square. + •Net of muon detectors 102 104 m2 area. 50 events or 5 RMS,T = 500 hours E, TeV 1 – 1 km2, 64 stations ( 8’’ PMT) 2 – 1 km2, + 50 stations (10” PMT + net of mirrors (S = 2 m2, ±7-10° FOV, without imaging) 2’ – mounting of matrix in each mirror (not yet simulated) 3 – 104 m2 muon detectors 4 – 10 km2 , 4 PMTs per station ( 8’PMT) 5 – 100 km2 (8’’ PMT) 3 stations in October 2012 S=1 km2, 60 stations, 150 m step, 240 PMTs (150 PMTs are available), 1 M Euro, 2012 – 2014 Decreasing of energy threshold S = 1 km2, 60 station with 240 PMT (10”) + 15 mirrors ( S = 2 m2 ) - Without matrix of PMTs - With matrix of PMTs Cost: 5 M Euro. 10000 m2 scintillation detectors (1% of the whole area) – 2-5 muons from 25 TeV protons Cost: 20-25 M Euro. Increasing of area of array S = 10 km2, 225 station , 200 m step, 1000 PMT, 5-6 M Euro. Choose new Place for deployment S = 100 km2, 2000 station, 1 PMT in station 10-12 M Euro Спасибо за внимание Режекция фона от протонов 1. Угловое разрешение до 0.1 град 2. Глубина максимума и число сработавших детекторов 3. Форма фронта S, km2 Слабая надежда! D.Hamphf Ph.D 2012 Система сбора стации DRS-4 - DRS ( Domino Ring Sampler) 4 – это 9-входовой оцифровщик формы сигнала с шагом до 0.2 нс в 1024 точках Стоимость – 80 евро. Материал для конусов Alanod-4300 Зависимость коэффициента отражения для материала конусов от длины волны Оболочки сверхновых – главные источники галактических космических лучей 1.1933 – Бааде и Цвикки – Взрывы Сверхновых – источник космических лучей Cas A radio polarization in red (VLA), X-rays in green (CHANDRA), optical in blue (HST) Но до сих пор этому нет надежного экспериментального доказательства 2. 1949 – Ферми – теория ускорения космических лучей 3. 1963 – Гинзбург, Сыроватский – переход 10% кинетической энергии оболочек в энергию КЛ достаточен для объяснения галактических КЛ 4. 1977 – 1978 -Крымский, Белл и др – теория ускорения на ударных волнах 5. 1993-1996 – Бережко и др. – нелинейная теория ускорения на ударных волнах. 6. 2003-2005 – Белл, Бережко и Фельк, Птускин и Зиркашвили – усиление магнитного поля на фронте ударной волны – Emax ~ Z · 1015 eV Collaboration Tunka-HiSCORE Germany Hamburg University(Hamburg) DESY (Zeuthen) MPI (Munich) Russia MSU( SINP)( Moscow) ISU (API) (Irkutsk) INR RAS (Moscow) IZMIRAN (Troitsk) JINR (Dubna) MEPHI (Moscow) ASU (Barnaul) IKFIA(Yakutsk) Гамма-астрономия высоких энергий 132 ТэВных источника 1873 ГэВных источника Лекция 3 Гамма-астрономия и поиск темной материи (косвенные методы) Содержание 1. Темная материя во Вселенной и в Галактике 2. Электроны и позитроны 3. Поиск темной материи методами гамма-астрономии. ( обсерватория Fermi, наземные черенковские гаммателескопы) Темная материя во Вселенной Относительная концентрация Ωx = 3 ·10 - 27 cm3 s-1 / <σ v > σ – сечение аннигиляции σ = α2 / M2 week ~ 2 · 10 -36 cm2 v~c/5 T/ Mx nx XX = n x ~ (Mx T)3/2 exp (-Mx/T) < σ v > ~ 10 -26 cm3 s-1 Ωx ~ 0.3 ( !) легкие частицы 1 / GeV2 = 4 ·10-28 cm2 Сечение рассеяния нейтралино: σ S.D – спин зависимое ~ J(J+1) σ S.I – спин независимое ~ A2 Аннигиляция нейтралино Темная материя в гало Boost -factor Увеличение сечения <σv > (V= 10-3 c ) = S <σv > ( v =0.2-0.3c ) Зоммерфельдовское усиление Где искать темную материю Гало Галактики Центр Галактики -Ярчайшее пятно на небе -Высокий астроизический фон -Высокая статистика- Нужна детальная модель фона Extragalactic Background Отдельные субгало -High statistics -potentially difficult to identify -Unlikely detectable -Low backgrounds Diemand, Kuhlen, Madau, APJ, astro-ph/0611370 Косвенные методы поиска темной материи Нейтрино и электроны при аннигиляции темной материи в Солнце Гамма-лучи от аннигиляции DM в гало, галактическом центре, карликовых галактиках и т..д. . Позитроны / Антипротоны Установки ATIC Pamela IceCube A AMS-02 Fermi Электроны, позитроны и темная материя PAMELA ATIC AMS-02 ATIC + - PAMELA detectors Main requirements: - high-sensitivity antiparticle identification - precise momentum measurement Time-Of-Flight plastic scintillators + PMT: - Trigger - Albedo rejection; - Mass identification up to 1 GeV; - Charge identification from dE/dX. Electromagnetic calorimeter W/Si sampling (16.3 X0, 0.6 λI) - Discrimination e+ / p, anti-p / e(shower topology) - Direct E measurement for e- Neutron detector 36 He3 counters : - High-energy e/h discrimination Spectrometer microstrip silicon tracking system + permanent magnet It provides: - Magnetic rigidity R = pc/Ze - Charge sign - Charge value from dE/dx GF: 21.5 cm2 sr Mass: 470 kg Size: 130x70x70 cm3 Power Budget: 360W New positron fraction data Using all data till 2010 and multivariate classification algorithms about factor 2-3 increase in respect to published analysis AMS-02 ( 2 млрд $) Поиск темной материи с помощью нейтринных телескопов Накопление и аннигиляция Dark Matter from SUSY-Particles нейтралино в Солнце ? Local density in Galaxy ~ 0.3 GeV/cm3 Accumulation and annihilation in Sun Накопление нейтралино в Солнце dN/dt = C – A N2 C – cкорость захвата, AN2 – скорость аннигиляции A = < σ v> / V eff N = √C /A) tanh(√(C A) t ) Ƭ = 1/ √ (C A) < σ v> ~10-26 см3 с-1 V eff = 6 1027 см3 ( 100 Гэв / m2χ ) 3/2 A ~ 10 - 54 c-1 C ~1020 s-1 ( σ /10-42 cm2 ) (100 GeV / mχ )2 Ƭ = 1/ ( C A ) ½ = 1017 s = 3 109 лет фѴ = C /4π ( 1 A.U)2 = 4 10-4 m-2 s-1 Эффективная площадь фѴ = C /4π ( 1 A.U)2 = 4 10-4 m-2 s-1 Для M= 100 Гэв число событий в год ~ 10 ICE-CUBE results Spin-indeperndent Spin-dependent Темная материя и гаммаастрномия Can We See the Dark Matter? Fermi HESS airshower telescope, Namibia Dark matter particles can directly annihilate The dark halo of our galaxy can slightly glow in high-energy gamma rays MAGIC airshower telescope, La Palma The Fermi Large Area Telescope Public Data Release: All -ray data made public within 24 hours (usually less) Si-Strip Tracker: convert ->e+ereconstruct direction EM v. hadron separation Anti-Coincidence Detector: Fermi LAT Collaboration: ~400 Scientific Members, NASA / DOE & International Contributions CNRS/IN2P3 CEA/Saclay INFN, ASI INAF Charged particle separation Hodoscopic CsI Calorimeter: measure energy image EM shower EM v. hadron separation Trigger and Filter: Reduce data rate from ~10kHz to 300-500 HZ Sky Survey: With 2.5 sr Field-of-view LAT sees whole sky every 3 hours Hiroshima Univ. ISAS/JAXA RIKEN Tokyo Inst. of Tech. Royal Inst. of Tech. (KTH) Stockholm Univ. Stanford Univ./ SLAC, UC Santa Cruz/ SCIPP, GSFC, NRL, Sonoma St. Univ. Ohio St. Univ., Univ. of Washington Increasing Classes of FermiLAT Sources GRBs Blazars (782) e+e- spectrum Radio Galaxies (12) Starburst Galaxies (4) Globular Clusters (11) LMC & SMC Fermi Bubbles SNR & PWN (68) Nova (1) γ-ray binaries (6) Pulsars: young & millisecond (MSP) (117+) Sun: flares & CR interactions Terrestrial Gamma-ray Flashes Ackermann+ (LAT) [arXiv:1108.1202] Unidentified Sources (~600) Search for gamma rays from dwarf galaxies The faintest dwarfs detected have a mass to light ratio of more than 104: they are DM dominated system with very little astrophysical signal expected Dwarfs probed in gamma-rays Strigari et al. Nature 2009 J-factor J(ψ)= J-factors (DM signal) and their uncertainties can be calculated from stellar kinematical data of the dwarfs Mass-to-Light ratio M = n x Msun L = k x Lsun Для галактики состоящее только из звезд типа Солнца M/L = 1 Если много молодых звезд M/L << 1 Если только старые звезды M/L >> 1 Constraints from a combined likelihood analysis of the dwarfs galaxies The method implements a product of likelihoods from the single dwarfs, instead of the usual multiple source stacking. The formalism also allows to take into account easily the Jfactor uncertainties. Including the J-factor uncertainties changes the constraint by roughly 40 %. DM limit improvement estimate in 10 years with the composite likelihood approach (2008- 2018) • 10 years of data instead of 2(5x) • 30 dSphs (3x) (supposing that the new optical surveys will find new dSph) • -10% from spatial extension (source extension increases the signal region at high energy E > 10 GeV, M > 200 GeV ) • There are many assumptions in this prediction • Doesn’t deal with a possible detections. Гамма-линии Поиск темной материи с помощью черенковских телескопов