Гамма-астрономия очень высоких энергий

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 = 310 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