A detailed study of the pulsar wind nebula MSH 15-52 in X-rays and TeV γ-rays [gamma-rays] [Elektronische Ressource] = Detaillierte Analyse der Röntgen- und TeV-Gammastrahlung des Pulsarwindnebels MSH 15-52 / vorgelegt von Fabian Matthias Schöck

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• Astronomie

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• Publié le: 01 janvier 2010
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Extrait

A Detailed Study of the
Pulsar Wind Nebula
MSH 15−52
in X-rays and TeV γ-rays
Detaillierte Analyse der Röntgen- und
TeV-Gammastrahlung des Pulsarwindnebels
MSH 15−52
Der Naturwissenschaftlichen Fakultät
der Friedrich-Alexander-Universität Erlangen-Nürnberg
zur Erlangung des Doktorgrades Dr. rer. nat.
vorgelegt von
Fabian Matthias Schöck
aus DachauAls Dissertation genehmigt von der Naturwissenschaftlichen Fakultät der
Friedrich-Alexander-Universität Erlangen-Nürnberg
Tag der mündlichen Prüfung: 26. Oktober 2010
Vorsitzender der
Promotionkommission: Prof. Dr. Rainer Fink
Erstberichterstatter: Prof. Dr. Christian Stegmann
Zweitberich Prof. Dr. Jörn WilmsKurzfassung
In der vorliegenden Dissertation wird eine detaillierte Studie der Röntgen- und TeV-
Gammastrahlung des Pulsarwindnebels MSH15−52 vorgestellt. Im Rahmen der Arbeit
wird die erste Analyse der Beobachtungen von MSH15−52 mit dem XMM-Newton Rönt-
gensatelliten präsentiert. Mit der Analyse der H.E.S.S. Beobachtungen von MSH15−52
wirddiepräziseste Vermessungen desPulsarwindnebelsimEnergiebereichderhochenerge-
tischen Gammastrahlung vorgestellt. Anhand eines theoretischen Models werden schließ-
lich die physikalischen Grundlagen des Ursprungs der beobachteten nichtthermischen
Emission untersucht. Die räumliche Änderung der Energiespektren, die im Röntgenbereich
mit XMM-Newton gemessen wird, kann durch das Model erklärt werden. Das Spektrum
der hochenergetischen Gammastrahlung wird durch das Model mit den an den Röntgen-
daten optimierten Parametern nicht exakt reproduziert, der berechnete Fluss liegt jedoch
in der Größenordnung des mit H.E.S.S. gemessenen Flusses. Die Ergebnisse der Mode-
lierung sind ein zusätzlicher Indikator dafür, dass die mit XMM-Newton und H.E.S.S.
gemessene Strahlung dadurch erklärt werden kann, dass Leptonen im Pulsarwindnebel
Synchrotronstrahlung erzeugen, und mittels des inversen Compton-Effekts Photonen aus
niederenergetischen Strahlungsfeldern auf Energien im TeV-Bereich beschleunigen.
Abstract
In the present thesis a detailed study of the pulsar wind nebula MSH15−52 in X-rays
and TeV γ-rays is introduced. This study encompasses the first analysis of observations
of the XMM-Newton satellite on MSH15−52 in the X-ray energy range. In the VHE
γ-ray range, the most sensitive analysis of MSH15−52 so far is carried out using data
from the H.E.S.S. experiment. Finally, a leptonic model of the PWN is constructed to
investigate the physics of the particles in the PWN. The results from the X-ray analysis
are used to constrain the parameters of our model. It shows, that the model is able to
reproduce the spatial evolution of the spectral characteristics observed in the analysis of
the XMM-Newton data. Using the model parameters that were optimized on the X-ray
results, the prediction of our model for the TeV emission from inverse Compton interaction
with target photon fields is calculated. The model does not exactly reproduce the observed
H.E.S.S. spectrum, although the predicted flux is in the same order of magnitude. The
model supports the scenario that the X-ray and TeV γ-ray emission observed from the
pulsar wind nebula MSH15−52 is mainly due to leptons interacting with the magnetic
field and target photon fields.Contents
Introduction 9
1 Pulsar Wind Nebulae 17
1.1 Structure . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17
1.1.1 The Pulsar . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18
1.1.2 The Unshocked Wind . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 24
1.1.3 The Wind Termination Shock . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 26
1.1.4 The Pulsar Wind Nebula . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 26
1.2 Evolution . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 27
1.3 Acceleration Mechanisms in Pulsar Wind Nebulae . . . . . . . . . . . . . . 28
1.3.1 Fermi-type Processes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 28
1.3.2 Other Processes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 29
1.3.3 Limit on Energies . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 29
1.4 Radiation Processes in Pulsar Wind Nebulae . . . . . . . . . . . . . . . . . 32
1.4.1 Synchrotron Radiation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 32
1.4.2 Inverse Compton Radiation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 35
1.4.3 Other radiation processes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 39
2 Introducing MSH15−52 41
2.1 The Pulsar PSRB1509−58 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 41
2.2 The Wind Nebula . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 42
2.3 The SNR Shell . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 49
3 The XMM-Newton View of MSH15−52 51
3.1 Detection of cosmic X-rays . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 52
3.2 The Satellite . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 53
3.3 Observations . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 55
3.4 Data Analysis . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 55
3.5 Imaging . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 56
3.6 Spectral Analysis . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 57
4 The H.E.S.S. View of MSH15−52 63
4.1 Air Showers . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 63
4.1.1 Electromagnetic Showers . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 64
4.1.2 Hadronic Showers . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 65
4.2 Cherenkov Radiation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 66
4.3 The Imaging Atmospheric Cherenkov Technique . . . . . . . . . . . . . . . 68
4.4 H.E.S.S. — The High Energy Stereoscopic System . . . . . . . . . . . . . . 72
4.4.1 The Telescope Array . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 72
4.4.2 H.E.S.S. Data Analysis . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 75
4.4.2.1 Calibration . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 76
4.4.2.2 Hillas Analysis . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 76
7Contents
4.4.2.3 Model++ Analysis . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 80
4.4.2.4 Background Estimation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 84
4.5 Analysis of the H.E.S.S. Data Set of MSH15−52 . . . . . . . . . . . . . . 87
4.5.1 Data Set . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 87
4.5.2 Comparison of Analysis Configurations . . . . . . . . . . . . . . . . 89
4.5.3 Morphology . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 91
4.5.3.1 General Picture . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 93
4.5.3.2 Energy-dependent Analysis . . . . . . . . . . . . . . . . . . 97
4.5.4 Spectral Analysis . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 100
4.5.5 Spatially Resolved Spectral Analysis . . . . . . . . . . . . . . . . . . 106
5 A Model to Describe the Nonthermal Emission of MSH15−52 111
5.1 Introduction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 111
5.2 The Lepton Injection Spectrum at the Termination Shock . . . . . . . . . . 112
5.3 Evolution of the Lepton Population and the Magnetic Field . . . . . . . . . 114
5.4 Energy Losses of the Leptons in the PWN . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 116
5.5 Radiation Mechanisms in the Model . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 119
5.6 Optimization Procedure and Parameters in the Model . . . . . . . . . . . . 121
5.7 Results of the Modeling . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 123
5.8 Predictions of the Model for the TeV γ-ray Emission . . . . . . . . . . . . . 128
5.9 Implications of the Model . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 133
6 Summary and Conclusions 135
7 Zusammenfassung und Ausblick 139
List of Figures 143
List of Tables 147
Bibliography 149
8Introduction
The look at the bright stars in the dark night sky has always fascinated humankind. The
distant phenomena evoke the most fundamental questions and leave us wondering about
the origin of the light from above. The picture became even more complex at the end
of the 19th century, when it was found out, that the visible light is but one small part
of the broad spectrum of electromagnetic radiation. Since then, scientists have studied
the spectral composition of the light from stars and other astronomical objects. However,
it was not before 1933 that Karl Jansky discovered cosmic radio emission and laid the
foundation for the field of radio astronomy (Jansky 1933). It took even longer to get a
first glimpse of the light at further wavelengths, because an observation of this radiation
is not easily possible from the ground. The Earth’s atmosphere is opaque to most parts
of the spectrum of electromagnetic radiation. This is illustrated in Fig. 0.1, where the
opacity of the atmosphere is plotted against the wavelength of the radiation. A direct
measurement of photons with ground-based instruments is only possible in three distinct
wavelength ranges, the so-called optical, infrared and radio windows. For all other wave
bands, the light is absorbed in the atmosphere and