Gamma-ray burst studies using the H.E.S.S. Cherenkov array [Elektronische Ressource] / put forward by Pak Hin, Tam

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• Astronomie

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• Publié par: ruprecht-karls-universitat_heidelberg
• Publié le: 01 janvier 2009
• Nombre de lectures: 24
• Langue: Deutsch
• Poids de l'ouvrage: 2 Mo

Extrait

Dissertation
submitted to the
Combined Faculties of the Natural Sciences and Mathematics
of the Ruperto-Carola-University of Heidelberg, Germany
for the degree of
Doctor of Natural Sciences
Put forward by
Pak Hin, Tam
born in: Hong Kong
Oral examination: 17 December 2008Gamma-ray burst studies using the H.E.S.S.
Cherenkov array
Referees: Prof. Dr. Stefan Wagner
Prof. Dr. John KirkKurzfassung
Gammastrahlenblitze (engl. gamma-ray bursts, GRBs) sind gewaltige Ausbruc˜ he der
5 6Gammaquanten (»10 ¡10 eV), die im Universum entstehen. Eine gro…e Menge En-
ergie wird sekundenschnell ausgel˜ost. Mit dieser Energie werden Teilchen beschleunigt
und Gammastrahlung erzeugt. Gleichzeitig oder gleich nach dem Blitz kann das Emis-
11>sionsgebiet sehr hochenergetische (engl. very-high-energy, VHE; 10 eV) Gammas-»
trahlung erzeugen, die aber wegen anderer Gammas und des extragalaktischen Hinter-
grundlichts (engl. extragalactic light, EBL) auf ihrem Weg zur Erde abgeschw˜acht wer-
den k˜onnten. H.E.S.S. ist eine aus vier abbildenden Tscherenkow-Teleskopen bestehende
Anlage in Namibia, die fur˜ VHE-Gammastrahlung empflndlich ist. Beobachtungen von
34GRBsmitH.E.S.S.zwischen2003und2008wurdenausgefuhrt.˜ DiemeistenBeobach-
tungen flngen einige Minuten bis Stunden nach dem GRBs an. Kein Beweis fur˜ VHE-
Gammastrahlung wurde geliefert. Im Rahmen eines relativistischen Expansionswelle-
Modells werden die Flussen˜ aus der Synchrotron-Selbst-Comptonisierung (SSC) mit der
experimentellen Daten von GRB030329 und GRB060505 vergleichen. Das Modell ist
mit den Daten kompatibel. Wechselwirkungen mit dem EBL wurden beruc˜ ksichtigt.
GRB060602B wurde w˜ahrend seiner ganzen Zeitdauer zuf˜allig von H.E.S.S. beobachtet,
wobei kein Beweis fur˜ VHE-Gammastrahlung gefunden wurde. Die Entfernung und
der Ursprung des GRB060602B bleiben jedoch unklar. Darum werden verschiedenen
M˜oglichkeiten und deren Auswirkungen diskutiert. In der vorliegenden Arbeit wird ver-
sucht, eine Aussichtauf die Messung der VHE-Gammastrahlung aus den GRBs zu geben.
Abstract
Gamma-ray bursts (GRBs) are the most intense and unpredictable ?-ray events from the
Universe. Without prior signal, an enormous amount of energy is released for seconds,
5 6energizing particles and generating the observed 10 ¡10 eV ?-ray photons. The emit-
11>ting regions can produce Very-High-Energy (VHE) ?-ray photons of energy 10 eV»
during and after the burst. These VHE ?-rays may be attenuated in the source or by the
extragalactic background light (EBL). The H.E.S.S. array of four imaging atmospheric
Cherenkov telescopes (IACT) is sensitive to VHE ?-rays. H.E.S.S. observations of 34
GRBs were carried out during 2003{2008, with the shortest response time being six min-
utes. NoevidenceofVHE?-rayswasfound. FluxupperlimitsderivedforGRB030329and
GRB060505 are compared and are found consistent with the synchrotron self-Compton
ux calculated in the context of relativistic blast-wave model. Absorption by EBL was
takenintoconsideration. Accidentally,GRB060602BwasobservedwithH.E.S.S.through-
out the GRB duration, during which no signal of VHE ?-rays was found. The distance
scale and origin of GRB060602B remain unclear and difierent possibilities and implica-
tions are presented. Future prospects of VHE ?-ray observations of GRBs are discussed.Contents
1 Introduction 1
1.1 The expanding VHE gamma-ray universe . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1
1.2 A short history ofy bursts . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2
1.3 Gamma-ray bursts as a broad-band gamma-ray phenomenon . . . . . . . . 3
1.3.1 Burst emission below 30 MeV . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4
1.3.2 Burst spectrum between 30 MeV and 100 GeV . . . . . . . . . . . . 5
1.3.3 Searches of counterparts of Gamma-ray bursts above 100 GeV . . . 7
1.4 Extragalactic background light and pair production . . . . . . . . . . . . . 10
1.5 An outline of the thesis . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11
2 Radiation mechanisms for ?-ray bursts 13
2.1 Physical conditions . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13
2.2 Synchrotron emission . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 14
2.3 Inverse Compton emission . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17
2.3.1 Synchrotron self-Compton emission . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18
2.3.2 Other inverse Compton processes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 21
2.4 Pair production . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 21
2.5 Radiation mechanism for prompt ?-ray emission . . . . . . . . . . . . . . . 24
2.5.1 Synchrotron emission . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 25
2.5.2 Sync self-Compton emission . . . . . . . . . . . . . . . . . . 26
2.5.3 Detection prospects of VHE during the prompt phase . . . 27
2.6 Radiation mechanism for Afterglows . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 28
2.6.1 Detection prospects of VHE emission during the afterglow phase . . 30
2.7 Contributions from accelerated protons . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 31
2.7.1 Synchrotron emission . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 32
2.7.2 Pion decay . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 32
3 The H.E.S.S. experiment and the ?-ray burst observing program 35
3.1 The H.E.S.S. System . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 35
3.1.1 Analysis cuts . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 36
3.1.2 Efiective collecting area . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 37
3.1.3 Energy threshold . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 37
3.2 The Gamma-ray burst observing program . . . . . . . . . . . . . . . . . . 38
3.2.1 Receiving signal from the cosmos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 38
3.2.2 Maintenance of the Alerter . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 40II CONTENTS
3.2.3 Observation Strategy . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 40
3.3 An estimate of expected number of observed GRBs . . . . . . . . . . . . . 43
3.4 Observed sample of GRBs . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 44
3.5 A study of the data quality . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 48
3.5.1 System trigger rate as a tool in data quality selection criteria . . . . 48
3.5.2 Sub-run data quality . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 50
4 H.E.S.S. observations of ?-ray bursts in 2003{2007 53
4.1 Introduction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 54
4.2 The H.E.S.S. Experiment and GRB Observation Strategy . . . . . . . . . . 55
4.3 The GRB Observations . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 56
4.3.1 Properties of the GRBs . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 56
4.3.2 H.E.S.S. observations . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 59
4.3.3 The ranking scheme . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 59
4.4 Data Analysis . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 59
4.4.1 technique . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 60
4.4.2 Energy threshold . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 60
4.4.3 Optical e–ciency of the instrument . . . . . . . . . . . . . . . . . . 61
4.5 Results . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 61
4.5.1 Stacking analysis . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 63
4.5.2 Temporal . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 65
4.5.3 GRB 070621: Observations of a GRB with the fastest reaction and
the longest exposure time . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 65
4.5.4 GRB 030821: Observations of a GRB with a large positional un-
certainty . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 65
4.6 Discussion . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 66
4.7 Outlook . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 67
4.8 Conclusions . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 68
5 Very high energy ?-ray afterglow emission of nearby ?-ray bursts 69
5.1 Introduction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 70
5.2 Afterglow modeling . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 71
5.2.1 GRB Afterglow Model . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 71
5.2.2 A brief description of the SSC model . . . . . . . . . . . . . . . . . 72
5.3 Model prediction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 72
5.4 Very high energy afterglow emission from nearby GRBs . . . . . . . . . . . 72
5.4.1 The GRB sample . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 74
5.4.2 Constraining the model parameters . . . . . . . . . . . . . . . . . . 75
5.4.3 VHE gamma-ray observational data . . . . . . . . . . . . . . . . . . 76
5.4.4 Comparison to observations . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 78
5.5 Discussion . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 79
5.6 Conclusions . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 81CONTENTS III
6 H.E.S.S.ObservationsofthePromptandAfterglowPhasesofGRB060602B 83
6.1 Introduction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 84
6.2 GRB 060602B . . . . . . . .