The energy spectrum of very high energy gamma rays from the Crab Nebula as measured by the H.E.S.S. array [Elektronische Ressource] / von Tülün Ergin

Tueluen Ergin

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• Astronomie

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• Publié le: 01 janvier 2005
• Nombre de lectures: 13
• Langue: English
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Extrait

The Energy Spectrum of Very High Energy
Gamma Rays from the Crab Nebula as
Measured by the H.E.S.S. Array
DISSERTATION
zur Erlangung des akademischen Grades
doctor rerum naturalium
(Dr. rer. nat.)
im Fach Physik
eingereicht an der
Mathematisch-Naturwissenschaftlichen Fakultät I
Humboldt-Universität zu Berlin
von
Frau M.Sc. Tülün Ergin
geboren am 29.04.1975 in Wuppertal
Präsident der Humboldt-Universität zu Berlin:
Prof. Dr. Dr. Jürgen Mlynek
Dekan der Mathematisch-Naturwissenschaftlichen Fakultät I:
Prof. Dr. Thomas Buckhout
Gutachter:
1. Prof. Dr. Thomas Lohse
2. Priv.-Doz. Dr. Nikolaj Pavel
3. Prof. Dr. Stefan Wagner
eingereicht am: 1 Dezember 2004
Tag der mündlichen Prüfung: 3 März 2005Abstract
The goal of this thesis is to implement the methods developed for the
HEGRA experiment to reconstruct the geometry and energy of the air-
showers induced by the cosmic high-energy gamma rays into the software en-
vironment of the H.E.S.S. experiment. Furthermore, using the implemented
algorithms, a search for the unpulsed emission is aimed in the energy range
between 300 GeV and 20 TeV from the Crab Nebula using the first stereo-
scopic data taken during October and November 2003 with the 3 telescope
configuration of the H.E.S.S. array in Phase-I. The Phase-I of the H.E.S.S.
array was completed in December 2003 by the addition of the fourth tele-
scope.
By testing the reconstruction algorithms of a complete Phase-I H.E.S.S.
array with Monte Carlo simulations, it is found that the resolution of the
reconstructed direction and energy of a γ-ray event from a zenith angle of
◦ ◦45 is around 0.15 and 14%, respectively.
◦The data on the Crab Nebula including runs with wobble offset of±0.5
◦ ◦ ◦and±1.0 is collected at zenith angles from 45 to 50 for a total of 4 hours
and gives a background subtracted signal of about 50 standard deviations.
The differential energy spectrum of the unpulsed γ-ray emission from the
−11 −2.59±0.12 −2Crab Nebula is found to bedΦ/dE = (3.37±0.47)×10 E cm
−1 −1s TeV between450GeVand20TeVafterallcuts. Theintegralfluxabove
−11 −2 −11 TeV is (2.11±0.29)×10 cm s . These results are consistent with the
results published by other experiments, in particular HEGRA and Whipple.
The results agree well with the expectation from synchrotron self-Compton
models for TeV emission range. The magnetic field in the region, where TeV
γ rays are produced, is found to be 0.18±0.01 mG. This result agrees with
the magnetic field values deduced by the models. The results obtained for
the Crab Nebula in this thesis demonstrate the performance of the H.E.S.S.
array.
Keywords:
Gamma-rays, Cherenkov, Plerion, Crab NebulaZusammenfassung
Das Thema dieser Arbeit ist die für das HEGRA Experiment entwickelte
Rekonstruktions-Algoritmen, die Geometry und Energie von hochenergeti-
schen kosmischen Gamma-Strahlen zu rekonstruieren, in die H.E.S.S. soft-
wareUmgebungzuimplementierenunddasnicht-gepulsteEnergie-Spektrum
des Krebsnebels zwischen Energien von 300 GeV und 20 TeV zu bestimmen.
Dafür wurden die ersten stereoskopischen Daten von Oktober und November
2003 mit einer 3 Teleskope-Konfiguration des H.E.S.S. Systems der Phase-
I verwendet. Die Phase-I des H.E.S.S. Systems wurde im Dezember 2003
fertiggestellt, nachdem das vierte Teleskop in Betrieb genommen wurde.
Die Rekonstruktionsalgorithmen wurden mit Monte Carlo Simulationen
fürdievollständigePhase-IdesTeleskop-Systemsgetestet.DieAuflösungfür
◦dierekonstruierteRichtungundEnergiedereinzelnenγ-Ereignissesind0.15
◦und 14% bei 45 Zenitwinkel.
◦Die Daten des Krebsnebels, die eine Wobble-Versetzung von ±0.5 and
◦ ◦ ◦±1.0 haben und die im Zenitwinkel-Bereich von 45 bis 50 für 4 Stunden
beobachtet wurden, geben ein Signal von 50 Standardabweichungen. Das
differentielleEnergiespektrumdesKrebsnebelszwischen450GeVund20TeV
−11 −2.59±0.12 −2 −1nach den Schnitten ist dΦ/dE = (3.37±0.47)×10 E cm s
−1 −11 −2 −1TeV .DerintegrierteFlussoberhalb1TeVist(2.11±0.29)×10 cm s .
DieseResultatesindkonsistentmitMessungenandererExperimente,speziell
von HEGRA und Whipple. Die Resultate stimmen mit den Erwartungen der
synchroton self-Compton Modelle für den TeV Emissionbereich überein. Das
magnetischeFeldinderRegion,wodieTeVγ-Strahlenvermutlichentstehen,
wird zu 0.18±0.01 mG bestimmt. Die Resultate dieser Arbeit zeigen die
Leistungsfähigkeit des H.E.S.S. Teleskop-Systems.
Schlagwörter:
Gamma Strahlen, Cherenkov, Plerion, Krebs NebelInhaltsverzeichnis
Introduction 1
1 Cosmic Rays and Gamma-ray Astronomy 2
1.1 The Non-thermal Universe . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2
1.2 Cosmic Rays . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3
1.3 Gamma-ray Astronomy . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4
1.3.1 Various Classes of Gamma-ray Sources . . . . . . . . . 6
1.3.2 Gamma-ray Absorption . . . . . . . . . . . . . . . . . 9
1.3.3ray Detectors in Space and on the Ground 10
1.3.4 TeV Gamma-ray Sky . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 15
2 Production Mechanisms of Cosmic Gamma Rays in Super-
nova Remnants 16
2.1 Evolution of Stars and Supernova Explosions . . . . . . . . . . 16
2.1.1 Birth of a Star . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 16
2.1.2 The Hertzsprung-Russel Diagram . . . . . . . . . . . . 17
2.1.3 Star Evolution. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18
2.2 Production Processes of Cosmic Gamma Rays . . . . . . . . . 21
2.2.1 Charged Particles in Strong Electric or Magnetic Fields 21
2.2.2 Inverse Compton Scattering . . . . . . . . . . . . . . . 24
2.2.3 Decays and Annihilation . . . . . . . . . . . . . . . . . 25
2.3 Supernova Remnants (SNRs) . . . . . . . . . . . . . . . . . . 26
2.3.1 Shell-Type SNRs . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 27
2.3.2 Plerions . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 28
2.3.3 Composite SNRs . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 28
2.4 Particle Acceleration in SNRs . . . . . . . . . . . . . . . . . . 28
2.5 Model of Gamma-ray Emission from the Crab Nebula . . . . . 32
3 Detection Technique of Very High-energy Gamma Rays 39
3.1 Extensive Air-showers . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 39
3.1.1 Nuclear Cascade . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 39
iv3.1.2 Electromagnetic Shower . . . . . . . . . . . . . . . . . 41
3.1.3 Differences between Hadron- and Gamma-ray Induced
Air-showers . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 44
3.2 Cherenkov Radiation from Air-showers . . . . . . . . . . . . . 45
3.2.1 Production of Cherenkov Radiation . . . . . . . . . . . 46
3.2.2 Atmosphericov Light . . . . . . . . . . . . . . 48
3.3 Imaging Atmospheric Cherenkov Technique. . . . . . . . . . . 51
3.3.1 Two-Dimensional Angular Image . . . . . . . . . . . . 53
4 The H.E.S.S. Experiment 57
4.1 Overview. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 57
4.2 Design of the System and Telescopes . . . . . . . . . . . . . . 58
4.3 Reflector . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 58
4.4 Pointing Accuracy . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 59
4.5 Camera . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 60
4.6 Trigger . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 63
4.7 Data Acquisition System . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 64
4.8 Observational Modes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 65
4.9 Calibration . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 66
5 Stereoscopic Reconstruction 72
5.1 Monte-Carlo Simulations . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 72
5.1.1 Shower Generator . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 73
5.1.2 Detector Simulation Procedure . . . . . . . . . . . . . 76
5.2 Determination of Image Parameters . . . . . . . . . . . . . . . 79
5.2.1 Hillas Parameters . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 79
5.2.2 Differences between Proton- and Gamma-shower Images 81
5.2.3 Mean Scaled Width and Length . . . . . . . . . . . . . 84
5.3 Geometrical Reconstruction of Showers . . . . . . . . . . . . . 84
5.3.1 AngularResolutionandAccuracyofShowerCo-reLo-
calization . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 87
5.4 Method of Determination of Shower Energy . . . . . . . . . . 93
5.5 Energy Resolution . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 94
5.6 Evaluation of Collection Areas . . . . . . . . . . . . . . . . . . 99
6 Analysis Results 106
6.1 Data Quality Checks . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 106
6.2 Image Cleaning . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 107
6.3 Data Set . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 107
6.4 Analysis Cuts . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 109
6.5 Background Estimation and Signal Extraction . . . . . . . . . 111
v6.6 Optimization of the Scaled Cuts . . . . . . . . . . . . . . . . . 114
6.7 Detection of the Crab Nebula . . . . . . . . . . . . . . . . . . 118
6.8 Energy Spectrum of the Crab Nebula . . . . . . . . . . . . . . 119
6.9 Spectral Fits and Comparisons with other Measurements . . . 123
6.10 Possible Systematic Errors . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 129
6.11 Theoretical Interpret