Objev gama záření z galaxie NGC 253 Dalibor Nedbal ÚČJF,
Kosmické záření (KZ) Otázky Jak vzniká? Kde vzniká? Jak se šíří? Vysvětlení spektra? Paradigma KZ ze supernov (SN) Pokud platí, lze očekávat velké populace KZ v galaxiích s častými SN
Metoda Čerenkovských teleskopů
Metoda Čerenkovských teleskopů Experimentální výstup Směr morfologie Energie spektrum
H.E.S.S. 4 teleskopy v Namibii Zorné pole: Plocha zrcadel: Efektivní detekční plocha: 5 citlivost: 5O 4 x 107 m2 105 m2 1% Krabí mlhoviny za 25 hodin
Některé výsledky H.E.S.S.u Zmapování Galaxie ve VHE oboru Aharonian et al., Science 307 (2005) Přímý důkaz existence KZ v SNR Naše Galaxie Vidíme pouze jednotlivé individuální zdroje Aharonian et al., Nature 432 (2004) Extragalaktické zdroje: Zatím pouze aktivní galaktická jádra (AGN) AGN nemohou být zdrojem KZ v naší Galaxii
Starburst galaxie Starburst galaxie Chandra (X-ray), Spitzer (IR), Hubble (opt.) Rychlá tvorba nových hvězd Časté exploze supernov (SN) Vysoká hustota mezihvězdného plynu Kosmické záření Urychlováno na rázových vlnách SN
NGC 253 Typ Spirální (typ SAB(s)c) Normální galaxie Starburst jádro Klíčová neexistence AGN Poloha ~ 3 Mpc (~ 107 ly) Nejbližší spirální galaxie mimo Lokální skupinu Vidíme ji ze strany Dobře prostudovaná v mnoha E oborech
NGC 253 Zdroj IR záření IR záření vzniká reemisí optického světla hvězd prachem Prašná galaxie Vysoká hustota mezihvězdného plynu Rychlá tvorba nových hmotných hvězd Hubble ACS
Netermální procesy v NGC 253 Urychlení KZ Exploze SN v jádře NGC 253: ~0.1/rok (V naší Galaxii: ~0.02-0.03/rok) Urychlení KZ Urychlení KZ na UHE energie 2-stupňový proces Těžká jádra urychlena na rázové vlně galaktického větru E až 300 EeV Anchordoqui et al. 1999
Netermální procesy v NGC 253 Signatura KZ v NGC 253 Synchrotronní záření radiové pouze leptony Brzdné záření RTG pkzpterč, Ztráty KZ Pouze část energie hadronového KZ jde na pp Difuze Konvekce galaktickým větrem
H.E.S.S. pozorování NGC 253 První pozorování 2003 publikovány horní limity Aharonian et al. 2005 Hlavní kampaň 2005, 2007, 2008 Celkem ~ 230 hodin 119 hodin dobrých dat Pozorování v blízkosti zenitu
Výsledky Objev NGC 253 v TeV oboru XMM, Chandra Signál 5.2 Signál 247 fotonů Prahová energie 220 GeV Stabilní signál Potvrzení výsledku 3 nezávislé analýzy 2 nezávislé kalibrace Acero et al., Science, 2009
Výsledky Tok částic F(>0.22 TeV) = 5.5 x 10-13 cm2 s-1 0.3% toku z Krabí mlhoviny Nejslabší detekovaný zdroj VHE Dynamický rozsah IACT 0.3% 1500 % Crab Bodový zdroj Velikost < 4' (~3 kpc) Rozdělení úhlové vzdálenosti událostí od středu Data MC simulace bodového zdroje
Systematika 3 nezávislé analýzy Model analysis De Naurois & Rollland 2009 Multivariate analysis boosted decision trees Ohm et al. 2009 (Hillas) cut analysis Aharonian et al. 2006 Kontrola kvality dat Vyřazení nekvalitních dat Kontrola stability signálu a pozadí Pozadí
Rozdělení signifikance Rozdělení pozadí Ideálně: Gauss o =0, RMS 1 NGC 253: Gauss fit =0.06, RMS 1.08s Pozadí Signál
Srovnání s předpověďmi
Co to znamená? Důsledky: První extragalaktický zdroj gama (nejen VHE), který není AGN První detekce gama signálu z galaxie jako celku (kolektivní chování) Důkaz existence KZ o energii > TeV v NGC 253 Doposud pouze indikace z radiových a RTG měření Korelace gama luminozity a tvorby nových hvězd Možnost odhadu hustoty KZ v NGC 253
Kosmické záření v NGC 253 Vznik gama Hlavní kanál: p + p π0+- + X γγ Z toku gama určení hustoty primárních protonů np ~ 5 x 10-12 cm-3 2000 x vyšší než v naší Galaxii NGC 253: Epnp(>1.3 TeV) ~ 7 ev/cm3 Naše Galaxie: Epnp ~ 1 ev/cm3 Při započtení ztrát KZ odpovídá rozdíl různým četnostem supernov
Color composite Viditelné světlo DSS, Palomar RTG záření ROSAT (0.1 2.0 kev) Starburst jádro Galaktický vítr ze starburst jádra
Color composite Viditelné světlo DSS, Palomar RTG záření ROSAT (0.1 2.0 kev) VHE gama H.E.S.S. (>220 GeV, >3 ) Starburst jádro Galaktický vítr ze starburst jádra
Fermi, VERITAS VERITAS Acciari et al., Nature, 2009 Fermi Abdo et al., 2010 IACT Satelitní gama detektor Objev gama z podobné galaxie M82 Objev gama > 100 MeV z M82 a NGC 253 Nižší energie Nižší rozlišení
M82 vs. NGC 253 0.1O 0.1O Úhlové rozlišení HESSu a VERITASu M82 Viditelné světlo DSS RTG záření ROSAT (0.1 2.0 kev) NGC 253 Viditelné světlo DSS
LMC Large Magellanic Cloud Další oblast zvýšené tvorby hvězd Detekce gama > 100 MeV Fermi Korelace L f SN M M82 NGC 253 Galaxie Abdo et al. 2010 LMC
CTA Cherenkov Telescope Array Plánovaný experiment nové generace Řádově 40 teleskopů typu HESS I 10 x vyšší citlivost 3 x vyšší úhlové rozlišení
Závěr Objev VHE gama záření ze starburst galaxií Korelace mezi gama zářením a tvorbou hvězd Indikace supernov jako zdrojů KZ CTA & AGIS Optimistický výhled Populační studie Detekce řádově desítek zdrojů, I z méně aktivních galaxiích
BACKUP SLIDES
IACT metoda - 1 TeV Rekonstrukce události: Směr Energie p - 4.5 TeV Potlačení pozadí: cuty na parametry události
Kontrola kvality dat
M 82 Model De Cea et al. 2009 Fermi LAT VERITAS
NGC 253 Fermi LAT HESS
Časová závislost Konzistentní s konstantním tokem
Spektrum TMVA BDT