Esperimenti con un imaging spazio-temporale dello sciame

astronomia gamma in un range energetico di

100GeV-40TeV circa (VHE astrofisica) Supernova remnantsNuclei Galattici Attivi(almeno 7 blazars osservate con spettro esteso al TeV)Gamma Ray Bursts(fondamentale osservazione su tutto lo spettro per comprensione….)• Identificazione di nuove sorgenti

• Studio dei raggi cosmici

• Fisica dei fondamenti ( assorbimento EBL, materia oscura)

Gamma-Ray Bursts

Intensi bursts di raggi da direzioni uniformemente distribuite nell’Universo (anni’60)

fenomeno energetico ~1054 ergs!

Osservazioni “giornaliere” da satellite (regione del KeV)!

Fondamentale studio emissione in altre regioni dello spettro (es.afterglows)

Durata da 0.1 a 100s circa: distinguibili due gruppi ( due differenti meccanismi)

Spatial DistributionSpatial Distribution

GRB Positions in Galactic Coordinates

GRBs – Emissioni ad alta energia

Batse 1s error circle

Milagrito candidate - GRB 970417a18 events w/background of 3.46

> 650 GeV photons

2 photons at 3 GeV during the BATSE burst

1 photon at 18 GeV 95 minutes later

Earth occultation

Lo studio dello spettro ad alta energia dei GRBs è una delle più forti motivazioni per un

rivelatore di VHE con ampio campo di vista.

EGRET ha osservato emissione ritardatanell’intorno del GeV del GRB del 17/02/1994

compreso un fotone da 18GeV emesso 90 minuti dopo l’inizio del bursts!

BATSE is sensitive to 20 keV- 2 MeV photons

EGRET is sensitive to 30MeV– 30GeV photons

Assorbimento di Gamma sopra i 100 GeV

e+

e-

~eV

~TeV

Source: dN/dE E-2

Absorption: exp(- (E,z))

Spectrum at Earth:

E-2 • exp(- (E,z))

EBL causa distorsione dello spettro dovuta a + e+ + e- L’assorbimento ottico (E,z) depende dall’ integrale

sullo spettro EBL dalla soglia sino alle energie più elevate e dalla distanza z della sorgente .

studio della Luce di Background Extragal. permette di tracciare la formazione di stelle a distanze cosmologiche

Z=0.0Z=0.03Z=0.1Z=0.2

Z=0.3

Modi di rivelazione e Range Energetico

SATELLITE:E<30GeV

Cherenkov:100GeV-30TeV

Rivelatori a “sampling”:E>10-100TeV

Extensive Air Shower Array

Ethr intorno 100GeV

Ottima risoluzione energetica

Ottima discriminazione adroni (>99%)

Duty cycle basso (10%)

Piccolo campo di vista (20 msr)

Necessitano di puntamento

Spettri ad alta risoluzione

Studio di sorgenti note

Osservazione limitate regioni del cielo

Ampio campo di vista (~2 sr)Elevato duty cycle (>90%)Alta soglia in energia (100 TeV)discriminazione /adroni (50%)

Studio di sorgenti note nella regione ad alta energia

Ricerca di nuove sorgenti in ampie regioni dello spazio

Fisica dei raggi cosmici UHE

Rivelatori X e su satellite

ARGO

MILAGRO

Air Cherenkov Telescope EAS copertura completa

“Background Free”

Large Duty Cycle/ grande campo visivo

Space-based (piccola area)

Sky Survey (<10 GeV)

Fisica dei AGN

Transienti (GRBs) <30 GeV

Ampio campo visivo (~2 sr)Elevato duty cycle (>90%)

bassa soglia energia (100GeV)Alta granularità : imagingDiscriminazione /adroni

FENOMENI TRANSIENTI NUOVE SORGENTI VHE SORGENTI ESTESE

Milagro• 2600m slm (New Mexico)• Water Cherenkov Detector

• 0.75o risoluzione angolare• Buona reiezione del

background: rimane il 50% dei gamma

scartando il 91% dei protoni

8 meters

e

80 meters

50 meters

Bassa soglia in energia (qualche centinaio di GeV )Elevato duty cycle (>95%)Grande campo visivo (~2 sr)

• 898 PMT in un “laghetto” di 3.4x104 m2 (phys. area) chiuso alla luce• 1.7 KHz trigger rate• Dal 2002 con “anello” sparso di 175 rivelatori

Milagro TeV Sky Map circa 3 anni di dati (Dicembre 2000 – Novembre 2003)

Right Ascension

Dec

lina

tion

Crab

Mrk 421

R.Atkins et al. ApJ 608(2004)680

ICRC 2005 => 5 anni di dati, Crab a 10 , Mrk 421 a 6 ed un eccesso nellaregione di Cygnus

Sorgenti estese: emissione al TeV dal piano galattico

Lo spettro di raggi gamma dal piano galattico è estremamente sensibile ai diversi modelli di sorgenti di raggi cosmici e di interazione tra questi e materia interstellare

Osservazioni di EGRET sino a20 GeV indicano un eccesso > 1 GeV

Non esistevano sino ad oggi risultati su energie più elevate

Milagro ha effettuato la prima rivelazione di raggi gamma nella regione del TeV dal piano galattico

flusso (>1 TeV) = 5.1x10-10 cm-2 sec-1 sr-1

consistente con l’estrapolazione dello spettro di EGRET

From Atkins et al.ICRC ‘05

E-2.51±0.05

Osservazione del cielo per Milagro : Milagro (ApJ 2004, 608, p680) ha osservato il

cielo nell’emisfero Nord con una sensibilità pari a circa ~0.5 Crab

Rivelato emissione da – Crab Nebula– Mrk 421

emissione intorno al TeV dal Piano Galattico Non ha identificato nuove sorgenti

Nessuna emissione ad alta energia da 45 grb osservati da satellite tra il 2002 ed il 2005 (Saz-Parkinson - 29°ICRC) (rimane il candidato GRB 970417a)

High Altitude Cosmic RayLaboratory at YangBaJing

Longitude 90° 31’ 50” EastLatitude 30° 06’ 38” North

4300 m above the sea levelARGO-YBJ

Astrophysical Radiation

Ground-basedObservatory @

YangBaJing

o

ARGO-YBJ collaboration

ARGO-YBJ e’ un rivelatore ottimizzato per la rivelazione di sciami con una energia di soglia di alcune centinaia di GeV

La bassa soglia in energia è ottenuta :

alta quota (4300 m)

copertura completa (6.500m2 di rivelatore, di cui 6.000m2 completi)

1. Ricerca di sorgenti gamma puntiformi

2. Ricerca di transienti (GRBs)

Con i primi sei mesi di dati di Argo (e 1/3 del tappeto) !!!

Buona risoluzione angolare ~0.5°

ampio campo visivo (~2 sr)

elevato duty cycle

ARGO-YBJ conduce una continua osservazione di grande parte del cielo alla ricerca di sorgenti gamma non identificate o eventi transienti come AGN flares o GRBs

In questo talk

Il rivelatore di ARGO

The PAD (56 62 cm2) is the space-time “pixel”

ARGO has 18480 PADs

The detector will be covered by a 0.5 cm thick lead converter layer

Presa dati Jan-Jul 2005 1900 m2

BIGPAD

ADC

RPC

Read-outof chargeinduced on“Big Pads”

Events saturating Strips

Risoluzione temporale ~ 1 nsRisoluzione spaziale = 6.5 62 cm2 (1 strip)Tappeto completo

(~ 6000m2 )installato Marzo 2006Now in data taking !!!!

Sampling ringcirconda il tappeto estendo l’area di rivelazione a circa 6500m2

Experiment Hall

20-50pad => 100-200 GeV

MC su tappeto completo

Without any /hadron discrimination

With /hadron discrimination algorithms

Some events…

Fit: I0 = (165 ± 9) s-1 sr-1

= 5.4 ± 0.1

att0

0

/ xα with

1θ sec α exp I I

att= 108 + 2 g/cm2

Distribuzione angolare

Expected behaviour:

Xo = vertical depth (606 g/cm2)att = attenuation length of showers

Deviazioni per >60° sono dovute a eventi mal ricostruiti , interazioni sull’edificio del laboratorio

Prime misure (6 mesi di dati con circa 30% del rivelatore)

Rate integrale e differenziale verso molteplicità di hits

Indice spettrale consistente con quello atteso dallo spettro dei cosmici

slope ≈ -2.5

Prime misure (6 mesi di dati con circa 30% del rivelatore)

70% = 1.5° for E=1-10 TeV (Npad 60 trigger)

Map bin size = 3 ° 3 ° = 3 ° = 3 °/cos()The bin centers are shifted by 1° in both and

Ricerca sorgenti gamma puntiformi:Primi risultati con 30% del tappeto completo e senza convertitore di Pb Nessun algoritmo di discriminazione gamma/adroni applicato

= 90

= - 90

CRABMkr 421

Mkr 501

observable declination band –20° < < 80° (66% of the sky)

Selection of showers with zenith angle < 50°

Run time: 1006.5 hours

N.Events 5.7 108

The background is evaluated with the “time swapping”method

In each bin: n = (Ns-Nb) / Nb ½

Ns = observed events

Nb= expected background events

Usati 4 scalers (>=1,>=2,>=3,>=4) a intervalli fissi di tempo (0.5secondi) per poter dare una stima dell’energia

• Non e’ ricostruita la direzione

Argo in modalita’ “Scaler mode”

Per GRB dati limiti alla fluenza di GRB rivelati da satellite

misura della Rate per ciascun cluster, con tempo di integrazione : 0.5 s(ricorda il funzionamento dei Neutron Monitor..)

fenomeni transienti, quali GRB o Solar Flares, vengono visti come una fluttuazione non statistica dei conteggi sul fondo dovuto ai cosmici

energia di soglia E 10 GeV

T ime

Count s/s

Convoluzione dell’area efficace con i seguenti spettri:

con = 2 e Ecut = 100 GeV per i FOTONI

con = 2.7 per i PROTONI

Le energie mediane e gli intervalli energetici (FWHM) risultano essere:

Multiplicity Emode(GeV) Erange(GeV) Emodep(GeV) Erangep(GeV)

= 1 5 1 – 83 6.5 1.8 – 33

= 2 16 1.2 – 100 11 2.8 – 65

= 3 25 2 – 100 25 6.4 – 123

4 100 19 – 100 52 12.5 – 240

KEdE

dN

EKdE

dN p

Ricerca GRB o fenomeni transienti in scaler mode

Rate di conteggi n = 1 C = 38 Khz n = 2 C = 1.7 Khz n = 3 C = 180 Hz n 4 C = 120 Hz

GRB model = 2 = 20° Ecut = 100 GeV

t = 10 s no assorbimento

z = 0

Significatività k = 3

Sensitività GRB

Per 16 cluster le aree efficaci sono minori Per redshift z 0 assunto modello di assorbimento (Kneiske

et al.2004)

GRB ad angoli zenitali < 40°

Limiti superiori per GRB con < 40°

Nessuna emissione significativa per i grb segnalati è stata osservata

Risultati per ArgoUna preliminare osservazione del cielo è stata fatta con 1/3 del rivelatore completo

Non sono stati osservati eccessi in circa 1000 ore di misura nella banda di declinazione –20° < < 80° cercando per sorgenti gamma puntiformi (statistica scarsa.. ma sistematici sotto controllo!)

Limiti superiori di fluenza attorno a 10 GeV per l’emissione da GRB sono stati posti mediante la tecnica di “scaler mode”

Il rivelatore attualmente in presa dati con il carpet completo!

miglioramento della risoluzione angolare

raggiungimento soglia in energia

implementazione della discriminazione gamma/adroni

produrranno un notevole miglioramento nella sensibilità• installazione ring !!

• + convertitore in Pb

L’esperimento è stato “rodato” con successo

Conclusioni

EAS a copertura completa si stanno dimostrando strumenti potenti per la rivelazione di sorgenti estese (Milagro) e per lo studio delle emissione nella regione del TeV di fenomeni transienti quali i GRB

Argo ha presentato i primi risultati su sei mesi di presa dati con 1/3 del rivelatore completo

La presenza di sorgenti gamma nella regione VHE è estremamente povera, dovuto al piccolo campo visivo degli ACT e alla bassa sensitività di EAS a sampling : il contributo di EAS a copertura completa in questo range energetico è fondamentale

Problema generale per l’astronomia gamma con EAS .. sciami indotti da raggi cosmici

Guardando in direzione della sorgente, il segnale è affogato dal background dei cosmici (no veto in anticoincidenza come in molti esperimenti su satellite)

CRAB( > 1 TeV) 2 ·10-11 ph/cm2 ·s

back( > 1 TeV) · (= 1 msr) 1.5 ·10-8 nuclei/cm2·s

bkgsignal

103

pfγffactorQ

Sciami da cosmici sciami da Differenze basate su distribuzione laterale o componente muonica

Astronomia a Terra richiede una attenta reiezione (e valutazione!) del background

Diapo di riserva …

Resistive Plate Chambers in Argoelettrodi in bachelite – streamer mode

gas volumethickness : 2mm

Gas mixture: Argon/ Isobutane/Tetrafluoroethane 15/10/75

20-50pad => 100-200 GeV

42 clusters

Circa 6 mesi di dati:Confronto MC e dati reali:

MC su tappeto completo

Metodo Pad pari-dispari

Simulazioni MC E = ( 1 GeV - 1 TeV ) = ( 0°, 20°, 40° ) Corsika 6.18

fotoni protoni

• n=1

• n=2

• n=3

• 4

• n=1

• n=2

• n=3

• 4

= (20°) = (20°)

Ricerca GRB o fenomeni transienti in scaler mode

42 Cluster runs (6months data taking in 2005): event rate vs Pad multiplicity

K = (-6.06 ± 0.51) 104 s-1

b = (-2.35 ± 0.02)

R = K Npadb

K = (9.08 ± 0.44) 104 s-1

b = (-2.385 ± 0.008)

42 Cluster runs: event rate vs Strip multiplicity

R = K Nstripb

ARGO-YBJ area efficace per primari

Trigger:

≥ 20 pads sul “tappeto centrale”

Sensibilità a sorgenti gamma puntiformi

ARGO

Gamma-Ray Horizon

To see high-z AGNs, must measure well below 300 GeV.

Final goal

If EBL and intrinsic AGN spectra known Measure distances to high z Constraints on cosmological parameters

The Gamma-Ray Horizon is defined by (E,z) = 1

The GRH is a distance estimator based on the absorption which depends on

• the –ray path

• the Hubble constant and the cosmological densities

-ray energy at which = 1

This measurement require a significance number of AGN with similar spectral

features to disentangle the intrinsic spectra from the effect of absorption.

I. De MitriI. De Mitri VHE gamma ray astronomy and RC physics with ARGO-YBJVHE gamma ray astronomy and RC physics with ARGO-YBJ

Gamma/hadron discrimination Gamma/hadron discrimination Photon Shower Proton Shower

The photon signal is statistically identified by looking for an excess,

coming from a given direction, over the isotropic background due to charged

cosmic rays (H, He, Li, .. nuclei)

In addition to this tool the study of the shower

space-time patterns

can be useful to have higher discrimination power and then a larger sensitivity

Multiscale analysis + ANN gives first encouraging results

I. De MitriI. De Mitri VHE gamma ray astronomy and RC physics with ARGO-YBJVHE gamma ray astronomy and RC physics with ARGO-YBJ

Multiscale Image Multiscale Image Analysis + Artificial Analysis + Artificial

Neural NetworkNeural Network

Reduced time interval needed to identify sources

Larger equivalent effective area

Sensitivity to smaller fluxes

daysQTCrab 120)1(5

daysQTCrab 30)2(5

h

Q

1hN

NS

h

1

h

Q

1

Preliminary

Active Galactic Nuclei (AGNs)

AGNs include many different objects:

Radio quiet (90%) Weak radio emission – no jets Seyfert Galaxies Quasars

Radio Loud (10%) Strong synchrotron radio emission from relativistic jets Radio Galaxies Radio Quasars Blazars (< 5%)

Nucleus with a luminosity higher than the whole host galaxy

up to 1048 erg/s

our Galaxy : L ~ 1044 erg/s Non thermal spectrum Strong emission lines High variability

Almost all galaxies contain a massive black hole, but 99 % of them are silent.

AGN Unified Model

Source of energy:

super massive black hole ~106-109

M

+ accretion disk

Fuel: 1-10 M/year

According to the Unified Model all AGNs share the same fundamental mechanism.

Blazars are AGNs with the jet pointing towards us.

Blazars emit X-rays and -rays up to TeV.

94 Blazars observed by EGRET

~ 6 Blazars observed at TeV

energies

Crab Nebula

The standard candle for the northern hemisphere !

• young pulsar (950 yr)

• radio ~ 80 TeV energies

• the brighest plerion (synchrotron nebula fed by the electron wind of a central pulsar) in the Galaxy

• steady flux ~ E–2.49

• no evidence for variability of any kind

(>1 TeV) ~ 2·10–11 ph cm–2 s–1

L = 1.2·1034 erg s–1

Central Pulsar

HESS

Angular distance to the source

The prototypical galactic TeV –ray source.

QfdTdEEEA

fdTdEEEA

N

NS

BBeff

eff

B

)()()()(

)()()()()(

7.0)( Fraction of showers falling in the solid angle

Q Gamma/Hadron discrimination

)(dT

)(f

Acquisition Time

Fraction of the day with the source in the field of view

Sensitivity to gamma sources

Solar Physics Coronal mass ejections

are an ideal laboratory to study particle acceleration in the cosmos

By monitoring the singles rates in all PMTs we are sensitive to “low”-energy particles (>10 GeV)

Milagro has detected 4 events from the Sun with >10 GeV particles

X7-Class flare Jan. 20, 2005

GOES proton data– >10 MeV– >50 MeV– >100 MeV

Milagro scaler data– > 10 GeV protons– ~1 min rise-time– ~5 min duration

1.45E+07

1.47E+07

1.49E+07

1.51E+07

1.53E+07

1.55E+07

1.57E+07

1.59E+07

1.61E+07

1.63E+07

1.65E+07

45.0 47.0 49.0 51.0 53.0 55.0 57.0 59.0 61.0 63.0 65.0

Minutes after 18:00 UT

Co

un

ts/S

ec in

Mu

on

layer