Diffuse Gamma-Strahlung aus der galaktischen Ebene gemessen mit H.E.S.S.

Kathrin Egberts

Max-Planck-Institut für Kernphysik, Heidelberg

I Produktionsmechanismen diffuser Gamma-Strahlung

II Messung mit EGRET

III Messung mit H.E.S.S. (2 Ansätze)

IV Zusammenfassung und Ausblick

Astroteilchenschule Obertrubach-Bärnfels, 8. Oktober 2007

Kathrin Egberts, Max-Planck-Institut für Kernphysik, Heidelberg 2

I Produktionsmechanismen diffuser Gamma-Strahlung

Wechselwirkungen kosmischer Strahlung mit Materie und Strahlungsfeldern:

– Protonen: 0-Produktion

– Elektronen: Bremsstrahlung

Inverse Compton-Streuung (an CMB, Staub, Sternenlicht)

Galaxie transparent für Gamma-Strahlung,

diffuse Gamma-Emission „line-of-sight“-Integral über

CR (ISM bzw. Strahlungsfeld)

Lokalisierung dieser hochenergetischen Wechselwirkungen Informationen über Spektrum und Intensität der kosmischen Strahlung am Ort der Wechselwirkung

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Kathrin Egberts, Max-Planck-Institut für Kernphysik, Heidelberg 3

II Messung mit EGRET

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Kathrin Egberts, Max-Planck-Institut für Kernphysik, Heidelberg 4

II Messung mit EGRET

• Energetic Gamma-Ray Experiment Telescope (EGRET) auf dem Compton Gamma-Ray Observatory

• Energiebereich: 30 MeV-30 GeV

• Energieauflösung: ~20-25%

• Gesichtsfeld: 0.6 sr

• Effektive Fläche: ~10³ cm²

• Winkelauflösung: 7° bei 35 MeV, 0.2° bei 10 GeV

Hocheffiziente Untergrundunterdrückung durch Anti-Koinzidenz-Zähler

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Kathrin Egberts, Max-Planck-Institut für Kernphysik, Heidelberg 5

II Messung mit EGRET

Was ist mit höheren Energien?

Zahlenbeispiel:Krebs Nebel (Standardkerze im TeV-Bereich) bei 1TeV hat Zählrate von 1 Photon/Jahr*m²

größere Detektorflächen!

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Kathrin Egberts, Max-Planck-Institut für Kernphysik, Heidelberg 6

III Messung mit H.E.S.S.

Indirekte Detektion mit abbildenden Cherenkov-Teleskopen:

• Primärteilchen produziert in der Atmosphäre einen Luftschauer

• Sekundärteilchen emittieren Cherenkov-Strahlung, die auf dem Boden von Cherenkov-Teleskopen eingefangen wird

• Problem der Untergrundunterdrückung

(kosmische Strahlung)

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Kathrin Egberts, Max-Planck-Institut für Kernphysik, Heidelberg 7

III Messung mit H.E.S.S.

• Energiebereich: 100 GeV-100 TeV

• Energieauflösung: ~15%

• Gesichtsfeld: 5°

• Effektive Fläche: ~105 m²

• Winkelauflösung: 0.1°

High Energy Stereoscopic System (H.E.S.S.) – 4 abbildende Cherenkov-Teleskope im Khomas-Hochland in Namibia

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Kathrin Egberts, Max-Planck-Institut für Kernphysik, Heidelberg 8

III Messung mit H.E.S.S.

• Energiebereich: 100 GeV-100 TeV

• Energieauflösung: ~15%

• Gesichtsfeld: 5°

• Effektive Fläche: ~105 m²

• Winkelauflösung: 0.1°

High Energy Stereoscopic System (H.E.S.S.) – 4 abbildende Cherenkov-Teleskope im Khomas-Hochland in Namibia

30 MeV-30 GeV

~20-25%

0.6 sr (1/6)

~10³ cm² (106)

7° bei 35 MeV, 0.2° bei 10 GeV

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Kathrin Egberts, Max-Planck-Institut für Kernphysik, Heidelberg 9

III Messung mit H.E.S.S.

Problem des Untergrundes: 2 Ansätze

Ansatz Nr. 1:

– Zunächst: Untergrundsubtraktion bei Punktquellen:

– Angewandt auf diffuse Emission: Annahme, dass an bestimmten Positionen keine Gamma-Emission

Gesichtsfeld der Kamera

On-Region

Off-Region

Signal = On - Off

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Kathrin Egberts, Max-Planck-Institut für Kernphysik, Heidelberg 10

III Messung mit H.E.S.S.

Blick in die galaktische Ebene (–2° bis +2° galaktische Länge) mit Ansatz Nr. 1:

Gamma-Emission aus denBereichen von Molekülwolken (weiße Konturen)

Zusammenhang zwischen diffuser Gamma-Emission und Molekülwolken

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Kathrin Egberts, Max-Planck-Institut für Kernphysik, Heidelberg 11

III Messung mit H.E.S.S.

Ansatz Nr. 2:

Modellierung des Untergrundes mit Monte Carlo-Simulationen:

• Benutze Variable mit großem Unterscheidungspotential und unterschiedlichen Verteilungen für Gammas und Hadronen

• Fitte r MC + s pMC an Daten (r,s freie Parameter)

Fit (r MC + s pMC )

Simulierte Protonen (pMC)

Simulierte Gammas ( MC)

Daten

Keine Annahme über Gamma-Fluß

Aber: Abhängigkeit von Simulationen

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Kathrin Egberts, Max-Planck-Institut für Kernphysik, Heidelberg 12

IV Zusammenfassung und Ausblick

• EGRET hat diffuse Gamma-Strahlung bei Energien bis 30 GeV in der galaktischen Ebene detektiert

• Bei Energien im GeV-TeV Bereich kann Gamma-Strahlung mit abbildenden Cherenkov-Teleskopen gemessen werden

• H.E.S.S. hat diffuse Gamma-Strahlung mit Energien >100 GeV aus der galaktischen Ebene nachgewiesen, weitere Analysen stehen noch aus

• GLAST wird die Lücke im Spektrum zwischen EGRET und H.E.S.S. schließen