A new population of very high-energy {γ-ray [gamma-ray] sources detected with H.E.S.S. in the inner part of the milky way [Elektronische Ressource] / vorgelegt von Stefan Funk

English
133 Pages
Read an excerpt
Gain access to the library to view online
Learn more

Description

Inaugural-DissertationzurErlangung der DoktorwurdederNaturwissenschaftlich-MathematischenGesamtfakultatderRuprecht-Karls-UniversitatHeidelbergvorgelegt vonDipl.-Phys. Stefan Funkaus HeidelbergTag der mundlichen Prufung: 6. Juli 2005A new population of veryhigh-energy -ray sources detectedwith H.E.S.S. in the inner part ofthe Milky WayGutachter: Prof. Dr. Werner HofmannProf. Dr. Stefan WagnerAbstractThe H.E.S.S. experiment (High Energy Stereoscopic System) is an array of four imagingCherenkov telescopes designed todetect-raysintheenergy domainabove 100GeV.Thetelescopes utilise the stereoscopic approach, in which particle showers in the atmosphereare observed by several telescopes simultaneously, connected by a central trigger systemat the hardware level. This approach greatly reduces the background of the instrumentand thereby allows one to decrease the energy threshold and improve the sensitivity ofthe system. The functionality and performance of the central trigger of H.E.S.S. ispresented. Making use of the reduced energy threshold and the improved sensitivity, asurvey of the inner part of the Milky way in very high energy -rays was conducted in2004 with H.E.S.S. at an unprecedented sensitivity level. The Galactic plane between 30 in longitude and 3 in latitude relative to the Galactic centre was observed for atotalof230hours,reachinganaverage ux sensitivityof3%oftheCrabnebulaatenergiesabove 200 GeV.

Subjects

Informations

Published by
Published 01 January 2005
Reads 11
Language English
Document size 18 MB
Report a problem

Inaugural-Dissertation
zur
Erlangung der Doktorwurde
der
Naturwissenschaftlich-Mathematischen
Gesamtfakultat
der
Ruprecht-Karls-Universitat
Heidelberg
vorgelegt von
Dipl.-Phys. Stefan Funk
aus Heidelberg
Tag der mundlichen Prufung: 6. Juli 2005A new population of very
high-energy -ray sources detected
with H.E.S.S. in the inner part of
the Milky Way
Gutachter: Prof. Dr. Werner Hofmann
Prof. Dr. Stefan WagnerAbstract
The H.E.S.S. experiment (High Energy Stereoscopic System) is an array of four imaging
Cherenkov telescopes designed todetect-raysintheenergy domainabove 100GeV.The
telescopes utilise the stereoscopic approach, in which particle showers in the atmosphere
are observed by several telescopes simultaneously, connected by a central trigger system
at the hardware level. This approach greatly reduces the background of the instrument
and thereby allows one to decrease the energy threshold and improve the sensitivity of
the system. The functionality and performance of the central trigger of H.E.S.S. is
presented. Making use of the reduced energy threshold and the improved sensitivity, a
survey of the inner part of the Milky way in very high energy -rays was conducted in
2004 with H.E.S.S. at an unprecedented sensitivity level. The Galactic plane between
30 in longitude and 3 in latitude relative to the Galactic centre was observed for a
totalof230hours,reachinganaverage ux sensitivityof3%oftheCrabnebulaatenergies
above 200 GeV. Fourteen new sources were detected at a signi cance level greater than
4 in addition to three previously known sources in this area. Detailed spectral and
morphological information for these new sources are provided, along with a discussion on
possible counterparts in other wavelength bands. The distribution in galactic latitude of
the detected sources appears to be consistent with a scale height in the galactic disc for
the parent population of less than 100 parsec.
Kurzfassung
Das H.E.S.S. Experiment besteht aus einem stereoskopischen System von vier Telesko-
pen.Zieldes Expts istdieUntersuchung von Quellen hochenergetischer kosmischer
-Strahlung im Energiebereich oberhalb von 100 GeV. Die eingesetzte Technik beruht
auf der stereoskopischen Beobachtung von Luftschauern mit mehreren Teleskopen. Dazu
werden dieTeleskope bereitsaufdemTriggerlevel durcheinenzentralen Triggermiteinan-
der verschaltet. Durch den Einsatz dieses zentralen Triggers werden Untergrundereignisse
massiv unterdruckt, wodurch es moglich ist, die Energieschwelle zu senken und die Sen-
sitivitat zu erhohen. Funktionsweise und Messungen zur Charakterisierung des zentralen
Triggersystems werden vorgestellt. Unter Zuhilfenahme der reduzierten Energieschwelle
und erhohten Sensitivitat wurde eine Durchmusterung der Galaktischen Ebene im Som-
mer 2004durchgefuhrt. Hierbei wurde der Bereich 30 in galaktischer Langeund 3 in
galaktischerBreiteumdasZentrumderMilchstrasse230StundenlangnachQuellenhoch-
energetischer-Strahlungabgesucht.Diedurchschnittliche Sensitivitat diehierbeierreicht
wurde entspricht etwa 3% des Flusses des Krebs-Nebels oberhalb der Energieschwelle von
200 GeV. Vierzehn neue Quellen hochenergetischer -Strahlung wurden oberhalb einer
Signi k anzschwelle von 4 detektiert. Detaillierte spektrale und morpholgische Untersu-
chungen dieser neuen Quellen werden vorgestellt, gefolgt von einer Diskussion moglic her
Gegenstuc ke in anderen Wellenlangenbereichen. Es wird gezeigt, dass die Verteilung der
neuen Quellen in galaktischer Breite mit einer Population von Supernovauberresten mit
Skalenhohe von 100 pc der galaktischen Ebene konsistent ist.Contents
1 Introduction 1
1.1 Very High Energy -rays . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2
1.1.1 Production Mechanisms of VHE -rays . . . . . . . . . . . . . . . 3
1.1.2 Acceleration of Charged Particles . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4
1.2 Galactic Sources of VHE -rays . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6
1.2.1 Supernova Remnants . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6
1.2.2 Pulsars and Plerions . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8
1.2.3 X-ray Binaries . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8
1.3 The Milky Way in VHE -rays . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9
2 The imaging Cherenkov technique 13
2.1 Air Showers . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13
2.1.1 Origin and Development of Air Showers . . . . . . . . . . . . . . . 14
2.1.2 The Emission of Cherenkov Light . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17
2.2 Imaging Atmosphericov Technique . . . . . . . . . . . . . . . . . . 20
2.2.1 Detection Principle . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 20
2.2.2 Triggering Cherenkov Telescopes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 21
2.2.3 Data taking with IACTs . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 22
2.3 The H.E.S.S. Telescope System . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 23
2.3.1 Site Location . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 23
2.3.2 Telescope Mechanics . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 23
2.3.3 Mirror System . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 24
2.3.4 The H.E.S.S. Camera . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 25
2.3.5 The System Trigger of H.E.S.S. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 26
2.3.6 Monte-Carlo Simulations . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 26
3 The Trigger System of H.E.S.S. 27
3.1 Components of the trigger system . . . . . . . . . . . . . . . . . . 27
3.1.1 Basic data o w . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 27
3.1.2 The H.E.S.S. Camera trigger . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 27
3.1.3 Camera Interface . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 28
3.1.4 Central Station . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 30
3.2 System Trigger Characterisation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 31
3.2.1 Telescope Delays and Coincidence Window . . . . . . . . . . . . . . 31
3.2.2 Dead-time Determination . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 32ii CONTENTS
3.2.3 Trigger Threshold and Trigger Rates . . . . . . . . . . . . . . . . . 32
3.2.4 Zenith Angle Dependence . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 35
3.2.5 Convergent Telescope Pointing . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 36
3.3 Implications for System Performance . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 37
4 Data Analysis 41
4.1 Reconstruction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 41
4.1.1 Image Cleaning . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 41
4.1.2 Hillas Parameters . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 42
4.1.3 Direction Reconstruction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 43
4.1.4 Energy . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 43
4.1.5 Gamma-Hadron Separation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 45
4.2 Background Modelling . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 47
4.2.1 Signal determination . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 48
4.2.2 The system acceptance . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 49
4.2.3 The zenith dependence of the acceptance . . . . . . . . . . . . . . . 51
4.2.4 One-dimensional Region Background Model . . . . . . . . . . . . . 54
4.2.5 Two-dimensional Acceptance Background . . . . . . . . . . . . . . 55
4.2.6 Ring Background Model . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 55
4.2.7 Template Background Model . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 57
4.3 Position Fitting . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 58
4.3.1 Fit to the excess map . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 59
4.3.2 Fit to the raw on-map assuming a at background . . . . . . . . . . 59
4.3.3 Fit to the raw on-map, using a Gaussian bac . . . . . . . . 59
4.3.4 Test of the methods using a Monte-Carlo simulation . . . . . . . . . 60
4.4 Spectrum Determination . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 64
4.4.1 E ectiv e collection area for -rays . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 64
4.4.2 Calculation of Energy Spectra . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 66
4.5 Basic performance properties of the H.E.S.S. telescope system . . . . . . . 68
4.5.1 Angular Resolution . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 68
4.5.2 Sensitivity . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 70
4.6 Some aspects of Data Quality . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 72
4.6.1 Telescope E ciency . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 72
4.6.2 Evolution of the System Trigger Rate . . . . . . . . . . . . . . . . . 74
5 The H.E.S.S. Galactic Plane survey 75
5.1 Basic properties of the H.E.S.S. Galactic Plane survey . . . . . . . . . . . 75
5.2 Analysis of the survey data. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 77
5.2.1 Trial factor . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 78
5.2.2 Signi cance Map . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 79
5.3 Characteristics of the new sources . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 80
5.3.1 Position and Morphology . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 80
5.3.2 Spectra . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 83
5.4 Individual -ray sources . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 84
5.4.1 HESSJ1614{518 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 86CONTENTS iii
5.4.2 HESSJ1616{508 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 86
5.4.3J1632{478 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 87
5.4.4 HESSJ1634{472 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 88
5.4.5J1640{465 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 88
5.4.6 HESSJ1702{420 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 90
5.4.7J1708{410 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 91
5.4.8 HESSJ1713{381 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 91
5.4.9J1745{290 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 94
5.4.10 HESSJ1745{303 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 94
5.4.11J1747{281 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 95
5.4.12 HESSJ1804{216 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 97
5.4.13J1813{178 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 97
5.4.14 HESSJ1825{137 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 98
5.4.15J1826{146 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 100
5.4.16 HESSJ1834{087 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 101
5.4.17J1837{069 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 101
6 Discussion 103
6.1 Counterparts in other wavebands . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 103
6.2 Conclusion and Outlook . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 108
A Additional Signi cance Maps 111
Bibliography 115
Acknowledgements / Danksagung 121List of Figures
1.1 Optical Milky Way . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1
1.2 Schematic view of the Milky Way . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2
1.3 Energy Range of -rays . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3
1.4 Fermi acceleration . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 5
1.5 Energy spectrum of cosmic rays . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6
1.6 Distribution of Galactic SNRs and pulsars . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9
1.7 EGRET view of the universe in high energy -rays above 100 MeV . . . . 10
1.8 Known sources of VHE -rays before the H.E.S.S. survey . . . . . . . . . 11
2.1 Electromagnetic shower model according to Heitler . . . . . . . . . . . . . 15
2.2 Hadronic shower model . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17
2.3 Longitudinal shower development . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19
2.4 Lateral Cherenkov light density . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19
2.5 Detection principle of Imaging Cherenkov telescopes . . . . . . . . . . . . . 21
2.6 Picture of the H.E.S.S. telescope system . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 22
2.7 Map of Namibia with H.E.S.S. site . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 24
2.8 One H.E.S.S. telescope . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 24
2.9 Pictures of the H.E.S.S. mirrors and camera . . . . . . . . . . . . . . . . . 25
3.1 Schematic of data o w in the H.E.S.S. central trigger system . . . . . . . . 28
3.2 Sc of the camera interface module of the H.E.S.S. system trigger . 29
3.3 Schematic of the o w of information in the H.E.S.S. central coincidence
module . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 30
3.4 System rate versus relative delay for delay sweep run . . . . . . . . . . . . 32
3.5 Distribution of time di erences between consecutive events for a single
telescope . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 33
3.6 Single telescope and system trigger rate versus pixel threshold . . . . . . . 34
3.7 System triggerrateversus pixel threshold forthreedi eren t sector thresholds 35
3.8 Mean single telescope and system trigger rate as a function of the cosine
zenith . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 36
3.9 System rate as a function of the relative alignment of the telescope axes . . 37
3.10 Distribution of length/size for telescope multiplicity 1 and 2 . . . . . . . . 38
3.11 Derived system dead-time as a function of pixel trigger threshold . . . . . . 38
3.12 Post-cuts di eren tial rate expected for a Crab-like source at zenith for
di eren t H.E.S.S. con gurations . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 40