Effects of EBL extinction on the VHE spectra of blazars [Elektronische Ressource] / put forward by Bagmeet Behera

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Dissertationsubmitted to theCombined Faculties for the Natural Sciences and for Mathematicsof the Ruperto-Carola University of Heidelberg, Germanyfor the degree ofDoctor of Natural SciencesPut forward byMaster of Science: Bagmeet Beheraborn in: Rourkela, IndiathOral examination: 9 February, 2010E ects of EBL extinctionon the VHE spectra of blazarsReferees: Prof. Dr. Stefan J. WagnerProf. Dr. Werner HofmannAbstractActive Galactic Nuclei (AGN) are the most powerful steady sources of electromagnetic radiation in the cosmos.Blazars are AGN with their jets pointing straight at us, giving us the opportunity to probe deep into the core whichgenerates this tremendous luminosity. The Very High Energy (VHE; E > 100GeV ) photons from blazars whiletravelling through the intergalactic medium, interact with the low energy photons (in the UV-IR range) constituting+the Extragalactic Background Light (EBL), by producinge e pairs, and get absorbed. More than 25 nearby blazars(z < 0:3) have been detected in VHE, but due to EBL extinction it is extremely di cult to detect distant sources.This phenomena gives us the means to measure the EBL level which cannot be directly measured. In this thesisthe e ects of EBL absorption on the spectra of blazars is studied. Two methods to discover distant VHE blazarswere explored. The observations with HESS led to the detection of the blazar PKS 1510-089 at z = 0:36, at a 4.8level.

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Published 01 January 2010
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Dissertation
submitted to the
Combined Faculties for the Natural Sciences and for Mathematics
of the Ruperto-Carola University of Heidelberg, Germany
for the degree of
Doctor of Natural Sciences
Put forward by
Master of Science: Bagmeet Behera
born in: Rourkela, India
thOral examination: 9 February, 2010E ects of EBL extinction
on the VHE spectra of blazars
Referees: Prof. Dr. Stefan J. Wagner
Prof. Dr. Werner HofmannAbstract
Active Galactic Nuclei (AGN) are the most powerful steady sources of electromagnetic radiation in the cosmos.
Blazars are AGN with their jets pointing straight at us, giving us the opportunity to probe deep into the core which
generates this tremendous luminosity. The Very High Energy (VHE; E > 100GeV ) photons from blazars while
travelling through the intergalactic medium, interact with the low energy photons (in the UV-IR range) constituting
+
the Extragalactic Background Light (EBL), by producinge e pairs, and get absorbed. More than 25 nearby blazars
(z < 0:3) have been detected in VHE, but due to EBL extinction it is extremely di cult to detect distant sources.
This phenomena gives us the means to measure the EBL level which cannot be directly measured. In this thesis
the e ects of EBL absorption on the spectra of blazars is studied. Two methods to discover distant VHE blazars
were explored. The observations with HESS led to the detection of the blazar PKS 1510-089 at z = 0:36, at a 4.8
level. A cross check analysis with a more advanced analysis tool con rmed this detection at a 8.5 level. The GeV
spectrum obtained by analyzing Fermi GST data, was adopted as the intrinsic source spectrum. Models for the-ray
sp including the EBL absorption was tted to the -ray data and it was shown that all the 4 current EBL
models considered here, t the data well. It is concluded that this is due to the sensitivity limits of the current VHE
instruments. Stronger constraints on the EBL would only be possible for sources with much harder spectrum. The
outlook for future experiments is discussed.
EBL extinction causes bias in the sample of detected blazars. MonteCarlo simulations were used to generate
parent samples for the VHE blazars. These were compared to the true VHE blazar sample and constraints on the
parent sample properties were drawn. The lack of a spectral softening with z in the true VHE sample, is found
consistent with a parent sample that clearly shows this softening, making it unnecessary to assume any special
dependence of the intrinsic spectral index on z. The dependence of the evolution of the EBL on the cosmological
model considered, was explored. The uncertainty in cosmology was found to be negligible compared to the uncertainty
on the EBL. The dependence of the extinction on the error in the EBL models as well as the e ect of neglecting the
EBL evolution with z was illustrated.
Kurzfassung
Aktive Galaktisch Kerne (active galactic nuclei, AGN) sind die leistungsst arksten dauerhaft emittierenden Quellen
elektromagnetischer Strahlung im Kosmos. Blazare sind AGNs deren Jets direkt auf uns zeigen, erm oglichen uns,
mit unseren Untersuchungen tief in den Kern, der diese gewaltige Leuchtkraft erzugt, vorzudringen. Die emittierten
hochenergetischen Photonen aus dem VHE-Regime (very high energy, VHE; E > 100GEV ) wechelswirken bei ihrer
Reise duch das interstellare Medium mit niederenergetischen (im Bereich UV IR) Photonen , die den extragalaktischen
+
Hintergrund (extragalactic background light, EBL) bilden. Debei erzeigen Sie e e Paare, und werden absorbiert.
Mehr als 25 nahe Blazare (z < 0:3) wurden im VHE-Regime detektiert, aber wegen der EBL-Extinktion ist die
Detektion weit entfernter Quellen extrem schwierig. Dieses Ph anomen gibt uns die M oglichkeit, die Intensit at des EBL
zu messen, was auf direktem Wege nicht m oglich ist. In dieser Arbeit werden die Auswirkungen der EBL Absorption
auf die Spektren von Blazaren untersucht. Zwei Methoden zum Entdecken ferner Balzare wurden erforscht. Die
Beobachtungen mit HESS fuhrten zum Nachweis des Blazars PKS 1510-089 mit z = 0:36 und einer Kon denzlevel
von 4.8. Die Gegenprobe mit einer ausgefeilteren Analysemethode best atigte die Detektion mit einem Level von
8.5. Fur das intrinsische Spektrum der Quelle wurde das mit einer Analyse von Fermi GST Daten gewonnene
GeV-Spektrum angenommen. Modelle fur das Gammastrahlenspektrum inklusive der EBL Absorption wurden an die
Daten ge ttet und es wird gezeigt, da alle vier EBL Modelle, die hier bercksichtigt wurden, gut zu den Daten passen.
Es wird geschlossen, da dies in der limitierten Emp ndlichkeit der gegenwartigen VHE Instrumente begrundet ist.
Strengere Bedingungen k onnte man nur von Quellen mit viel h arterem Spektrum ableiten. Die Aussichten fur
zukunftige Experimente werden diskutiert. EBL Extinktion verf alscht die Auswahl der gefundenen Blazare. M ogliche
Elternverteilungen der VHE Blazare wurden mit Monte Carlo Simulationen generiert; diese wurden mit den echten
Blazaren verglichen und daraus Ruc kschlusse auf die Eigenschaften der echten Verteilung gezogen. Das Fehlen
von spektralem weicher werden mit z zeigt sich konsistent mit einer Elternverteilung die dieses weicher werden
deutlich zeigt; es ist nicht n otig, eine spezielle Abh angigkeit des intrischen spektralen Index von z anzunehmen.
Weiterhin wurde die Abh angigkeit der Entwicklung des EBL vom kosmologischen Modell untersucht. Es stellte sich
heraus, da im Vergleich zur Unsicherheit des EBL die des kosmologischen Modells vernachl assigt werden kann. Die
Auswirkungen der Extinktion auf den Fehler in den EBL Modellen so wie der E ekt durch das Nichtberuc ksichtigen
der Entwicklung des EBL mit z werden illustriert.Contents
Contents i
I 1
1 Motivation and Outline 3
1.1 Motivation and aims . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3
1.2 Outline of the thesis . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4
2 Introduction 7
2.1 AGN . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7
2.1.1 Observational classi cation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7
2.1.2 Non thermal emission in VHE blazars . . . . . . . . . . . . . . . . . 10
2.2 The Extragalactic Background Light . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 15
2.2.1 Summary of measurements . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 15
2.2.2 EBL SED models . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 16
2.3 The H.E.S.S. IACT array . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17
2.4 Optical depth for VHE -rays . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18
II 21
3 Optical monitoring: ATOM 23
3.1 ATOM . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 24
3.1.1 Robotic operation of ATOM . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 25
3.1.2 Optical monitoring and triggers for H.E.S.S . . . . . . . . . . . . . . 29
3.2 Correlating longterm optical and GeV lightcurves . . . . . . . . . . . . . . . 30
3.2.1 The Data Sets . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 31
iii CONTENTS
3.2.2 Results and Discussion . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 31
3.3 Testing the optical-TeV correlation in PKS 2155-304 . . . . . . . . . . . . . 34
3.3.1 Constructing Pearson’s r distributions . . . . . . . . . . . . . . . . . 35
3.3.2 E ect of VHE measurement errors . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 37
3.3.3 Discussion and Conclusion . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 38
4 Connecting the GeV and TeV bands 41
4.1 Selecting TeV candidates blazars . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 42
4.1.1 EGRET sample . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 42
4.1.2 Fermi LBAS . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 45
4.1.3 LAT triggers for VHE follow up observations . . . . . . . . . . . . . 46
4.2 Checking the prediction strategy . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 47
4.2.1 Archival VHE data of GeV-blazars . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 47
4.2.2 Simultaneous GeV and VHE observations . . . . . . . . . . . . . . . 49
4.3 Redshift estimates from EBL extinction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 51
III 53
5 Observation of PKS 1510-089 and 3C 279 55
5.1 HESS observations and VHE data analysis . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 56
5.2 PKS 1510-089 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 59
5.2.1 H.E.S.S. observations of PKS 1510-089 . . . . . . . . . . . . . . . . . 60
5.2.2 Analysis I: Entire data-set . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 60
5.2.3 Recovering problematic data . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 62
5.2.4 Analysis II: Sub-set of data, based on Fermi are . . . . . . . . . . . 64
5.2.5 Accounting for trials . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 67
5.3 Constraints on EBL from observations of PKS 1510-089 . . . . . . . . . . . 69
5.3.1 Extracting FGST Spectrum . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 69
5.3.2 EBL limits within spectral measurement errors . . . . . . . . . . . . 71
5.3.3 Discussion . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 73
5.4 3C 279 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 75CONTENTS iii
5.4.1 H.E.S.S. observations . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 75
5.4.2 HESS data analysis and results . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 75
5.5 Conclusion . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 77
6 E ects of EBL extinction 79
6.1 Population study of VHE blazars . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 79
6.1.1 Constructing parent sample for VHE blazars . . . . . . . . . . . . . 81
6.1.2 Simulating parent blazar samples . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 87
6.1.3 Results . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 89
6.1.4 Discussion . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 94
6.1.5 Conclusion . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 97
6.2 Cosmological parameters from EBL extinction . . . . . . . . . . . . . . . . 98
6.2.1 EBL-extinction parameter relevant for cosmology . . . . . . . . . . . 99
6.2.2 Sensitivity of extinction to cosmological parameters . . . . . . . . . 101
6.2.3 Conclusion . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 103
6.3 EBL evolution . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 103
6.4 Uncertainty in EBL models . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 105
IV 107
7 Summary and Outlook 109
7.1 Thesis Summary . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 109
7.2 Outlook . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 112
7.2.1 Probing EBL density and evolution with CTA . . . . . . . . . . . . 112
7.2.2 Survey potential for next generation instruments . . . . . . . . . . . 114
A HESS runs on PKS 1510-089 and 3C 279 117
B Hillas parameters and shape-cuts 121
Bibliography 132iv CONTENTS