Содержание к диссертации
Введение
1 Техника наземных черенковских гамма-телескопов 10
1.1 Развитие широкого атмосферного ливня 10
1.1.1 Электромагнитные липни 11
1.1.2 Адронные ливни 12
1.1.3 Черепковское излучение от ШАЛ 14
1.1.4 Регистрация ШАЛ черепковскими гамма-телескопами 21
1.2 Области исследований обсерватории MAGIC 24
1.3 Атмосферный черепковский телескоп MAGIC 26
1.3.1 Каркас телескопа и рефлектор 28
1.3.2 Светоприемная камера 33
1.3.3 Система сбора данных 35
1.3.4 Триггер 37
1.3.5 Система калибровки 38
1.4 Монте-Карло моделирование ШАЛ 40
1.4.1 Программа CORSIKA 40
1.4.2 Система координат CORSIKA 41
1.4.3 Параметризация атмосферы 42
1.4.4 Моделирование прохождения мюонов через атмосферу 43
2 Абсолютная калибровка телескопа по мюонным изображениям 48
2.1 Мюонные изображения 48
2.1.1 Метод калибровки 49
2.1.2 Расчет интенсивности черепковского излучения мюона 52
2.1.3 Аппроксимация изображения от мюона окружностью 55
2.1.4 Определение передаточной функции рефлектора 57
2.1.5 Определение прицельного параметра и энергии мюона 58
2.1.6 Результаты калибровки 59
2.2 Разделение гамма и адронных ливней по параметрам изображения . 63
2.2.1 Параметры Хилласа 63
2.2.2 Дополнительные параметры 70
2.2.3 Масштабированные параметры Хилласа 75
2.2.4 Стандартный набор параметров дискриминации фона 77
3 Оптимизация определения параметров изображения 79
3.1 Реконструкция изображения от ливня 79
3.2 Идея метода восстановления изображения 80
3.2.1 Реконструкция сигнала в пикселе 82
3.2.2 Определение уровней достоверности сигнала 84
3.2.3 Концепция программного NN-триггера 86
3.2.4 Формирование изображения 91
3.3 Результаты 93
3.4 Измерение эффективного порога дискриминатора ячейки камеры . 95
3.5 Новые параметры изображения 97
3.5.1 Фильтр мюонов 97
3.5.2 Параметр IslandSIZE 99
3.5.3 Новое определение зарядовой асимметрии изображения 101
3.5.4 Временная структура черепковской вспышки 103
3.5.5 Временная асимметрия изображения 105
3.6 Новый способ оценки прицельного параметра ливня 109
4 Экспериментальная проверка результатов 116
4.1 Спектр Крабовидпой туманности 117
4.2 Данные наблюдений блазара Mkn 501 высокой чистоты 118
4.3 Регистрация активного ядра галактики PG1553+113 123
Заключение 126
А Активные ядра галактик 128
А.1. Классификация Активных ядер галактик 128
А.2 Модель активных ядер галактик 131
А.2.1 Источник энергии АЯГ 132
А.2.2 Аккреционный диск 134
А.2.3 Модели джетов блазаров 134
А.2.4 Ускорение частиц ударной волной 138
Литература 141
- Регистрация ШАЛ черепковскими гамма-телескопами
- Расчет интенсивности черепковского излучения мюона
- Измерение эффективного порога дискриминатора ячейки камеры
- Данные наблюдений блазара Mkn 501 высокой чистоты
Введение к работе
Актуальность проблемы. Космические лучи, состоящие в основном из протонов и ядер химических элементов, взаимодействуют с межзвездным веществом и магнитными полями, поэтому вблизи Земли космические лучи изотропны и определить направление на их источник невозможно [1]-[3]. По этой причине они несут лишь косвенную информацию о процессах, происходящих в их источниках.
Нейтральная компонента космических лучей - нейтроны, в принципе может быть зарегистрирована на характерных астрономических дистанциях только при экстремально высоких энергиях. Например, нейтрон от центра нашей галактики (расстояние « 8.5 кпе) может быть зарегистрирован, только если он имеет энергию Е > 1018 эВ, поскольку время жизни нейтрона яз 940 с. Космические нейтрино также сохраняют направление на источник, но имеют очень малое сечение взаимодействия, что требует постройки экстремально больших детекторов (> 1 км3). Таким образом, в настоящее время единственными частицами, несущими статистически значимую информацию об источниках, являются электромагнитные излучения всех энергий.
Электромагнитное излучение всех диапазонов - от радиоизлучения до гамма-квантов, возникающее при генерации космических лучей, сохраняет информацию о направлении на объект излучения (см. рис.1). Обнаружение потоков гамма-квантов от наблюдаемых объектов свидетельствует об ускорении частиц до сверхвысоких энергий и дает информацию о физических процессах, протекающих в объектах.
Однако земная атмосфера непрозрачна для гамма-квантов. Одним из способов их детектирования являются внеатмосферные спутниковые наблюдения. Орбитальные гамма-телескопы (EGRET [4]) регистрируют гамма-кванты высоких энергий в диапазоне 0.1 - 10 ГэВ. Наблюдения гамма-квантов более высоких энергий практически невозможны из-за малости потоков гамма-квантов и недостаточной площади детекторов. Так, например, для регистрации одного гамма-кванта с энергией > 1 ТэВ от Крабо-видной туманности орбитальному телескопу EGRET требуется порядка трех месяцев непрерывных наблюдений этого объекта.
Космические гамма-кванты можно зарегистрировать и с поверхности Земли, используя технику атмосферных черепковских телескопов (гамма - телескопы WHIPPLE [5], HEGRA [б], КрАО [7, 8]). Гамма-кванты и высокоэнергетичные частицы космических Third EGRET Catalog E> lOQMeV * ': """-,
Л« щ^ "*V * . * i***# . *.. */*? .- : irces Active Galactic Nuclei # Unidentified EGRET Sou я Pulsars LMC » Solar FLarc
Рис. 1. Третий каталог EGRET. 271 источник: 5 пульсаров, 1 солнечная вспышка, 66 блазаров (с высоким уровнем достоверности), 27 возможных блазаров, 1 возможная радио галактика (Сеп А), 1 галактика (LMC). и 170 не идентифицированных источников. Шестой пульсар EGRET показан (в точке 1=69, Ь=3), но в каталог не включен, так как наблюдался лишь периодически. лучей рождают в атмосфере Земли каскады вторичных частиц - широкие атмосферные ливни (ШАЛ). Заряженные частицы этих ливней летят со скоростью выше фазовой скорости света в атмосфере и являются источниками черепковского излучения. Это излучение, отражаясь от рефлектора телескопа, регистрируется камерой, состоящей из большого числа фотоумножителей. Действующие наземные атмосферные черепковские телескопы (АЧТ) имеют порог регистрации гамма-квантов 500 ГэВ - 1 ТэВ и эффективную площадь в десятки тысяч квадратных метров, что позволяет регистрировать экстремально слабые потоки Ю-10 см~2с-1.
Активно развивающаяся область 7-астрономии - наземная 7-астрономия, основанная на эффекте ШАЛ, в настоящий момент охватывает диапазон энергий от 500 ГэВ и выше1. При таких энергиях широкие электромагнитные ливни (ШАЛ), производимые 7-квантами в атмосфере Земли, могут быть эффективно зарегистрированы наземными детекторами.
Черепковские телескопы нового поколения (H.E.S.S., MAGIC) позволили уменьшить нижний порог регистрации гамма-квантов. Новый 17-метровый телескоп MAGIC, введенный в эксплуатацию в августе 2004 г. на о. Ла-Пальма (Канарские острова), имеет проектный нижний энергетический порог регистрации гамма-квантов ~ 30 ГэВ, что, возможно, позволит исследовать недоступный ранее диапазон энергий гамма-квантов 30-500 ГэВ.
Для подобных АЧТ (с большой площадью рефлектора) весьма актуальной становится проблема восстановления изображения от ШАЛ из-за высокого уровня фонового излучения ночного неба.
Кроме того, при наземной регистрации вспышек черепковского излучения невозможно провести прямые измерения энергии первичных частиц. Из экспериментальных данных определить эффективность регистрации гамма-квантов и степень их отбора при отсечении фона можно лишь приближенно. Это препятствует вычислению величин регистрируемых потоков гамма-квантов и требует численного моделирования физических процессов, происходящих в атмосфере и в самом детекторе (обычно методом Монте-Карло). Неизвестным параметром в таком моделировании является коэффициент преобразования числа фотонов в плоскости камеры телескопа в число отсчетов АЦП. Иными словами, для определения абсолютной шкалы энергии гамма-квантов не- 1 Заметим, что для проверки разных моделей генерации 7-лучей необходимы одновременные наблюдения источника п разных областях спектра. Например, активность объекта в рентгеновском диапазоне и в диапазоне сверхвысоких энергий (Е7 > 10 ГэВ) указывает на присутствие магнитных полей и на то, что в источнике ускоряются электроны. Следует отметить, что при этом ускорение адронов также не исключено, и наоборот: отсутствие активности источника в рентгеновской области не обязательно означает ускорение адронов (безусловным доказательством того, что источник является адронным ускорителем, служит регистрация нейтрино) обходима калибровка телескопа.
Цель исследования. Целью настоящей работы является оптимизация методов анализа данных для атмосферных черенковских телескопов нового поколения (MAGIC, MAGIC2, H.E.S.S.II). Указанная цель включает в себя следующее:
Разработку методов восстановления изображения для атмосферных черенковских телескопов.
Разработку и оптимизацию методов дискриминации фоновых событий.
Адаптацию и оптимизацию альтернативных методов калибровки телескопа MAGIC.
Проверку разработанных методов на основе численных экспериментов (Монте-Карло моделирование).
Экспериментальную проверку предложенных методов на основе наблюдений астрономических объектов - источников гамма-квантов.
Научная новизна. В данной работе впервые предложен новый метод восстановления изображения для атмосферных черенковских телескопов с системами сбора данных на быстрых аналого-цифровых преобразователях (АЦП). Метод основан на использовании информации о времени прибытия черенковских фотонов в отдельную ячейку камеры и строгого временного совпадения сигналов в соседних ячейках. Это становится особенно важным для событий, индуцированных гамма-квантами малых энергий, когда получение изображения ШАЛ стандартными методами восстановления изображения затруднено.
Впервые в технике АЧТ измерена временная структура изображения черепковской вспышки от ШАЛ и предложена методика использования этой информации для повышения эффективности дискриминации фоновых событий.
Впервые в технике АЧТ произведена оценка прицельного параметра гамма-ливней по параметрам временной асимметрии черепковского образа.
Впервые предложены новые параметры дискриминации фоновых событий (дополнительные координаты в многомерном пространстве параметров изображения), повышающие чувствительность АЧТ.
Впервые осуществлен альтернативный метод калибровки телескопа MAGIC космическими мюонами. Основой метода является использование черепковского излучения от космических мюонов в качестве источника известной интенсивности. Следует отметить, что при использовании данной методики впервые для телескопа MAGIC появилась возможность осуществления калибровки непосредственно во время регистрации событий.
Научная и практическая ценность. Полученные в данной работе результаты и предложенные методики активно используются коллаборацией MAGIC в ходе астрономических наблюдений и обработки экспериментальных данных с телескопа. Результаты работы могут быть использованы и для других атмосферных черенковских телескопов нового поколения (MAGIC2, H.E.S.S.II), имеющих изохроннные рефлекторы и системы сбора данных, основанные на быстрых АЦП. Результаты исследований позволили провести настройку основных параметров Монте-Карло моделирования детектора и обеспечить достоверность обработки данных. Проведенные исследования на практике подтвердили эффективность идеи применения технологии быстрых АЦП и изохронного рефлектора в технике наземных черенковских телескопов, использованной при проектировании телескопа MAGIC.
Достоверность полученных результатов обеспечивается использованием для Монте-Карло моделирования многократно проверенного программного кода CORSIKA, экспериментальной проверкой результатов работы, сопоставлением экспериментальных данных с данными математического моделирования процессов в детекторе и атмосфере, сопоставлением полученных результатов с данными, полученными другими коллабора-циями.
Апробация результатов работы. Основные результаты диссертационной работы докладывались на XXVIII и XXIX Международных конференциях по космическим лучам (Цукуба, Япония, 2003; Пуна, Индия, 2005), Международном симпозиуме "Астрофизические инструменты 21 века" (Берлин, Германия, 2004), Международных исследовательских семинарах по физике высоких энергий (Германия, 2003; 2004), исследовательских семинарах коллаборации "MAGIC" (Барселона, Испания, 2002; Берлин, Германия, 2003; 2004; 2005)
Личный вклад автора. Все новые результаты, приведенные в настоящей работе, получены лично автором. В разработке программного обеспечения принимал участие Ті Хенгстебек (Thomas Hcngstebeck). В реализации метода мюонной калибровки участвовали О.Р. Калекин и К. Мэйз (Ph. D. Keichi Mase).
Автору данной работы пришлось также участвовать в монтаже и настройке радиоэлектронной части телескопа "MAGIC", разработке и отладке программного кода обработки и интерпретации данных, получаемых телескопом "MAGIC", проведении многочисленных астрономических наблюдений, в том числе в качестве руководителя группы наблюдения.
Положения, выносимые на защиту. На защиту выносятся:
1. Метод восстановления изображения для наземных гамма-телескопов с изохронными рефлекторами, позволяющий сократить время наблюдений при фиксированном уровне достоверности обнаружения.
Метод калибровки наземного гамма-телескопа с возможностью калибровки непосредственно во время наблюдений.
Утверждение о том, что применение предложенных в работе новых параметров дискриминации фона и метода восстановления изображений ШАЛ сокращает время наблюдений приблизительно в 4 раза при фиксированном уровне достоверности.
Способ определения прицельного параметра гамма-ливней с использованием параметров временной асимметрии черенковского образа.
Публикации. По материалам диссертации опубликовано 21 работа [84]—[105].
Структура и объем работы. Диссертация состоит из введения, четырех глав и заключения, содержит 149 страниц машинописного текста, включающего в себя список литературы из 107 наименований и 78 рисунков.
Регистрация ШАЛ черепковскими гамма-телескопами
В данной работе впервые предложен новый метод восстановления изображения для атмосферных черенковских телескопов с системами сбора данных на быстрых аналого-цифровых преобразователях (АЦП). Метод основан на использовании информации о времени прибытия черенковских фотонов в отдельную ячейку камеры и строгого временного совпадения сигналов в соседних ячейках. Это становится особенно важным для событий, индуцированных гамма-квантами малых энергий, когда получение изображения ШАЛ стандартными методами восстановления изображения затруднено.
Впервые в технике АЧТ измерена временная структура изображения черепковской вспышки от ШАЛ и предложена методика использования этой информации для повышения эффективности дискриминации фоновых событий.
Впервые в технике АЧТ произведена оценка прицельного параметра гамма-ливней по параметрам временной асимметрии черепковского образа.
Впервые предложены новые параметры дискриминации фоновых событий (дополнительные координаты в многомерном пространстве параметров изображения), повышающие чувствительность АЧТ.
Впервые осуществлен альтернативный метод калибровки телескопа MAGIC космическими мюонами. Основой метода является использование черепковского излучения от космических мюонов в качестве источника известной интенсивности. Следует отметить, что при использовании данной методики впервые для телескопа MAGIC появилась возможность осуществления калибровки непосредственно во время регистрации событий. Научная и практическая ценность. Полученные в данной работе результаты и предложенные методики активно используются коллаборацией MAGIC в ходе астрономических наблюдений и обработки экспериментальных данных с телескопа. Результаты работы могут быть использованы и для других атмосферных черенковских телескопов нового поколения (MAGIC2, H.E.S.S.II), имеющих изохроннные рефлекторы и системы сбора данных, основанные на быстрых АЦП. Результаты исследований позволили провести настройку основных параметров Монте-Карло моделирования детектора и обеспечить достоверность обработки данных. Проведенные исследования на практике подтвердили эффективность идеи применения технологии быстрых АЦП и изохронного рефлектора в технике наземных черенковских телескопов, использованной при проектировании телескопа MAGIC.
Достоверность полученных результатов обеспечивается использованием для Монте-Карло моделирования многократно проверенного программного кода CORSIKA, экспериментальной проверкой результатов работы, сопоставлением экспериментальных данных с данными математического моделирования процессов в детекторе и атмосфере, сопоставлением полученных результатов с данными, полученными другими коллабора-циями.
Апробация результатов работы. Основные результаты диссертационной работы докладывались на XXVIII и XXIX Международных конференциях по космическим лучам (Цукуба, Япония, 2003; Пуна, Индия, 2005), Международном симпозиуме "Астрофизические инструменты 21 века" (Берлин, Германия, 2004), Международных исследовательских семинарах по физике высоких энергий (Германия, 2003; 2004), исследовательских семинарах коллаборации "MAGIC" (Барселона, Испания, 2002; Берлин, Германия, 2003; 2004; 2005)
Личный вклад автора. Все новые результаты, приведенные в настоящей работе, получены лично автором. В разработке программного обеспечения принимал участие Ті Хенгстебек (Thomas Hcngstebeck). В реализации метода мюонной калибровки участвовали О.Р. Калекин и К. Мэйз (Ph. D. Keichi Mase). Автору данной работы пришлось также участвовать в монтаже и настройке радиоэлектронной части телескопа "MAGIC", разработке и отладке программного кода обработки и интерпретации данных, получаемых телескопом "MAGIC", проведении многочисленных астрономических наблюдений, в том числе в качестве руководителя группы наблюдения. Положения, выносимые на защиту. На защиту выносятся: 1. Метод восстановления изображения для наземных гамма-телескопов с изохронными рефлекторами, позволяющий сократить время наблюдений при фиксированном уровне достоверности обнаружения. 2. Метод калибровки наземного гамма-телескопа с возможностью калибровки непосредственно во время наблюдений. 3. Утверждение о том, что применение предложенных в работе новых параметров дискриминации фона и метода восстановления изображений ШАЛ сокращает время наблюдений приблизительно в 4 раза при фиксированном уровне достоверности. 4. Способ определения прицельного параметра гамма-ливней с использованием параметров временной асимметрии черенковского образа. Публикации. По материалам диссертации опубликовано 21 работа [84]—[105]. Структура и объем работы. Диссертация состоит из введения, четырех глав и заключения, содержит 149 страниц машинописного текста, включающего в себя список литературы из 107 наименований и 78 рисунков.
Расчет интенсивности черепковского излучения мюона
Максимум высокоэнергетических гамма-ливней может находиться на высоте 6 — 8 км над уровнем наблюдений. В соответствии с рис. 1.6 ШАЛ может быть зарегистрирован на расстоянии 120 — 150 м от оси ливня. Таким образом, максимальный угол, под которым может наблюдаться ливень 1 Ширина углового распределение черенковского света от гамма-ливней 0.5. В соответствии с этими оценками, радиус камеры АЧТ в угловой мере должен превышать 1.5.
Для эффективного разделения адронных и гамма-ливней размер элемента изображения должен быть : 1.5. Для камеры MAGIC этот размер: 0.1 для внутренней секции высокого разрешения и 0.2 для внешней секции (см рис. 1.14). Необходима высокая квантовая эффективность (QE) в диапазоне 300-600 им, в котором лежит основная часть черепковского света от ШАЛ, достигающего рефлектора телескопа. Минимальный различимый ФЭУ сигнал должен быть порядка нескольких фотоэлектронов. Гамма-ливни с энергией 10 ТэВ (максимальный ожидаемый сигнал) производят 5 103 фотоэлектронов на канал. Соответственно, динамический диапазон ФЭУ должен быть 5 103. Коэффициент умножения ФЭУ не должен превышать 2 104, поскольку фоновое излучение ночного неба (0.15-0.3 phe/ns) может вызвать слишком высокую скорость счета. Длительность черенковской вспышки от всего ШАЛ составляет 5-10 не, соответственно, ширина импульса с ФЭУ должна быть около 1 не, чтобы различить временную структуру ШАЛ и уменьшить шум от фотонов ночного неба.
Изображение камеры телескопа MAGIC представлено на рис. 1.14. Внутренняя секция высокого разрешения состоит из 396 ФЭУ (ЕТ9116А, D=2 см), внешняя секция - 181 ФЭУ (ЕТ9117А, D=4 см). Для эффективного светосбора со всей поверхности камеры, каждый фотоумножитель имеет концентратор света - Winstone Cone (см. рис. 1.14) [59]. Размер концентраторов в угловой мере для внутренней и внешней секции 0.1 и 0.2 соответственно. Еще один положительный эффект использования концентраторов света - подавление диффузного фона от фотонов ночного неба, поскольку концентраторы эффективно пропускают фотоны летящие только из телесного угла, соответствующего угловому размеру рефлектор. Полный коэффициент светосбора составляет ewc fa 85%. Камера с концентраторами света закрыта плексигласовым щитом с пропускной способностью Єріех 90%. Полную квантовую эффективность канала камеры MAGIC QEPMT(X) МОЖНО представить в виде: где QEphcot - квантовая эффективность ФЭУ.
Другое важное техническое решение, увеличивающее чувствительность камеры — матовое рассеивающее покрытие входных окон ФЭУ, которое увеличивает квантовую эффективность фотоумножителей за счет многократного прохождения фотона через вещество фотокатода [61]. Это покрытие позволило увеличить квантовую эффективность ФЭУ на 25%. сбора данных
Для того, чтобы уменьшить вес камеры, электроника предварительной обработки данных и триггер перенесены в здание управления телескопом. Сигнал с ФЭУ после предусиления в камере телескопа передается к электронике ресивера, находящегося в здании управления. При этом сигнал должен пройти расстояние 150 м. Для того, чтобы уменьшить искажения сигнала во время передачи, данные преобразуются в световые импульсы конвертерами VCSEL (Vertical Cavity Surface Emitting Laser), разработанными в MAGIC, и по оптическому волокну передаются к электронике ресивера, где конвертируются обратно в электрические импульсы. Диаграмма потока данных в системе сбора, данных MAGIC представлена на рис. 1.16. В крейте ресивера сигнал делится на две ветви: одна поступает без изменения в электронику триггера, другая ветвь проходит через усилитель-формирователь (FWHM = б не) и снова делится на два потока: первый поток данных передается в крейты АЦП без изменения (LOW GAIN), второй - после дополнительного усиления (HI GAIN).
Считывающая электроника MAGIC состоит из 577 плат быстрых АЦП: 8 бит, 300 MHz АЦП (чип SPT7760) с циклическим буфером памяти 32 кб, а также дополнительных цифровых модулей, записывающих информацию о событии: время, состояние триггера и другие данные. Во время наблюдений данные с ФЭУ постоянно оцифровываются и записываются в циклический буфер АЦП. Когда приходит сигнал триггера, то данные из буфера АЦП переписываются в память FIFO (см рис. 1.16). После заполнения FIFO до определенного уровня данные считываются, перемножаются и посылаются на персональный компьютер. Далее данные сохраняются на RAID0 диск. За одну ночь наблюдений объем данных составляет порядка 800 Гб, поэтому в течении дня данные преобразовываются в формат ROOT, записываются на магнитную ленту и посылаются в библиотеку данных. Триггер MAGIC ограничен 325-ю каналами внутренней секции камеры. Каналы объединены в 19 перекрывающихся макросекций по 36 каналов. Триггер имеет три уровня.
Первый уровень представляет собой 577 программируемых дискриминаторов для каждого канала камеры. Если сигнал в канале превышает определенное пороговое значение, которое может быть задано с компьютера, дискриминатор посылает прямоугольный импульс длительностью б не во второй уровень триггера. Обычные значения порога дискриминатора 5mV, что соответствует 5 — 8 phe. Эффективное (среднее по всем пикселям камеры) значение этой величины в фотоэлектронах является одним из основных параметров в моделировании телескопа, поскольку оно влияет на энергетический порог регистрации ШАЛ (эффективность є1тід в формуле 1.25) и, соответственно, на поведения эффективной площади регистрации в области пороговых значений энергии ливней. Метод измерения этого параметра будет описан ниже.
Второй уровень получает прямоугольные сигналы от дискриминаторов триггера первого уровня и ищет каналы, совпадающие во временном интервале 6 не. Если такие каналы образуют топологически компактные группы из 2-х, 3-х, 4-х или 5-ти каналов (Next Neighbor (NN) groups, см. рисунок 3.5), то триггер второго уровня дает сигнал о событии. Поиск компактных групп осуществляется логикой макросекции. Обычно триггер установлен на поиск 4NN групп.
Измерение эффективного порога дискриминатора ячейки камеры
Новый атмосферный черенковский гамма-телескоп MAGIC позволяет исследовать потоки гамма-квантов в новом диапазоне энергий ниже 200 ГэВ, частично покрывая неисследованную область энергий между данными EGRET и существующих АЧТ. Однако, число черенковских фотонов от событий такой энергии настолько мало, что требуются более сложные методы разделения сигнала ШАЛ и шумовых импульсов, индуцированных фотонами ночного неба в камере телескопа. Как отмечалось в параграфе 1.3.1, телескоп MAGIC имеет параболический рефлектор, который позволяет сохранить временную структуру черенковской вспышки. Метод, описанный ниже, основан на использовании информации о времени прибытия черенковских фотонов в отдельную ячейку камеры и строгого временного совпадения сигналов в соседних ячейках. Благодаря использованию в считывающей электронике MAGIC быстрых АЦП, было оптимизировано отношение сигнал/шум путем уменьшения времени интегрирования сигнала до длительности черенковской вспышки непосредственно для каждого отдельного канала электроники и, соответственно, для каждого события. Это становится особенно важным для событий вблизи порога регистрации телескопа, когда изображение ливня при применении стандартных методов восстановления изображения [81] может состоять лишь из 4-10 пикселей.
Как отмечалось в параграфе 2.2.1, для корректного определения параметров изображения необходима процедура идентификации пикселей с сигналами от ШАЛ и исключения шумовых сигналов от фонового излучения ночного неба — процедура реконструкции изображения. Ясно, что принадлежность сигнала в пикселе к вспышке от ШАЛ может быть установлена только с определенным уровнем достоверности, зависящим, прежде всего, от уровня шумового сигнала от излучения ночного неба. Для телескопа MAGIC интенсивность излучения ночного неба составляет порядка 0.15 — 0.3 phe/ns, в зависимости от положения точки наблюдения. Если источник лежит в области Млечного Пути, то к диффузному фону ночного неба добавляется излучение области эклиптики.
Стандартный метод реконструкции сигнала от ШАЛ заключается в использовании топологических свойств изображения черенковской вспышки: элементы изображения, принадлежащие ШАЛ должны группироваться в кластеры - для гамма-ливней почти всегда в один кластер. В соответствии с этим свойством желаемый уровень достоверности принадлежности пикселя к вспышке от ШАЛ достигается следующим способом: Для уровня сигнала в канале камеры вводится пороговое значение Qcore- Все пиксели с сигналами выше этого порогового значения fc Qcore являются кандидатами для "ядра" изображения. Все кластеры, состоящие из таких кандидатов с числом пикселей 2 определяют "ядро" изображения. Все кандидаты не имеющие соседей исключаются.
После того как "ядро" изображения (пиксели с наибольшим уровнем сигнала, соответствующие излучению максимума ливня) восстановлено, вокруг ядра формируется несколько колец геометрических соседей (периферийных пикселей), как показано на рис. 3.1. Для сигнала в этих пикселах применяется условие & Qbound, где Qbound - пороговое значение сигнала для периферийных пикселей. Все пиксели, удовлетворяющие этому условию, добавляются к изображению. соответственно. Ясно, что при использовании этих порогов очистки изображения некоторая часть сигналов от ШАЛ теряется (поскольку для таких сигналов невозможно обеспечить достаточный уровень достоверности). Таким образом теряется часть информации о структуре черенковской вспышки и ухудшается эффективность режекции фона по параметрам изображения. Автором разработан новый метод реконструкции изображения, основанный на временной структуре черенковской вспышки, позволяющий снизить пороги Qcore и Qbound до практически вдвое меньших значений. Это открыло возможности определения новых параметров изображения и увеличило информативность стандартных.
Как уже было отмечено в параграфе 1.3.1 гамма-телескоп MAGIC имеет параболический рефлектор, который позволяет сохранить временную структуру черенковской
вспышки. Временной разброс фотонов в фокальной плоскости рефлектора порядка 300 псек. С учетом временного разрешения системы сбора данных полное временное разрешение детектора 400 псек. Сигнал от черенковской вспышки оцифровывается быстрыми 300 MHz АЦП (см. параграф 1.3.3) в течении 50 не, в то время как типичная длительность черенковской вспышки в фокальной плоскости рефлектора всего порядка 5-10нс. Таким образом, используя быстрые АЦП, можно оптимизировать отношение сигнал/шум, уменьшая время интегрирования сигнала до длительности черенковской вспышки непосредственно для каждого отдельного канала электроники и соответственно для каждого события.
В данной работе для реконструкции сигнала применялся метод интерполирования формы сигнала кубическим сплайном. По сравнению с простой суммой отсчетов АЦП этот метод дает вдвое лучшее разрешение в основном за счет интерполирования сигнала вблизи максимума. Разрешение этого метода для стандартного времени интегрирования & 20 не (6 тактов оцифровки сигнала) составляет Aq/q(20ns) fa 1%, Aq — aext(q).
Шумами электроники ое1 для камеры MAGIC можно пренебречь. Вклад RMSfjSB не зависит от амплитуды сигнала q и линейно растет с увеличением времени интегрирования сигнала. Для стандартного времени интегрирования 20 не и уровня излучения ночного неба в области Крабовидной Туманности RMSnsb 2.5 — 2.7 фотоэлектронов. До амплитуд сигнала 60 фотоэлектронов вклад в ад от излучения ночного неба является доминирующим. Следовательно, чтобы уменьшить вклад в ошибку определения сигнала q от фотонов ночного неба, необходимо минимизировать время интегрирования сигнала.
Однако, при уменьшении времени интегрирования ухудшается разрешение метода реконструкции сигнала. Для времени интегрирования 7 не разрешение составляет Aq/q(5ns) « 5%. Кроме того, ошибка метода реконструкции сигнала aext(q) линейно растет с амплитудой сигнала и для амплитуд 60 phe (фотоэлектронов) сравнивается с RMSNSB (для времени интегрирования 7 не).
Таким образом, для каждой амплитуды сигнала существует такое время интегрирования Tint, что ошибка jq оказывается минимальной. Для сигналов малой амплитуды необходимо уменьшать время интегрирования (по сравнению со стандартным: 20 не) для того, чтобы минимизировать вклад RMSn$b, а для больших сигналов необходимо увеличить время для уменьшения вклада aext.
Данные наблюдений блазара Mkn 501 высокой чистоты
Термин "Активные Ядра Галактик" в настоящее время объединяет все наблюдаемые галактики, в центре которых есть яркий источник излучения фотонов в любом из диапазонов электромагнитного излучения. В большинстве случаев АЯГ имеют очень высокую светимость в оптическом диапазоне. Активные галактики составляют порядка 3% всех наблюдаемым галактик.
В 1943 году американский астроном Карл Сейферт заметил, что, исходя из наблюдений в оптическом диапазоне, можно выделить особый класс галактик с относительно яркой центральной областью (визуально похожими на звезды) и широкими спектральными линиями - галактики Сейферта. В настоящее время эти галактики составляют подкласс так называемых Активных Галактик. Исторически было определено множество классов АЯГ: в соответствии, с морфологией источника и с тем, в какой области наблюдалась активность источника. С появлением новых экспериментальных данных в диапазоне сверхвысоких энергий и результатов совместного анализа разных диапазонов спектра излучения АЯГ была предложена новая классификация, объединяющая все классы АЯГ в один тип объекта - Unification Model. В рамках этой модели различные свойства АЯГ в большей степени обусловлены лишь ориентацией объекта по отношению к наблюдателю.
В соответствии с [43] "Активные Ядра Галактик" - это класс галактик, имеющих в своем центре очень большую концентрацию массы: 106 — WWMQ в объеме порядка объема Солнечной Системы. Считается, что центральным объектом в таких галактиках является сверхмассивная черная дыра (см. параграф А.2.1). В настоящее время в соответствии с морфологией все галактики разделяются на три класса: спиральные, эллиптические и иррегулярные. Как правило, галактики Сейферта отождествляются со спиральными галактиками, а все остальные АЯГ с эллиптическими, хотя причины этой корреляции не ясны и не укладываются в рамки унификационной модели АЯГ.
Галактики Сейферта могут быть зарегистрированы с Земли только в оптическом спектре. Они разделяются на два типа, I и II, в соответствии с шириной спектральных линий. Первый тип имеет широкие эмиссионные линии, второй - узкие. В свою очередь эллиптические галактики регистрируются в радиодиапазоне и разделяются на галактики со слабым и сильным радиоизлучением. АЯГ со слабой активностью в радиодиапазоне названы Radio Quite Quasars (RQQ), а с высокой активностью в радиодиапазоне снова разделяются в соответствии с активностью в оптическом диапазоне. Активные галактики с сильными эмиссионными линиями составляют подкласс радио-квазаров с разными формами спектра: Flat spectrum radio quasars (FSRQ) и Steep Spectrum Radio Quasars (SSRQ). Активные галактики со слабыми эмиссионными линиями делятся на радиогалактики и так называемые объекты типа BL Lac или блазары, активные в диапазоне СВЭ гамма-квантов и имеющие ряд других особенностей (см. рис. А.1). Активные в диапазоне СВЭ гамма-квантов BL Lac-объекты и FSRQ-квазары объединены в класс "блазары".
В соответствии с унификационной моделью АЯГ центральная сверхмассивная черная дыра окружена быстро-вращающимся релятивистским аккреционным диском (см. параграф А.2). Аккреционный диск нагревается из-за трения до температур порядка нескольких КэВ и излучает равновесный тепловой спектр в рентгеновском диапазоне, преобразуя таким образом гравитационную потенциальную энергию в тепловую (см. параграф А.2.1). Возбужденные атомы и молекулы газового облака, окружающего АЯГ, излучают эмиссионные линии с допплеровским расширением, величина которого зависит от температуры газа.
Различие в спектральных свойствах АЯГ объясняется ориентацией объекта к наблюдателю, а также разными значениями основных физических параметров модели -темпа аккреции вещества и вращательного момента центральной черной дыры. В некоторых случаях из полюсов вращающейся черной дыры излучаются узконаправленные релятивистские струи (джеты) вещества в направлении, перпендикулярном плоскости аккреционного диска {в 1/Г, Г - Лореиц-фактор). Считается, что источником гамма-излучения в АЯГ являются данные струи вещества. Механизм ускорения частиц в джете до сих пор требует дополнительных исследований. Основные гипотезы описаны в следующем параграфе.
В таблице АЛ АЯГ, в соответствии с классификацией, описанной в предыдущем параграфе, поделены на две популяции (два ряда в таблице): излучающие радиоволны и неактивные в радиодиапазоне. Причины активности некоторых АЯГ в радиодиапазоне достоверно не установлены. Этот вопрос остается одним из основных в исследовании АЯГ. Разные колонки таблицы 1.1 соответствуют уменьшению угла, под которым наблюдается АЯГ (см. работу Urry and Padovani, 1995). На рис. А.2 представлена "стандартная" универсальная модель АЯГ, активных в радио диапазоне (Unification Model). Как уже отмечалось, в этой модели разные спектральные свойства АЯГ объясняются в большей степени ориентацией объекта к наблюдателю. В зависимости от угла наблюдения в спектре доминирует излучение той или иной части структуры АЯГ (см. рис А.2). Это предположение хорошо описывает и объединяет все экспериментальные данные о спектрах АЯГ. Радио и далекий ИК-диапазоны - результат синхротронного излучения релятивистских электронов, ИК-диапазон - тепловое излучение газо-пылевого (молекулярного) тора, УФ - тепловое излучение аккреционного диска, а рентгеновские и СВЭ фотоны - результат синхротронного излучения ультрарелятивистских электронов и процесса обратного комптоновского рассеяния. Таким образом, спектральные свойства АЯГ обусловлены как тепловыми так и нетепловыми процессами. Если АЯГ наблюдается вдоль направления джета, то регистрируется самая жесткая часть спектра - гамма-кванты СВЭ диапазона энергий и объект в этом случае классифицируются как блазар.
