Оптимизация методов анализа данных для атмосферного черенковского телескопа MAGIC

• Автор: Шайдук, Максим Александрович
• Шифр специальности: 01.04.01
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2006
• Место защиты: Новосибирск
• Количество страниц: 149 с. : ил.

1 Техника наземных черенковских гамма-телескопов
1.1 Развитие широкого атмосферного ливня
1.1.1 Электромагнитные ливни
1.1.2 Адронные ливни
1.1.3 Черепковское излучение от ШАЛ
1.1.4 Регистрация ШАЛ черепковскими гамма-телескопами
1.2 Области исследований обсерватории MAGIC
1.3 Атмосферный черепковский телескоп MAGIC
1.3.1 Каркас телескопа и рефлектор
1.3.2 Свстопрнемная камера
1.3.3 Система сбора данных
1.3.4 Триггер
1.3.5 Система калибровки
1.4 Моите-Карло моделирование ШАЛ
1.4.1 Программа CORSIKA
1.4.2 Система координат CORSIKA
1.4.3 Параметризация атмосферы
1.4.4 Моделирование прохождения мюонов через атмосферу
2 Абсолютная калибровка телескопа по мюонным изображениям
2.1 Мюонные изображения
2.1.1 Метод калибровки
2.1.2 Расчет интенсивности черепковского излучения мюона
2.1.3 Аппроксимация изображения от мюона окружностью
2.1.4 Определение передаточной функции рефлектора
2.1.5 Определение прицельного параметра и энергии мюоиа
2.1.6 Результаты калибровки
2.2 Разделение гамма и адронных ливней по параметрам изображения

2.2.1 Параметры Хилласа
2.2.2 Дополнительные параметры
2.2.3 Масштабированные параметры Хилласа
2.2.4 Стандартный набор параметров дискриминации фона
3 Оптимизация определения параметров изображения
3.1 Реконструкция изображения от ливня
3.2 Идея метода восстановления изображения
3.2.1 Реконструкция сигнала в пикселе
3.2.2 Определение уровней достоверности сигнала
3.2.3 Концепция программного ХХ-триггера
3.2.4 Формирование изображения
3.3 Результаты
3.4 Измерение эффективного порога дискриминатора ячейки камеры
3.5 Новые параметры изображения
3.5.1 Фильтр мюонов
3.5.2 Параметр ЫапбЭКЕ
3.5.3 Новое определение зарядовой асимметрии изображения
3.5.4 Временная структура черепковской вспышки
3.5.5 Временная асимметрия изображения
3.6 Новый способ оценки прицельного параметра ливня
4 Экспериментальная проверка результатов
4.1 Спектр Крабовидной туманности
4.2 Данные наблюдений блазара Мкп 501 высокой чистоты
4.3 Регистрация активного ядра галактики
РС1553-Ь113
Заключение
А Активные ядра галактик
А.1 Классификация Активных ядер галактик
А.2 Модель активных ядер галактик
А.2.1 Источник энергии АЯГ
А.2.2 Аккреционный диск
А.2.3 Модели джетов блазаров
А.2.4 Ускорение частиц ударной волной
Литература

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 кпс) может быть зарегистрирован, только если он имеет энергию Е > 1018 эВ, поскольку время жизни нейтрона ~ 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

тора R, то изображения представляют собой дуги с углом раствора фагс:
фагс = 2 arcsin —. (2.1)
' р
Положение центра кольца в угловой мере соответствует углу наклона мюона к оптической оси телескопа, а распределение интенсивности вдоль кольца - прицельному параметру мюона. Радиус кольца в угловой мере дает энергию мюона:
„ п cos вс
где масса покоя мюона mß = 105.658 МэВ. Зная энергию мюона и используя результаты моделирования прохождения мюонов через атмосферу Земли и моделирования детектора, можно скорректировать заложенный в Монте-Карло моделировании коэффициент конверсии фотонов в отсчеты АЦП и восстановить реальный коэффициент конверсии фотонов £*^ev :
ATtrue
-true _ MC ' ІУАРС о
conv СОПУ * АГМС ’
* ADC
где Naqq - измеренное число отсчетов АЦП от мюонного события определенной энергии, - число отсчетов, полученное в моделировании события такой же энергии.
Необходимое для осуществления калибровки моделирование процессов прохождения мюонов через атмосферу Земли было проведено с использованием программы CORSI-КА в соответствии с 1.4.4.
Число черепковских фотонов в плоскости камеры телескопа, а значит и N^§c, оказывается возможным вычислить аналитически. Способ калибровки для этого случая описан ниже.
Пусть Nphot - число черепковских фотонов в камере телескопа, Nadc - соответствующее число отсчетов АЦП. Для распределения Nadc вдоль кольца (или части кольца)
в интервале азимутального угла ф имеем:
= Effmirr(А) ■ QEPMT{) ■ КADC • (2.4)
где Effmirr - отражательная способность зеркал, QEpmt - эффективность канала камеры с учетом геометрического эффекта сбора фотоэлектронов в ФЭУ и потерях в концентраторах света и КАос - коэффициент преобразования числа фотоэлектронов в число отсчетов АЦП. Полное число отсчетов АЦП от одного события после интегрирования по азимутальному углу ф и длине волны фотона Л:
p^max J2 АГ
NADc = Nadc • / / -тт^ ■ Effmirr(A) ■ QEPMT(A) ■ dX#. (2.5)
Jo Jxmin «А Лф
Интеграл в этом выражении - полное число фотоэлектронов от мюонного события Npile:
Nadc = NAdc ■ Nphe■ (2.6)