Long term monitoring of Mrk421 from 2005 - 2008 with the MAGIC telescope [Elektronische Ressource] / vorgelegt von Ching-Cheng Hsu

Long Term Monitoring of Mrk421 from
2005-2008
with the MAGIC Telescope
Ching-Cheng Hsu
Munc¨ hen 2010Long Term Monitoring of Mrk421 from
2005-2008
with the MAGIC Telescope
Ching-Cheng Hsu
Dissertation
anderFakultat¨ fur¨ Physik
derLudwig–Maximilians–Universitat¨
Munchen¨
vorgelegtvon
Ching ChengHsu
¨Munchen,Mai2010Erstgutachter: Prof. Dr. ChristianKiesling
Zweitgutachter: Prof. Dr. MasahiroTeshima
Tagdermundlichen¨ Dr. Prufung:¨ August6,2010Abstract
ActiveGalacticNuclei(AGNs)areamongthemostluminousobjectsintheuniverse. Atthe
6center of an AGN, there is a SuperMassive Black Hole (SMBH) with a mass above 10 M ,
which is believed to be the engine of a huge energy output. Blazars are a subclass of AGNs, usually have bipolar jets, one of which is pointing towards us. Markarian 421 (Mrk421)
isoneofthebrightandnearbyestablishedTeVblazars. ItsTeVemissionwasfirstdiscoveredby
the Whipple telescope in 1992 [1], and it became one of the most studied extra galactic objects
in the TeV regime. Mrk421 shows strong variabilities in time and amplitude in different energy
regimes.
TheMrk421datacollectedsofarfrommanyhistoricmultiwavelengthobservationsisnotyet
sufficient to fully constrain the theoretical models. In particular, it is not yet clear whether the
leptonicorhadronicprocessesplayadecisiveroleinsidethejets.
Duetoshortdutycyclesandlimitedobservationtime, studiesofbrightTeV(E≥100GeV)
blazars are mostly restricted to flaring episodes or short time period (a few days to weeks) of
multiwavelength campaigns. However, to study these objects long time monitoring is needed
in order to constrain theoretical jet models. Only unbiased long term studies are adequate for
the determination of flaring states probabilities and for estimating the statistical significance of
possible correlations between TeV flaring states and other observables, like X ray or neutrinos.
Besides, regular observations can also provide triggers for multiwavelength ToO observations.
ThisisparticularlynecessaryforidentifyingandstudyingorphanTeVflares.
The MAGIC (Major Atmospheric Gamma ray Imaging Cherenkov) telescope is one of the
precise Imaging Air Cherenkov Telescopes (IACT) for VHE γ ray astronomy. It has a mirror
2area of about 236 m and today it is the largest operating single dish IACT. It is located on the
◦ 0 ◦ 0CanaryIslandLaPalma(28 45N,17 53W)atanaltitudeofabout2200m.
MAGIC has observed Mrk421 since 2004 and then constantly monitored this source from
2006. In this thesis, the data taken from 2005 to 2008 will be presented. The physics
resultsfromseveraltimesofjointobservationswillbealsodiscussed.
TofurtherincreasethesensitivityoftheMAGICtelescope,asecondtelescopewasbuilt. The
photosensors, PMTs, with light collectors, Winston Cones, of the second were tested
in order to know the performance of the new system. The different characteristics of the PMTs
andtheirperformancetestswillbealsodescribed.Zusammenfassung
Aktive Galaktische Kerne (Active Galactic Nuclei: AGNs) gehoren¨ zu den lichtstarksten¨
Objekten im Universum. Im Zentrum eines solchen Kerns befindet sich ein supermassives
6Schwarzes Loch mit einer Masse von mehr als 10 M , in dem, wie man annimmt, ungeheure
Energiemengen produziert werden. Blazare sind eine Untergruppe der AGNs mit ublicherweise¨
bipolarenJets,vondeneneinerinunsereRichtungzeigt. Markarian421(Mrk421)isteinheller,
nicht weit von der Erde entfernter und gut bekannter TeV Blazar, dessen Emissionen im TeV-
Bereich zuerst vom Whipple Teleskop im Jahre 1992 [1] entdeckt wurden, und der sich zu
einem der meistuntersuchten außergalaktischen TeV Objekte entwickelte. Mrk 421 weist starke
SchwankungeninZeitundFlussinunterschiedlichenEnergiebereichenauf. Mehrfachwurdenin
derVergangenheitBeobachtungenvonMrk421gleichzeitiginverschiedenenWellenlangenbereichen¨
durchgefuhrt.¨ Die dabei gesammelten Daten reichen jedoch fur¨ eine exakte Eingrenzung theo
retischerModellenichtaus. Insbesondereistunklar,obesleptonischeoderhadronischeProzesse
sind,dieinnerhalbderJetseineentscheidendeRollespielen.
Aufgrund der kurzen Zyklen und begrenzter Beobachtungszeitraume¨ beschrank¨ en sich Un
tersuchungen von hellen TeV (E ≥ 100 GeV) Blazaren im wesentlichen auf Strah lungs aus
bruche¨ oder kurze Zeitabschnitte (einige Tage oder Wochen), in denen Beobachtungen gle
ichzeitiginverschiedenenWellenlangenbereichen¨ durchgefuhrt¨ wurden. ZurErforschungdieser
Objekte und Eingrenzung theoretischer Jet Modelle sind Langzeitbeobachtungen jedoch un
abdingbar. Nur objektive Langzeitstudien dieser Art erlauben es, die Wahrscheinlichkeit von
Strah lungs aus br uchen¨ zu bestimmen und die statistische Signifikanz moglicher¨ Korrelatio
nen zwischen TeV Strah lungs aus br uchen¨ und anderen Beobachtungsgro¨ßen wie Rontgen ¨
oder Neutrinofluss abzuschatzen.¨ Regelma¨ßige Beobachtungen ermoglichen¨ es auch, Trigger
fur¨ die gleichzeitige Beobachtung eines aktuell in den Fokus tretenden Objekts in mehreren
Wellenlangenbereichen¨ zu definieren, was speziell fur¨ die Identifikation und Untersuchung von
einzelnenStrah lungs aus br uchen¨ imTeV Bereicherforderlichist.
DasMAGIC(MajorAtmosphericGamma rayImagingCherenkov)Teleskopisteinesderam
genauesten abbildenden Luft Cherenkov Teleskope f ur¨ Hochenergie Gammaastronomie. Mit
2seiner Spiegelflache¨ von ca. 236 m ist es derzeit das gro¨ßte alleinstehende Teleskop dieser
¨Art. SeinStandortbefindetsichinetwa2200mMeereshoheaufderkanarischenInselLaPalma
◦ 0 ◦ 0(28 45N,17 53W).
¨MAGIC hat Mrk421 seit dem Jahre 2004 mehrfach beobachtet und uberwacht diese Quelle
standig¨ seit 2006. In der vorliegenden Arbeit werden Mrk421 Daten aus dem Zeitraum 2005
bis2008prasentiert.¨ WeiterhinwerdendiephysikalischenErgebnisseauseinigengemeinsamenZusammenfassung vii
Beobachtungendiskutiert.
UmdieSensibilitat¨ desMAGIC Teleskopsweiterzuverbessern,wurdeeinzweitesTeleskop
errichtet. DieLichtsensoren,PMTsundLichtkollektoren(WinstonCones)deszweitenTeleskops
wurdengetestet,umdieLeistungsfahigk¨ eitdesneuenInstrumentsbeurteilenzukonnen.¨ Dieun
¨terschiedlichen Merkmale der PMTs und die Uberprufung¨ ihrer Leistung werden ebenfalls hier
beschrieben.Contents
Abstract v
Zusammenfassung vi
Introduction-ThisThesis xxxi
Acknowledgement xxxiv
1 HighEnergyAstrophysicswithGammaRays 1
1.1 Multi messengerUniverse . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1
1.2 CosmicRays . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2
1.3Accelerators . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3
1.3.1 FermiAccelerationMechanism . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4
1.4 VeryHighEnergyPhotons . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9
1.5 VHEγ RaySources . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 12
1.5.1 HighEnergyγ Sky . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 12
1.5.2 HighEnergyGalacticSources . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13
1.5.3 HighEnergyExtra galacticSources . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18
1.6 ImpactandRoleofVHEGammaRayAstrophysicsinPhysics . . . . . . . . . . 19
1.6.1 FundamentalPhysicsandCosmology . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19
1.7 FutureProspects. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 20
1.7.1 NextGenerationIACTs: CTAandAGIS . . . . . . . . . . . . . . . . . 20
1.7.2 Multi messengerStudyoftheEnergeticUniverse . . . . . . . . . . . . . 21
2 ActiveGalacticNuclei 22
2.1 Introduction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 23
2.2 PropertiesandClassification . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 26
2.2.1 Orientation basedUnifiedScenario . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 27
2.3 Blazars: OVVandBLLacs . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 28
2.3.1 RelativisticBeaming . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 28
2.3.2 ShortTimeVariabilityinPhotonFluxandSpectrum . . . . . . . . . . . 29
2.3.3 SuperluminousMotion . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 29
2.4 VHEγ RayEmissionfromBlazars . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 30