10 - Astroteilchenschule
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10 - Astroteilchenschule
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Röntgenanalyse und Modellierung<br />
des Pulsarwindnebels G21.5-0.9<br />
Philipp Willmann<br />
<strong>Astroteilchenschule</strong> 2011
Überblick<br />
• Pulsarwindnebel<br />
• Röntgenanalyse von<br />
G21.5<br />
• Modellierung<br />
Philipp Willmann, <strong>Astroteilchenschule</strong> 2<br />
FORS Team<br />
FORS Team<br />
NASA/CXC/U.Manitoba/H.Matheson & S.Safi-Harb
Pulsarwindnebel (PWN)<br />
• Teilchenbeschleunigung<br />
• Entstehung einer Blase um den<br />
Pulsar<br />
• Teilchen verlieren Energie bei<br />
Propagation nach außen<br />
• Synchrotronstrahlung: Radio –<br />
Röntgen<br />
• Inverse Compton: Gamma<br />
NASA/CXC/U.Manitoba/H.Matheson &<br />
S.Safi-Harb<br />
Philipp Willmann, <strong>Astroteilchenschule</strong> 3
Röntgenanalyse (1 - <strong>10</strong>keV)<br />
• Chandra und XMM<br />
• Hauptinstrument Chandra:<br />
67 Beobachtungen mit<br />
knapp 600 ks<br />
Beobachtungszeit<br />
• XMM mit 30 ks<br />
Philipp Willmann, <strong>Astroteilchenschule</strong> 4<br />
NASA
Chandra – G21.5-0.9<br />
Philipp Willmann, <strong>Astroteilchenschule</strong> 5
Analyse ringförmiger Regionen<br />
• Radialsymmetrische<br />
Modellierung<br />
• 8 Ringe mit 4” von 4 – 36”<br />
• Extraktion von Spektren<br />
für die einzelnen Ringe<br />
• Methode eingeführt von<br />
Schöck et al (20<strong>10</strong>)<br />
Philipp Willmann, <strong>Astroteilchenschule</strong> 6
Ergebnisse der Röntgenanalyse - Spektralindex<br />
Spectral Index<br />
2.3<br />
2.2<br />
2.1<br />
2<br />
1.9<br />
1.8<br />
1.7<br />
1.6<br />
1.5<br />
1.4<br />
0<br />
5<br />
<strong>10</strong><br />
15 20 25<br />
Distance to Pulsar[arcsec]<br />
Philipp Willmann, <strong>Astroteilchenschule</strong> 7<br />
30<br />
35<br />
40
Ergebnisse der Röntgenanalyse –<br />
Oberflächenhelligkeit<br />
Surface Brightness [erg/(s cm 2 arcsec 2 )]<br />
<strong>10</strong> -13<br />
<strong>10</strong> -14<br />
<strong>10</strong> -15<br />
0<br />
5<br />
<strong>10</strong><br />
15 20 25<br />
Distance to Pulsar[arcsec]<br />
Philipp Willmann, <strong>Astroteilchenschule</strong> 8<br />
30<br />
35<br />
40
Modellierung<br />
• Annahme sphärischer Symmetrie<br />
• Propagation Leptonpopulation in kleinen Schritten bis<br />
zum äußersten Ring<br />
• Optimierung Parameter an Röntgendaten<br />
• Spektrale Energieverteilung(SED) mit H.E.S.S. – Daten:<br />
Inverse Compton von gleicher Leptonpopulation, nur<br />
Vergleich mit TeV-Daten<br />
Philipp Willmann, <strong>Astroteilchenschule</strong> 9
Erste Modellierungsergebnisse - Spektralindex<br />
Spectral Index<br />
2.4<br />
2.2<br />
2<br />
1.8<br />
1.6<br />
1.4<br />
1.2<br />
Data<br />
Power Law<br />
Spitkovsky<br />
1<br />
0 5 <strong>10</strong> 15 20 25 30 35 40<br />
Distance to Pulsar [arcsec]<br />
Philipp Willmann, <strong>Astroteilchenschule</strong> <strong>10</strong>
Erste Modellierungsergebnisse – Oberflächenhelligkeit<br />
]<br />
2<br />
/s/arcsec<br />
2<br />
Surface Brightness [erg/cm<br />
-13<br />
<strong>10</strong> Data<br />
Power Law<br />
Spitkovsky<br />
-14<br />
<strong>10</strong><br />
<strong>10</strong><br />
-15<br />
0 5 <strong>10</strong> 15 20 25 30 35 40<br />
Distance to Pulsar [arcsec]<br />
Philipp Willmann, <strong>Astroteilchenschule</strong> 11
Erste Modellierungsergebnisse - SED<br />
]<br />
-1<br />
s<br />
-2<br />
dN/dE [erg cm<br />
2<br />
E<br />
-<strong>10</strong><br />
<strong>10</strong> IC from CMB<br />
IC from IR<br />
IC from Starlight<br />
IC Total<br />
Synchrotron<br />
-11<br />
<strong>10</strong><br />
<strong>10</strong><br />
<strong>10</strong><br />
-12<br />
-13<br />
<strong>10</strong><br />
-14<br />
<strong>10</strong><br />
-15<br />
-15<br />
<strong>10</strong><br />
-13<br />
<strong>10</strong><br />
-11<br />
<strong>10</strong><br />
-9<br />
<strong>10</strong><br />
-7<br />
<strong>10</strong><br />
-5<br />
<strong>10</strong><br />
-3<br />
<strong>10</strong><br />
XMM Data<br />
H.E.S.S<br />
-1<br />
<strong>10</strong> <strong>10</strong> <strong>10</strong><br />
Energy [erg]<br />
Philipp Willmann, <strong>Astroteilchenschule</strong> 12<br />
3
Zusammenfassung<br />
• Analyse von PWN in Röntgen für H.E.S.S. interessant<br />
• Ortsaufgelöste Spektralanalyse von G21.5 in Röntgen<br />
• Modellierung mit Optimierung<br />
Parameter an Röntgendaten<br />
Vielen Dank<br />
Philipp Willmann, <strong>Astroteilchenschule</strong> 13
Pulsar<br />
• Entstehung bei Supernova<br />
• Drehimpulserhaltung<br />
• Starkes Magentfeld<br />
Swinburne University of Technology<br />
Philipp Willmann, <strong>Astroteilchenschule</strong> 14
H.E.S.S. - Pulsarwindnebel<br />
Valerius(2011) – Stand Mai 2011<br />
Philipp Willmann, <strong>Astroteilchenschule</strong> 15
Pulsarwindnebel (PWN)<br />
• Ziel: Beschreibung PWN im Hochenergiebereich<br />
• Betrachtung Gesamtpopulation PWN H.E.S.S.<br />
• Betrachtung einzelner PWN im Röntgenbereich<br />
• Vereinigung beider Modelle<br />
Philipp Willmann, <strong>Astroteilchenschule</strong> 17
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