TY - THES A1 - Lewandowska, Natalia Ewelina T1 - A Correlation Study of Radio Giant Pulses and Very High Energy Photons from the Crab Pulsar T1 - Eine Korrelationsstudie zwischen Riesenpulsen im Radiobereich und Photonen im Gammabereich vom Pulsar im Krebsnebel N2 - Pulsars (in short for Pulsating Stars) are magnetized, fast rotating neutron stars. The basic picture of a pulsar describes it as a neutron star which has a rotation axis that is not aligned with its magnetic field axis. The emission is assumed to be generated near the magnetic poles of the neutron star and emitted along the open magnetic field lines. Consequently, the corresponding beam of photons is emitted along the magnetic field line axis. The non-alignment of both, the rotation and the magnetic field axis, results in the effect that the emission of the pulsar is only seen if its beam points towards the observer. The emission from a pulsar is therefore perceived as being pulsed although its generation is not. This rather simple geometrical model is commonly referred to as Lighthouse Model and has been widely accepted. However, it does not deliver an explanation of the precise mechanisms behind the emission from pulsars (see below for more details). Nowadays more than 2000 pulsars are known. They are observed at various wavelengths. Multiwavelength studies have shown that some pulsars are visible only at certain wavelengths while the emission from others can be observed throughout large parts of the electromagnetic spectrum. An example of the latter case is the Crab pulsar which is also the main object of interest in this thesis. Originating from a supernova explosion observed in 1054 A.D. and discovered in 1968, the Crab pulsar has been the central subject of numerous studies. Its pulsed emission is visible throughout the whole electromagnetic spectrum which makes it a key figure in understanding the possible mechanisms of multiwavelength emission from pulsars. The Crab pulsar is also well known for its radio emission strongly varying on long as well as on short time scales. While long time scale behaviour from a pulsar is usually examined through the use of its average profile (a profile resulting from averaging of a large number of individual pulses resulting from single rotations), short time scale behaviour is examined via its single pulses. The short time scale anomalous behaviour of its radio emission is commonly referred to as Giant Pulses and represents the central topic of this thesis. While current theoretical approaches place the origin of the radio emission from a pulsar like the Crab near its magnetic poles (Polar Cap Model) as already indicated by the Lighthouse model, its emission at higher frequencies, especially its gamma-ray emission, is assumed to originate further away in the geometrical region surrounding a pulsar which is commonly referred to as a pulsar magnetosphere (Outer Gap Model). Consequently, the respective emission regions are usually assumed not to be connected. However, past observational results from the Crab pulsar represent a contradiction to this assumption. Radio giant pulses from the Crab pulsar have been observed to emit large amounts of energy on very short time scales implying small emission regions on the surface of the pulsar. Such energetic events might also leave a trace in the gamma-ray emission of the Crab pulsar. The aim of this thesis is to search for this connection in the form of a correlation study between radio giant pulses and gamma-photons from the Crab pulsar. To make such a study possible, a multiwavelength observational campaign was organized for which radio observations were independently applied for, coordinated and carried out with the Effelsberg radio telescope and the Westerbork Synthesis Radio Telescope and gamma-ray observations with the Major Atmospheric Imaging Cherenkov telescopes. The corresponding radio and gamma-ray data sets were reduced and the correlation analysis thereafter consisted of three different approaches: 1) The search for a clustering in the differences of the times of arrival of radio giant pulses and gamma-photons; 2) The search for a linear correlation between radio giant pulses and gamma-photons using the Pearson correlation approach; 3) A search for an increase of the gamma-ray flux around occurring radio giant pulses. In the last part of the correlation study an increase of the number of gamma-photons centered on a radio giant pulse by about 17% (in contrast with the number of gamma-photons when no radio giant pulse occurs in the same time window) was discovered. This finding suggests that a new theoretical approach for the emission of young pulsars like the Crab pulsar, is necessary. N2 - Pulsare (Kurzform von Pulsating Stars) sind stark magnetisierte, rotierende Neutronensterne. Nach dem Standardmodell ist ein Pulsar ein Neutronenstern mit einer Rotationsachse, die nicht entlang der Achse seines Magnetfelds ausgerichtet ist. Es wird angenommen, dass die Pulsarstrahlung in der Nähe der Pole des Neutronensterns an offenen Magnetfeldlinien entsteht. Der dadurch entstehende Photonenstrahl wird entlang der Magnetfeldachse emittiert. Die unterschiedlichen Ausrichtungen der Rotations- und Magnetfeldachse führen dazu, dass die Strahlung des Pulsars von einem Beobachter nur wahrgenommen wird, wenn der Photonenstrahl die Sichtlinie des Beobachters überstreicht. Durch diesen Effekt wird beim Beobachter der Anschein erweckt die Pulsarstrahlung sei gepulst, obwohl sie kontinuerlich produziert wird. Dieses vereinfachte geometrische Model, in der Literatur oftmals als Leuchtturm Modell bezeichnet, ist heutzutage weitestgehend akzeptiert. Es liefert dennoch keine Erklärung für die genaue Entstehung der Pulsarstrahlung (siehe weiter unten). Heutzutage sind mehr als 2000 Pulsare bekannt und werden mittlerweile nicht nur bei Radiowellenlängen untersucht. Multiwellenlängenstudien haben zu der Entdeckung geführt, dass einige Pulsar nur in bestimmten Wellenlängenbereichen sichtbar sind, während die Strahlung von anderen Pulsaren in weiten Teilen des elektromagnetischen Spektrums nachgewiesen werden kann. Ein Beispiel für letzteren Fall ist der Crab Pulsar, das Objekt das die vorliegende Arbeit hauptsächlich betrachtet. Entstanden in einer Supernova, die im Jahre 1054 n.Chr. beobachtet wurde, wurde er 1968 als stellarer Überrest dieser Explosion entdeckt und seitdem im Rahmen zahlreicher Studien untersucht. Seine gepulste Strahlung kann im gesamten elektromagnetischen Spektrum nachgewiesen werden. Diese Eigenschaft macht ihn zu einem Schlüsselobjekt für die Erforschung möglicher Emissionsmechanismen der Strahlung von Pulsaren. Eine weitere Besonderheit des Crab Pulsars liegt auch in dem anomalen Verhalten seiner Radiostrahlung auf kurzen Zeitskalen. Während das Langzeitverhalten eines Pulsars mittels seines mittleren Pulsprofiles (eines Profils resultierend aus der Mittelung vieler Einzelpulse aus einzelnen Rotationen) untersucht wird, wird das Kurzzeitverhalten mittels einzelner Pulse untersucht. Als anomales Verhalten der Radiostrahlung des Crab Pulsars auf diesen kurzen Zeitskalen sind die sogenannten Riesenpulse (Giant Pulses) von Interesse. Einzelpulse dieser Art sind der zentrale zu untersuchende Aspekt der vorliegenden Arbeit. Gängige theoretische Modelle gehen davon aus, dass die Radiostrahlung eines Pulsars in der Nähe der Pole entsteht (Polar Cap Model), wie zuvor vom Leuchtturm Model impliziert wurde, während die hochfrequente Strahlung, wie z.B. die gamma-Strahlung, weiter außen in der Magnetosphäre, die den Pulsar umgibt, entsteht (Outer Gap Model). Ausgehend von diesen beiden theoretischen Ansätzen, wird angenommen, dass die entsprechenden Entstehungsregionen nicht miteinander verbunden sind. Die bisherigen Beobachtungen des Crab Pulsars widersprechen jedoch dieser Annahme. Untersuchungen der Riesenpulse des Crab Pulsars im Radiobereich haben ergeben, dass diese Einzelpulse große Energiemengen binnen sehr kurzen Zeitskalen freisetzen. Dieses Phänomen deutet auf sehr kleine Emissionsregionen auf der Oberfläche des Pulsars hin. Eine Freisetzung dieser Energiemengen könnte auch Spuren im Bereich der hochenergetischen gamma-Strahlung hinterlassen. Das Ziel der vorliegenden Arbeit ist daher eine Untersuchung einer möglichen Verbindung zwischen den Radiopulsen des Crab Pulsars im Radiobereich und seiner gamma-Strahlung in der Form einer Korrelationsstudie. Um eine solche Studie zu ermöglichen, wurde eine Multiwellenlängen Beobachtungskampagne organisiert. Im Rahmen dieser Kampagne wurden selbstständig Radiobeobachtungen am Effelsberger Radioteleskop und am Westerbork Synthesis Radio Telescope und gamma-Beobachtungen an den Major Atmospheric Imaging Cherenkov Teleskopen erfolgreich beantragt, koordiniert und (teilweise selbstständig vor Ort) ausgeführt. Die daraus entstehenden Datensätze wurden entsprechend bearbeitet und in der resultierenden Korrelationsanalyse wurden die folgenden Aspekte untersucht: 1) Eine Anhäufung in den Ankunftszeiten von Riesenpulsen und gamma-Photonen; 2) Eine Suche nach einer linearen Korrelation zwischen Riesenpulsen und gamma-Photonen mittels der Pearson Korrelation; 3) Eine Suche nach einer Erhöhung des Flusses von gamma-Photonen in der zeitlichen Umgebung eines Riesenpulses im Radiobereich. Im letzten Teil der Analyse konnte eine Erhöhung der Anzahl von gamma-Photonen, die zeitlich auf einem Riesenpuls zentriert sind, von ungefähr 17% (im Vergleich zu der entsprechenden Anzahl im gleichen Zeitfenster, wenn kein Riesenpuls vorhanden ist) nachgewiesen werden. Dieses Ergebnis gibt einen wichtigen Impuls für die Überarbeitung der bereits vorhandenen Emissionsmodelle von jungen Pulsaren wie dem Crab Pulsar. KW - Pulsar KW - Crab-Nebel KW - Gammaastronomie KW - Radioastronomie KW - crab pulsar KW - giant pulses KW - neutron star KW - correlation KW - radio astronomy KW - gamma astronomy KW - Radiofrequenzstrahlung KW - Gammastrahlenastronomie KW - Korrelation Y1 - 2015 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:bvb:20-opus-123533 ER - TY - THES A1 - Dorner, Daniela T1 - Observations of PG 1553+113 with the MAGIC telescope T1 - Beobachtungen von PG 1553+113 mit dem MAGIC Teleskop N2 - Blazars are among the most luminous sources in the universe. Their extreme short-time variability indicates emission processes powered by a supermassive black hole. With the current generation of Imaging Air Cherenkov Telescopes, these sources are explored at very high energies. Lowering the threshold below 100 GeV and improving the sensitivity of the telescopes, more and more blazars are discovered in this energy regime. For the MAGIC telescope, a low energy analysis has been developed allowing to reach energies of 50 GeV for the first time. The method is presented in this thesis at the example of PG 1553+113 measuring a spectrum between 50 GeV and 900 GeV. In the energy regime observed by MAGIC, strong attenuation of the gamma-rays is expected from pair production due to interactions of gamma-rays with low-energy photons from the extragalactic background light. For PG 1553+113, this provides the possibility to constrain the redshift of the source, which is still unknown. Well studied from radio to x-ray energies, PG 1553+113 was discovered in 2005 in the very high energy regime. In total, it was observed with the MAGIC telescope for 80~hours between April 2005 and April 2007. From more than three years of data taking, the MAGIC telescope provides huge amounts of data and a large number of files from various sources. To handle this data volume and to provide monitoring of the data quality, an automatic procedure is essential. Therefore, a concept for automatic data processing and management has been developed. Thanks to its flexibility, the concept is easily applicable to future projects. The implementation of an automatic analysis is running stable since three years in the data center in Würzburg and provides consistent results of all MAGIC data, i.e. equal processing ensures comparability. In addition, this database controlled system allows for easy tests of new analysis methods and re-processing of all data with a new software version at the push of a button. At any stage, not only the availability of the data and its processing status is known, but also a large set of quality parameters and results can be queried from the database, facilitating quality checks, data selection and continuous monitoring of the telescope performance. By using the automatic analysis, the whole data sample can be analyzed in a reasonable amount of time, and the analyzers can concentrate on interpreting the results instead. For PG 1553+113, the tools and results of the automatic analysis were used. Compared to the previously published results, the software includes improvements as absolute pointing correction, absolute light calibration and improved quality and background-suppression cuts. In addition, newly developed analysis methods taking into account timing information were used. Based on the automatically produced results, the presented analysis was enhanced using a special low energy analysis. Part of the data were affected by absorption due to the Saharan Air Layer, i.e. sanddust in the atmosphere. Therefore, a new method has been developed, correcting for the effect of this meteorological phenomenon. Applying the method, the affected data could be corrected for apparent flux variations and effects of absorption on the spectrum, allowing to use the result for further studies. This is especially interesting, as these data were taken during a multi-wavelength campaign. For the whole data sample of 54 hours after quality checks, a signal from the position of PG 1553+113 was found with a significance of 15 standard deviations. Fitting a power law to the combined spectrum between 75 GeV and 900 GeV, yields a spectral slope of 4.1 +/- 0.2. Due to the low energy analysis, the spectrum could be extended to below 50 GeV. Fitting down to 48 GeV, the flux remains the same, but the slope changes to 3.7 +/- 0.1. The determined daily light curve shows that the integral flux above 150 GeV is consistent with a constant flux. Also for the spectral shape no significant variability was found in three years of observations. In July 2006, a multi-wavelength campaign was performed. Simultaneous data from the x-ray satellite Suzaku, the optical telescope KVA and the two Cherenkov experiments MAGIC and H.E.S.S. are available. Suzaku measured for the first time a spectrum up to 30 keV. The source was found to be at an intermediate flux level compared to previous x-ray measurements, and no short time variability was found in the continuous data sample of 41.1 ksec. Also in the gamma regime, no variability was found during the campaign. Assuming a maximum slope of 1.5 for the intrinsic spectrum, an upper limit of z < 0.74 was determined by deabsorbing the measured spectrum for the attenuation of photons by the extragalactic background light. For further studies, a redshift of z = 0.3 was assumed. Collecting various data from radio, infrared, optical, ultraviolet, x-ray and gama-ray energies, a spectral energy distribution was determined, including the simultaneous data of the multi-wavelength campaign. Fitting the simultaneous data with different synchrotron-self-compton models shows that the observed spectral shape can be explained with synchrotron-self-compton processes. The best result was obtained with a model assuming a log-parabolic electron distribution. N2 - Blazare gehören zu den leuchtstärksten Quellen im Universum. Ihre extreme Kurzzeitvariabilität deutet auf Strahlungsprozesse hin, die von einem supermassereichem schwarzen Loch mit Energie versorgt werden. Mit der aktuellen Generation von abbildenden Luft-Cherenkov Teleskopen werden diese Quellen bei sehr hohen Energien erforscht. Durch das Absenken der Schwellenenergie auf unter 100 GeV und aufgrund verbesserter Sensitivitäten werden immer mehr Blazare in diesem Energiebereich entdeckt. Für das MAGIC Teleskop wurde eine Analysemethode entwickelt, die es erlaubt zum ersten mal zu niedrigen Energien im Bereich von 50 GeV vorzudringen. Mit dieser Methode wurde am Beispiel von PG 1553+113 ein Spektrum zwischen 50 GeV und 900 GeV bestimmt. Im dem von MAGIC beobachteten Energiebereich wird eine starke Abschwächung des Gammalichts aufgrund von Paarproduktion in Wechselwirkungen mit niederenergetischen Photonen des extragalaktischen Hintergrundlichts erwartet. Für PG 1553+113 ergibt sich daraus eine Möglichkeit um die noch unbekannte Entfernung der Quelle einzuschränken. Während die Quelle PG 1553+113 im Radio- bis Röntgenbereich gut untersucht ist, wurde sie im Hochenergiebereich erst 2005 entdeckt. Zwischen April 2005 und April 2007 wurde sie mit dem MAGIC Teleskop insgesamt 80 Stunden lang beobachtet. Aus mehr als drei Jahren Datennahme liefert das MAGIC Telekop riesige Mengen an Daten und eine große Anzahl von Dateien. Um dieses Datenvolumen zu bewältigen und für die Überwachung der Datenqualität ist eine automatische Verarbeitung unverzichtbar. Darum wurde ein Konzept zur automatischen Datenverwaltung und -verarbeitung entwickelt. Aufgrund seiner Flexibilität kann dieses Konzept auch leicht auf zukünftige Projekte übertragen werden. Die Umsetzung für MAGIC läuft seit drei Jahren stabil im Datenzentrum in Würzburg und liefert konsistente Ergebnisse von allen Daten, d.h. die identische Verarbeitung sorgt für Vergleichbarkeit. Ausserdem ermöglicht das datenbankbasierte Konzept einfache Tests neuer Analysemethoden und die Neuanalyse aller Daten mit einer neuen Software auf Knopfdruck. Man kann nicht nur jederzeit die Verfügbarkeit und den Verarbeitungsstatus aller Daten aus der Datenbank abfragen, sondern auch Qualitätsparameter und Ergebnisse, was die Qualitätskontrolle und Auswahl von Daten sowie die Überwachung des Teleskopstatus erleichtert. Durch die Verwendung der automatischen Analyse kann die riesige Menge an Daten in einem vernünftigen Zeitrahmen analysiert werden und man kann sich stattdessen auf die Interpretation der Ergebnisse konzentrieren. Für PG 1553+113 wurden die Werkzeuge und Resultate der automatischen Analyse verwendet. Verglichen mit den zuvor veröffentlichten Ergebnissen wurde eine Software Version verwendet, die verschiedene Verbesserungen enthält, wie zum Beispiel eine absolute Pointing-Korrektur, eine absolute Lichtkalibration und verbesserte Schnitte zur Qualitätssicherung und Untergrundunterdrückung. Ausserdem wurde eine neu entwickelte Analysemethode, welche die Zeitinformation mit einzbezieht, benutzt. Basierend auf den Ergebnissen der automatischen Analyse wurde das Ergebnis mit einer speziell für niedrige Energien optimierten Analyse verbessert. Ein Teil der Daten wurde beinträchtigt durch Absorption aufgrund Sandstaub in der Atmosphäre, der sogenannten Calima. Eine neue Methode wurde entwickelt, um den Effekt dieses meteorologischen Phänomens zu korrigieren. Auf diese Weise konnten scheinbare Flussänderungen und Einflüsse auf das Spetrum ausgeglichen werden, wodurch die Daten für weiterführende Studien verwendet werden können. Dies ist hier von besonderer Bedeutung, da die betroffenen Daten simultan mit Daten aus anderen Wellenlängenbereichen genommen wurden. Für den kompletten Datensatz wurde ein Signal aus der Richtung von PG 1553+113 mit einer Signifikanz von 15 Standardabweichungen gemessen. Fittet man ein Potenzgesetz an das kombinierte Spektrum, so erhält man einen Spektralindex von 4.1 +/- 0.2. Mit Hilfe der Niederenergieanalyse konnte das Spektrum bis unter 50 GeV erweitert werden. Fittet man es bis 48 GeV, so bleibt die Flussnormierung gleich, aber der Index ändert sich auf 3.7 +/- 0.1. Die berechnete Lichtkurve auf Tagesbasis zeigt, dass der integrale Fluss oberhalb von 150 GeV mit konstanten Fluss konsistent ist. Auch für die Form des Spektrums wurde in den drei Jahren, in denen beobachtet wurde, keine Variabilität gefunden. Im Juli 2006 wurden simultane Beobachtungen des Röntgensatelliten Suzaku, des optischen Teleskops KVA und der Cherenkovexperimente MAGIC und H.E.S.S. koordiniert. Mit Suzaku wurde zum ersten Mal ein Röngtenspektrum bis 30 keV vermessen. Die Quelle befand sich, verglichen mit früheren Röngtenmessungen, in einem mittleren Flusszustand, und während der kontinuierlichen Datennahme von 41.1 ksec wurde keine Variabilität gemessen. Auch im Gammabereich wurden keinen Veränderungen während der Beobachtungen festgestellt. Nimmt man für das intrinsische Spektrum der Quelle einen maximalen Index von 1.5 an, so lässt sich für die Rotverschiebung eine obere Grenze von z < 0.74 bestimmen, indem man das gemessene Spektrum mit verschiedenen angenommenen Rotverschiebungen auf die Abschwächung durch das extragalaktische Hintergrundlicht korrigiert. Für weitere Studien wird eine Rotverschiebung von z = 0.3 angenommen. Aus einer Sammlung von Daten aus dem Radio-, Infrarot-, optischen, Ultraviolett-, Röntgen- und Gammabereich wurde eine spektrale Energieverteilung bestimmt, die auch die simultanen Daten aus der Multiwellenlängenkampagne enthält. Fittet man die simultanen Daten mit einem Synchrotron-Selbst-Compton Modell, so sieht man, dass die spektrale Form mit Synchrotron-Selbst-Compton Prozessen erklärt werden kann. Das beste Ergebnis konnte mit einem Modell erzielt werden, das eine Elektronenverteilung annimmt, die in doppelt logarithmischer Darstellung eine Parabelform hat. KW - Aktiver galaktischer Kern KW - MAGIC-Teleskop KW - Gammastrahlung KW - Blazar KW - BL-Lacertae-Objekt KW - PG 1553+113 KW - Gamma-Astronomie KW - PG 1553+113 KW - gamma astronomy KW - active galactic nucleus Y1 - 2008 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:bvb:20-opus-28196 ER -