Оптимизация методов анализа данных для атмосферного черенковского телескопа MAGIC

Шайдук, Максим Александрович

Оптимизация методов анализа данных для атмосферного черенковского телескопа MAGIC тема автореферата и диссертации по физике, 01.04.01 ВАК РФ

Шайдук, Максим Александрович АВТОР

кандидата физико-математических наук УЧЕНАЯ СТЕПЕНЬ

Новосибирск МЕСТО ЗАЩИТЫ

2006 ГОД ЗАЩИТЫ

01.04.01 КОД ВАК РФ

Диссертация по физике на тему «Оптимизация методов анализа данных для атмосферного черенковского телескопа MAGIC»

Автореферат диссертации на тему "Оптимизация методов анализа данных для атмосферного черенковского телескопа MAGIC"

На правах рукописи

ОПТИМИЗАЦИЯ МЕТОДОВ АНАЛИЗА ДАННЫХ

ДЛЯ АТМОСФЕРНОГО ЧЕРЕНКОВСКОГО ТЕЛЕСКОПА MAGIC.

01.0401 - Приборы и методы экспериментальной физики

Автореферат диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

Барнаул - 2006

Работа выполнена в Новосибирском государственном университете

Научный руководитель:

- доктор технических наук, профессор Бору Семен Ефимович

Официальные оппоненты:

- доктор физико-математических наук, профессор Сагал яков Анатолий Михайлович

- доктор физико-математических наук, профессор Шапиро Давид Абрамович

Ведущая организация - Федеральное государственное научное учреждение "Научно-исследовательский институт ядерной физики" (г. Томск)

Защита состоится " 18 " апреля 2006 г. в 1400 часов на заседании диссертационного совета Д 212.005.03 Алтайского государственного университета по адресу: 656049, г. Барнаул, пр. Ленина, 61.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке Алтайского государственного университета.

Автореферат разослан " 17 " марта 2006 г.

Ученый секретарь диссертационного совета

Рудер Д.Д.

ШбА

fffiff 1 Общая характеристика работы

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. По этой причине они несут лишь косвенную информацию о процессах, происходящих в их источниках.

Информацию о направлении на источники несет электромагнитное излучение всех диапазонов - от радиоизлучения до гамма-квантов, возникающее при генерации космических лучей. 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 (COMPTEL, EGRET) регистрируют гамма-кванты высоких энергий в диапазоне до 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 Крабовидной туманности орбитальному телескопу EGRET требуется порядка трех месяцев непрерывных наблюдений этого объекта.

Космические гаммагкванты можно зарегистрировать и с поверхности Земли, используя технику атмосферных черенковских телескопов (гамма - телескопы WHIPPLE, HEGRA, КрАО УАН). Гамма-кванты и высокоэнергетичные частицы космических 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 черен-ковского излучения. Это излучение, отражаясь от рефлектора телескопа, регистрируется камерой, состоящей из большого числа фотоумножителей.

Атмосферные черенковские т°""ггм (VIT) пррттрг4 поколения

РОС НАЦИОНАЛЬНАЯ

БИБЛИОТЕКА

имеют порог регистрации гамма-квантов выше 300 ГэВ и эффективную площадь в десятки тысяч квадратных метров, что позволяет регистрировать экстремально слабые потоки Ю-11 см-2с-1.

Черенковские телескопы и системы телескопов нового поколения (H.E.S.S., VERITAS, MAGIC) позволили существенно снизить 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 30-300 ГэВ.

Для подобных АЧТ (с большой площадью рефлектора) из-за высокого уровня фонового излучения ночного неба весьма актуальной становится проблема восстановления изображения от ШАЛ.

Кроме того, при наземной регистрации вспышек черенковского 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 необходима 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 со-

бытий.

• 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 черенковского 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 черенковского излучения от космических мюонов в качестве источника известной интенсивности. Следует отметить, что при использовании данной методики впервые для телескопа MAGIC появи-

лась возможность осуществления калибровки непосредственно во время регистрации событий.

Научная и практическая ценность. Полученные в данной работе результаты и предложенные методики активно используются кол-лаборацией MAGIC в ходе астрономических наблюдений и при обработке экспериментальных данных. Результаты работы могут быть использованы и для других атмосферных черенковских телескопов нового поколения (MAGIC2, H.E.S.S.II), имеющих изохронные 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 коллаборациями.

Апробация результатов работы. Основные результаты диссертационной работы докладывались на XXVTO и XXIX Международных конференциях по космическим лучам (Цукуба, Япония, 2003; Пуна, Индия, 2005), Международном симпозиуме "Астрофизические инструменты 21 века" (Берлин, Германия, 2004), Международные исследовательские семинары 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 Т. Хенгстебек (Thomas Hengste-

beck). В реализации метода мюонной калибровки участвовали O.P. 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 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 гаммагливней с использованием параметров временной асимметрии черенковского образа.

Публикации. По материалам диссертации опубликована 21 работа [1-21].

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.

2 Содержание работы

Во введении обоснована актуальность проводимых автором исследований, сформулирована цель работы, определена научная новиз-

на и практическая ценность исследований, изложены положения, выносимые на защиту.

Первая глава посвящена описанию техники атмосферных черен-ковских телескопов. В первом параграфе дается краткое описание развития широких атмосферных ливней (ШАЛ) и обращается внимание на различие в физических характеристиках адронных и электромагнитных ливней. Описывается методика регистрации широких атмосферных ливней по черенковскому излучению, индуцированному заряженной компонентой ШАЛ. Во втором параграфе определены области исследований и новые возможности обсерватории "MAGIC".

В третьем параграфе подробно описан атмосферный черенковский телескоп нового поколения "MAGIC", на котором и получены все экспериментальные результаты данной работы. Указаны технические особенности телескопа, позволившие корректно поставить задачи исследования и подтвердить основные выводы работы прямыми астрономическими наблюдениями.

Атмосферные черенковские телескопы не позволяют прямым способом определить величину потока первичных космических гамма-квантов и их энергию. Эта информация в настоящее время может быть получена только из результатов моделирования ШАЛ и процессов в детекторе методом Монте-Карло. Поэтому первая глава заканчивается кратким описанием основных принципов и техники моделирования развития ШАЛ и прохождения мюонов через атмосферу. Моделирование поведения мюонов в АЧТ крайне важно, поскольку при моделировании детектора остается неизвестным полный коэффициент преобразования черепковских фотонов в фотоэлектроны. Возникает необходимость независимой экспериментальной калибровки телескопа.

Во второй главе изложен метод абсолютной калибровки телескопа по мюонным изображениям, впервые примененный автором для телескопа "MAGIC".

Преимуществом метода абсолютной калибровки телескопа по мюонным изображениям является то, что временные и спектральные ха-

рактеристики черенковского излучения от мюонов очень близки к излучению от ШАЛ. Следует отметить, что при использовании данной методики существует возможность осуществления калибровки непосредственно во время регистрации событий. Данный метод позволяет осуществить калибровку всей цепочки: рефлектор-камера-передача данных-электроника (АЦП).

Рис. 1. Восстановление энергии и прицельного параметра мюона. Изображение в камере телескопа от мюона £'м(12км)= 8 МэВ и распределение числа фотоэлектронов вдоль кольца.

Распределение числа фотоэлектронов вдоль кольца в плоскости камеры телескопа оказывается возможным вычислить аналитически:

= sin 20с-D(p,<t>), (1)

где (ф) - средний коэффициент конверсии фотонов в фотоэлектроны, D(p,tp) = R у 1 - (p/R)2 sin2 ф + (p/R) eos ф - расстояние от точки прохода мюона через рефлектор телескопа до края рефлектора в направлении ф, р - прицельный параметр мюона, 9С - известная функция энергии мюона.

Как видно из рис. 1, число фотоэлектронов зависит от энергии и прицельного параметра мюона. Энергия мюона определяется по радиусу кольца, а прицельный параметр по распределению интенсивности

вдоль кольца.

Типичные результаты калибровки показаны на рис.2. Видно, что

Полный коэффициент конверсии фотов-фотоэлепроя (ф)

Рис. 2. Восстановленный коэффициент конверсии фотон-фотоэлектрон (ф) для данных Монте-Карло моделирования и экспериментальных данных (вспышка блазара Mkn501,1 июля, 2005).

экспериментальные значения полного коэффициента конверсии фотон - фотоэлектрон, полученные автором, существенно отличаются от данных Монте-Карло моделирования. Окончательная калибровка телескопа осуществлялась согласованием коэффициентов конверсии, путем настройки соответствующих параметров моделирования телескопа: коэффициента светосбора в канале камеры и отражающей способности рефлектора.

Мюонные события использовались также для мониторинга передаточной функции рефлектора (PSF) по ширине кольца.

Достигнутая в методе скорость счета мюонных событий, пригодных для калибровки, позволила осуществлять абсолютную калибровку телескопа непосредственно во время астрономических наблюдений.

Важность такой калибровки видна из таблицы, приведенной ниже

Месяц 1000 • (ф) Р8Е [с!ее]

Сент. 2004 101.2 ± 1.3 0.037 ± 0.006

Янв. 2005 99.5 ± 1.7 0.046 ± 0.003

Май 2005 103 ±2 0.035 ± 0.003

Июль 2005 110 ±2 0.034 ±0.003

Видно, что основные параметры моделирования детектора изменяются во времени, что подтверждает необходимость осуществления калибровки во время наблюдений.

Третья глава посвящена оптимизации определения параметров изображения ШАЛ и дискриминации фоновых адронных событий. Исследуется проблема выделения полезного сигнала от ШАЛ на фоне шумовых импульсов, индуцированных фотонами ночного неба. Описан разработанный автором новый метод восстановления изображений в светоприемной камере АЧТ, основанный на использовании информации о времени прибытия сигнала в ячейку камеры АЧТ.

В стандартных методах восстановления изображения не используется информация о времени прихода сигнала в ячейку камеры и нужный уровень достоверности восстановления сигнала обеспечивается дискриминацией сигнала по амплитуде. Стандартное окно аппаратного интегрирования сигнала с ФЭУ составляет 20 не, в то время как типичная длительность черенковской вспышки около 5-10 не, следовательно, существует потенциальная возможность оптимизации отношения сигнал/шум для каждого отдельного канала камеры.

Идея нового метода восстановления изображений ШАЛ состоит в использовании топологических и временных характеристик изображения от ШАЛ. Предлагается формировать изображения от ШАЛ из компактных кластеров (КК-групп) разного размера (см. рис. 3), строго скоррелированных по времени прибытия сигнала в ячейку камеры. Это стало возможным благодаря использованию в системе сбора данных быстрых аналого-цифровых преобразователей.

На этапе реконструкции сигнала в отдельной ячейке камеры пределы интегрирования сигнала устанавливались на основе информации

о времени прибытия черенковских фотонов в соседние ячейки. Это позволило оптимизировать отношение сигнал/шум и снизить пороги дискриминации шумовых импульсов, сохраняя достоверность восстановления сигнала в ячейке.

Назовем интервалом совпадения максимальную разницу времен прихода сигналов в каналы, формирующие компактный кластер размера X, которые в процессе анализа считаются пришедшими одновременно. Уменьшение интервалов совпадения от 50 не (окно оцифровки сигнала) до величин порядка 2-5 не, существенно снижает вероятность включения в изображение ШАЛ каналов с шумовыми сигналами. Из рис. 3 видно, что вероятность обнаружить группу

Некомпактные группы

Компактные группы

■ и < м 2 и I м 4 м Относительный порог дискриминации

Рис. 3. Слева: Возможные конфигурации компактных и некомпактных NN групп. Справа: Зависимость вероятности обнаружения компактных NN групп для разных интервалов временного совпадения сигналов в группе Т*"гП> (X = 2,3,4) от порога дискриминации сигнала. Верхняя кривая соответствует стандартной процедуре восстановления изображения в которой изображение формируется из групп с = 50 не.

(кластер из двух соседних каналов), индуцированный фоновым излучением ночного неба снижается примерно в 8 раз при уменьшении интервала совпадения от 50 не до 2 не при одинаковом пороге дискриминации сигналов.

В стандартных методах восстановления изображения для обеспе-

чения достаточной "чистоты" изображения требуются высокие пороги дискриминации сигнала 10-5 phe. Новый метод позволил понизить пороги очистки изображения практически в два раза. Оказалось возможным восстановить сигнал от ШАЛ в ячейках камеры телескопа вплоть до уровня ~ 3 фотоэлектрона. Благодаря восстановлению существенно большей доли сигнала от ШАЛ, возросла эффективность выделения полезных событий. Увеличение эффективности дискриминации фоновых событий, обусловленное применением этого метода, демонстрируется в четвертой главе.

Далее описываются новые параметры дискриминации фоновых адрон-ных событий, дополнительные к классическим параметрам Хилла-са, из которых основные WIDTH, LENGTH, CONC. Параметр ALPHA, указывающий направление на источник, используется для определения уровня фоновьгх событий.

Аппроксимация изображений в камере телескопа окружностью позволило выделить фоновые мюонные события. Вводится параметр Curv - расстояние от центра окружности до центра тяжести изображения, который для мюонных событий принимает в среднем большие значения. Применение этого параметра дискриминации фоновых событий в диапазоне 300phe < SIZE < 500phe позволяет удалить около 85% мюонных событий, сохраняя при этом более 90% гаммагсобытий.

Вводится новый способ определения зарядовой асимметрии изображения. Используется тот факт, что новый метод восстановления изображений ШАЛ позволяет реконструировать экстремально низкие сигналы в ячейках камеры. Вектор зарядовой асимметрии изображения определяется как разность координат центров тяжести изображения для высоких и низких порогов очистки изображения:

Anew = XcOG.tr - XcOG• (2)

Угол ¿Qnew между векторами Anew и Xcog-

cos fr-W^fe^, (3)

является параметром дискриминации фоновых событий. Критерий

отбора

Ьпеъ < 90° (4)

позволяет снизить число фоновых событий на 40% процентов.

Впервые в технике АЧТ вводится параметр временной асимметрии изображения. Вектор временной асимметрии изображения определяется как вектор с началом в "центре тяжести" изображения, вычисленном согласно приведенным ниже соотношениям. Время прибытия сигнала в г-тый канал камеры и выполняет роль дополнительного статистического веса:

Xt = ^ (5)

_ Sili UxiQi

V - Sjll иУгЧг Yt _ .

Конец вектора временной асимметрии находится в "центре тяжести" изображения, вычисленном при возведении весов it во вторую степень:

' " tLS* (>

Ъ =

А? = Хр - Хг. (7)

Устанавливается тот факт, что вектор временной асимметрии, определенный в соответствии с (7), меняет направление на противоположное для гамма-ливней с прицельными параметрами ~ 110 м. Впервые в технике АЧТ установлена существенная корреляция проекции длины вектора временной асимметрии на направление к источнику |Л(21 сое Зтазв и прицельного параметра гамма-ливня 1У. Впервые в технике АЧТ проведены оценки прицельного параметра гамма-ливня с использованием этой корреляции. Это позволило существенно повысить точность оценки прицельного параметра по сравнению со стандартными методами, основанными на параметре 1>/5Г. Для диапа-

зона 100 < I-у < 120 м точность нового метода составила AIe3t/Iest ^ 13%.

В четвертой главе проводится экспериментальная проверка предложенных методик. Достоверность абсолютной калибровки телескопа проверяется по результатам наблюдения Крабовидной Туманности. Этот объект можно считать " калибровочным" источником для наземных черенковских телескопов. Данные были получены во время регулярных наблюдений этого объекта телескопом MAGIC в сентябре, октябре 2004-го года (5.5 часов наблюдения) и в январе 2005 года (7.05 часов наблюдения). На рис. 4 представлен реконструированный спектр Крабовидной Туманности. Результаты наблюдений хорошо согласуются с результатами Whipple и HEGRA.

Рис. 4. Спектр' Крабовидной Туманности диапазона СВЭ. Данные 2004 года (5.5 часов наблюдения) и 2005 года (7.05 часов наблюдения). Видно хорошее согласие с данными HEGRA и Whipple.

Проверка эффективности нового метода восстановления изображений и применения новых параметров дискриминации фона, описанных в третьей главе, производится по результатам наблюдений вспышки

блазара Мкн 501 (01.07.05). Оценивается приращение величины эффективности дискриминации г), определяемой стандартным образом:

(8>

где £-,- вероятность регистрации гамманкванта после дискриминации фоновых событий, £р - вероятность регистрации фонового адронного события.

Согласно стандартному анализу, дискриминация фоновых событий осуществлялась по масштабированным параметрам Хилласа - масштабированной длине MSW, ширине MSL и параметру CONC. Эти параметры определялись следующим образом:

MSW= WIDTH-(WIDTH) (9)

а width

MSL _ LENGTH - {LENGTH)

Сlength

где (WIDTH) и (LENGTH) - средние значения параметров WIDTH и LENGTH для гамма-ливней определенного (малого) диапазона параметра SIZE а (тwidth и iength - соответствующие дисперсии.

Анализ данных, предложенный в данной работе, включает в себя обработку данных с АЧТ согласно новому методу восстановления изображений и применению новых параметров дискриминации фона после выделения сигнала по масштабированным параметрам Хилласа.

В обоих случаях производится выбор значений параметров дискриминации фона, обеспечивающий максимальное значение т).

На рис. 5 представлены распределения параметра ALPHA, причем верхние гистограммы на обеих рисунках построены для случая, когда в поле зрения телескопа имелся источник. Нижние гистограммы - иллюстрация влияния фона. В области значений ALPHA < 10° нижние кривые соответствует уровню адронного фона. Достоверность сигнала а определяется соотношением и — N^/yJN^ + к • Np, где Ny - число зарегистрированных гамма-кандидатов и Np - число зарегистрированных фоновых событий после дискриминации, к — 2 (отношение времени наблюдений источника и фона)

s 1000 (2

•8 « 800

•00

400

200

60 70 «0 90

ALPHA, градусы

f 1 / { ALPHA < 9°: Ny = 1647 Np = 211 а = 36.2

Ю 20

40 90 00 70 ao 90

ALPHA, градусы

Рис. б. Распределение параметра ALPHA для SIZE > 360 phe после отбора по масштабированным параметрам Хилласа. Верхний рис. - стандартный анализ, нижний рис. - новый метод.

Рис. 5 (нижний график) получен новым методом восстановления изображений. Видно, что уровень фона снизился более, чем в два раза при сохранении (и даже небольшом увеличении) уровня полезного сигнала. Относительное увеличение эффективности дискриминации фона при применении нового метода обработки данных составило:

^ *1.9 (10)

Vstd

что позволяет сократить время наблюдений практически в 4 раза при фиксированной достоверности обнаружения источника гамма-квантов.

В конце главы описаны результаты астрономических наблюдений активного ядра галактики PG1553+113 (z > 0.3). Применение новых методов анализа данных, разработанных в диссертации, позволило впервые зарегистрировать данный объект с достоверностью выше 5 стандартных отклонений в диапазоне сверхвысоких энергий. Стандартные методы анализа данных оказались в данном случае недостаточно эффективны.

Регистрация данного источника в том же диапазоне энергий была подтверждена и коллаборацией H.E.S.S 24 января 2006 г. (F. Aha-ronian et. al., arXiv:astro-ph/06011545 vi 24 Jan 2006). В настоящее время этот источник, возможно, представляет собой наиболее удаленный объект, достоверно зарегистрированный в диапазоне сверхвысоких энергий.

В заключении кратко сформулированы основные результаты работы.

Основные результаты работы состоят в следующем.

1. Предложен новый метод восстановления изображения для черепковских телескопов. Метод основан на использовании временной корреляции сигналов в соседних ячейках светочувствительной камеры телескопа. Это позволяет восстанавливать события вблизи порога регистрации телескопа, когда получение изображения ливня стандартными методами восстановления изображения чрезвычайно затруднено.

2. Предложены новые параметры дискриминации адронного фона. Применение этих параметров вместе с новым методом восстановления

изображения позволило повысить эффективность подавления фоновых событий практически в 2 раза.

3. Впервые в технике АЧТ временная структура черепковской вспышки была успешно использована для оценки прицельного параметра гамма-ливня.

4. Применен альтернативный метод калибровки и произведена абсолютная калибровка телескопа MAGIC космическими мюонами.

j Основой метода является использование черенковского излучения от

мюонов в качестве источника известной интенсивности. Преимуществом этого метода является то, что временные и спектральные характеристики черенковского излучения от мюонов близки к излучению от ШАЛ. При использовании данной методики была осуществлена калибровка телескопа непосредственно во время регистрации событий с точностью около 3%. Такая точность калибровки вполне достаточна для восстановления величины энергии первичной частицы, поскольку флуктуации в пространственном распределении частиц ливня, а значит, и в количестве черенковского света, попавшего в камеру телескопа, составляют 10-20%.

5. Проведены аналитические расчеты профиля плотности черенковского излучения, индуцированного мюоном. Проведено моделирование прохождения мюонов через атмосферу Земли и процессов черенковского излучения с использованием программного кода CORSI-КА. Результаты аналитических расчетов показали хорошее согласие с результатами Монте-Карло моделирования.

6. Произведен мониторинг аппаратной функции рефлектора по ширине мюонных колец.. Эти измерения позволили согласовать ре-

I зультаты моделирования рефлектора с реальным состоянием рефлек-

тора в процессе наблюдений.

7. Проведены астрономические наблюдения Крабовидной туманности и вспышки блазара Мкн 501. В ходе наблюдений экспериментально подтверждены эффективность и достоверность предложенных методик.

8. Независимо от других наблюдателей экспериментально заре-

гистрировано в диапазоне сверхвысоких энергий активное ядро галактики Ра553. Достоверная регистрация оказалась возможной благодаря предложенным в данной работе методикам. Стандартные методы анализа данных оказались в данном случае недостаточно эффективны.

Публикации автора, наиболее полно передающие концепцию и основные результаты представленной диссертации, перечислены ниже [121]. I

Литература

[1] Shayduk, М. X-ray detectors based on multiwire proportional chambers /S.E. Baru, V.M.Aulchenko, E.A.Babichev et al. //Nuclear In-str. and Methods in Physics Research, A 392, - 1997- p.12-17

[2] Shayduk, M. Calibration of the MAGIC Telescope Using Muon Ring Images /О. Kalekin, K. Mase, N. Pavel, M. Shayduk. //Proc. of the 28th International Cosmic Ray Conference (Tsukuba, 2003), -'2003. - Pp. 2951-2954

[3] Шайдук, M.A. Цифровая радиографическая установка для медицинской диагностики / Е.А. Бабичев, С.Е. Бару, А.И. Воло-буев и др.//Медицинская техника, 1997, 1, с.3-17

[4] Shayduk, М. MAGIC: First Observational Results and Perspectives for Future a Developments / T.Hengstebeck, O.Kalekin, M.Merck, R.Mirzoyan, N.Pavel, M. Shayduk, T.Schweizer. //Proceedings of the Symposium "Exploring the Cosmic Frontier. Astrophysical Instruments for 21st century", Berlin, Germany, May 2004. 1 p.

[5] Shayduk, M. Comparison of Signal Reconstruction Algorithms for the MAGIC Telescope /Н. Bartko, M. Shayduk, Th.Schweizer, Th. Hengstebeck. //Report MAGIC Collab. TDAS-05-03, 2003. 92 p.

[6] Shayduk, M. A New Image Cleaning Method for the MAGIC Telescope /Th. Hengstebeck, 0. Kalekin, N.A. Pavel, M. Shayduk, Th. Schweizer. //Report MAGIC Collab. TDAS-05-04, 2004.15 p.

[7] Shayduk, M. First Observation Results from the MAGIC Experiment and Perspectives for Future Developments /0. Kalekin, Th. Hengstebeck, N. Pavel, M. Shayduk, Th. Schweizer. //Report MAGIC Collab. TDAS-05-04, 2004. 4 p.

[8] Shayduk, M. Absolute energy scale calibration of .the MAGIC telescope using muon images. /F.Goebel, K.Mase, M.Meyer et al. //Proc. of the 29th International Cosmic Ray Conference (Pune, 2005), - 2005, 4 p.

[9] Shayduk, M. A new Image Cleaning Method for the MAGIC Telescope /M. Shayduk, Th. Hengstebeck, O. Kalekin, N.A. Pavel, Th. Schweizer. // Proc. of the 29th International Cosmic Ray Conference (Pune, 2005), - 2005. 4 p.

[10] Shayduk, M. Observations of Mrk421 with the MAGIC Telescope. /D. Mazin, N.Galante, F.Goebel, et al. // Proc. of the 29th International Cosmic Ray Conference (Pune, 2005), - 2005. 4 p.

[11] Shayduk, M. The MAGIC Project: Contributions to ICRC 2005, Pune, India, Part 1: Observations /J.Albert i Fort, E. Aliu, H. Anderhub at al. // Proc. of the 29th International Cosmic Ray Conference (Pune, 2005), - 2005, 36 p.

[12] Shayduk, M. Physics and astrophysics with a ground-based gammar ray telescope of low energy threshold. /J. Albert i Fort, A. Armada, C. Baixeras at al. // Astroparticle Physics, 23, 2005, P.493-509

[13] Shayduk, M. Observations of Extragalactic Sources with the MAGIC Telescope / J. Albert, T. Bretz, J.A. Coarasa, et al. // Astroteilchen-physik in Deutschland, 2005 (Zeuthen) - 2005. 1 p.

[14] Shayduk, M. Observation of the gamma-ray emission from the active calactic nucleus 1ES1959+650 using the MAGIC telescope /J.Albert,

E. Aliu, Н. Anderhub at al. // arXiv: Astro-Ph/05085243, vol.1, 25

Aug., 2005, 16 p. !

[15] Shayduk, M. Gamma - Hadron separation using a semianalitical model to fit the camera image of the MAGIC Telescope /Т. Jogler, T. Hengstebeck, N. A. Pavel et al. // Proc. of Deutsche Physikalische Gesellschaft, 2006, T.606.6, HG2-HS3, 1 p.

[16] Шайдук, M.A. Альтернативный метод калибровки наземного гамма-телескопа MAGIC космическими мюонами. /О.Р. Кале- ; кин, М.А. Шайдук // Препринт АлтГУ, 2005/7, 16 с.

[17] Шайдук, М.А. Новый метод восстановления изображения для телескопа MAGIC /М.А. Шайдук // Препринт АлтГУ, 2005/8, 23 с.

[18] Shayduk, М. MAGIC Observation of VHE gammarRays from HESS J1813-178 /J.Albert, E. Aliu, H. Anderhub at al. //Astrophysical Journal Letters, vol. 637, January 20, L41, 2006

[19] Shayduk, M. MAGIC Observation of Gamma Rays from Caiactic Center /J.Albert, E. Aliu, H. Anderhub at al.// Astrophysical Journal Letters, vol. 638, Feb. 20, L101, 2006

[20] Shayduk, M. VHE Gamma-Ray Emission from 1ES 1959+650 /J.Albert, E. Aliu, H. Anderhub at al.//Astrophysical Journal, vol. 639, March 10, 2006, p.761

[21] Shayduk, M. Flux upper limit of gamma-ray emission by GRB050713a from MAGIC telescope observations /J.Albert, E. Aliu, H. Anderhub at al.//arXiv: Astro-Ph/0602231, vol.1, 10 Feb., 2006, 14 p.

Подписано в печать 16.03.2006

Формат 60 х 90/16 Печать офсетная Бесплатно Уч.-изд. листов 1.0 Тираж 100 экз._Заказ го

Издательство Алтайского государственного университета 656049, г. Барнаул, ул. Димитрова, 66.

ШёА

1-5 56 8

Содержание диссертации автор исследовательской работы: кандидата физико-математических наук, Шайдук, Максим Александрович

Введение

1 Техника наземных черенковских гамма-телескопов

1.1 Развитие широкого атмосферного ливня.

1.1.1 Электромагнитные липни.

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 Свстоириемная камера.

1.3.3 Система сбора данных

1.3.4 Триггер

1.3.5 Система калибровки

1.4 Монте-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 Мюопные 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 мюопа.

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 NN-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 IslandSIZE.

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 Крабовидпой туманности.

4.2 Данные наблюдений блазара Mkn 501 высокой чистоты.

4.3 Регистрация активного ядра галактики

PG1553+

Введение диссертация по физике, на тему "Оптимизация методов анализа данных для атмосферного черенковского телескопа MAGIC"

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 я; 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-видпой 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

Th i rcl EG R Ы Ca taI og

E> 100 Me V i<*i T * 4 t* " » ♦♦ . * \ ♦ . ч

A . iii * •> \ ♦ \ ,

• . * v ♦ a *••«► , . ,

ПЯП • • Щ'ф • %* «Я» lb -IS» . * * *

• . • , . • • . —j.

• • * * • , ^ * * • V •• L

JtJ

Active Galactic Nuclei ■ Pulsars

Unidentified EGRET Sources LMC Solar FLarc

• а k •

4 ♦ t *♦ *- Лк X

Рис. 1. Третий каталог EGRET. 271 источник: 5 пульсаров, 1 солнечная вспышка, 66 бла-заров (с высоким уровнем достоверности), 27 возможных блазаров, 1 возможная радио галактика (Cen 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-кваптами 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 пе

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.

• 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).

Впервые в технике АЧТ произведена оценка прицельного параметра гамма-ливней по параметрам временной асимметрии черепковского образа.

Впервые осуществлен альтернативный метод калибровки телескопа MAGIC космическими мюопами. 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 Мопте-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.

Апробация результатов работы. Основные результаты диссертационной работы докладывались па 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 Т1 Хенгстебек (Thomas Hcngstebeck). В реализации метода мюонпой калибровки участвовали O.P. Калекип 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:

4. Способ определения прицельного параметра гамма-ливней с использованием параметров временной асимметрии черенковского образа.

Публикации. По материалам диссертации опубликовано 21 работа [84]—[105].

Заключение диссертации по теме "Приборы и методы экспериментальной физики"

Основные результаты работы состоят в следующем.

2. Предложены новые параметры дискриминации адронного фона. Применение этих параметров вместе с новым методом восстановления изображения позволило повысить эффективность подавления фоновых событий практически в 2 раза.

4. Применен альтернативный метод калибровки и произведена абсолютная калибровка телескопа MAGIC космическими мюонами. Основой метода является использование черенковского излучения от мюонов в качестве источника известной интенсивности. Преимуществом этого метода является то, что временные и спектральные характеристики черенковского излучения от мюоиов близки к излучению от ШАЛ. При использовании данной методики была осуществлена калибровка телескопа непосредственно во время регистрации событий (on-line calibration) с точностью 3%. Такая точность калибровки вполне достаточна для восстановления величины энергии первичной частицы, поскольку флуктуации в пространственном распределении частиц ливня, а значит и в количестве черенковского света, попавшего в камеру телескопа, составляют 10-20%.

5. Проведены аналитические расчеты профиля плотности черенковского излучения, индуцированного мюоном. Проведено моделирование прохождения мюонов через атмосферу Земли и процессов черенковского излучения с использованием программного кода CORSIKA. Результаты аналитических расчетов показали хорошее согласие с результатами Монте-Карло моделирования.

6. Произведен мониторинг аппаратной функции рефлектора по ширине мюонных колец. Эти измерения позволили согласовать результаты моделирования рефлектора с реальным состоянием рефлектора в процессе наблюдений.

8. Независимо от других наблюдателей экспериментально зарегистрировано в диапазоне сверхвысоких энергий активное ядро галактики PG1553. Достоверная регистрация стала возможной благодаря предложенным в данной работе методикам. Стандартные методы анализа данных оказались в данном случае недостаточно эффективны.

Автор выражает глубокую благодарность своему научному руководителю, Семену Ефимовичу Бару, за огромную поддержку на всех этапах исследовательской работы и создание комфортных условий для проведения научных исследований.

Автор благодарен Семену Исааковичу Эйдельману за определяющую роль, которую он сыграл в выборе научного пути автора, и за поддержку на всех этапах работы.

Огромное спасибо моим коллегам и друзьям: Олегу Калекину, Томасу Хенгстебеку (Thomas Hengstebeck), Томасу Швайцеру (Thomas Schweizer ) - за долгие и плодотворные научные дискуссии, напряженную работу по монтажу, настройке и отладке системы сбора данных телескопа, за многосуточные дежурства в горах острова Ла - Пальма.

Особую благодарность, трагически запоздавшую, автор выражает своему наставнику и другу, профессору Николаю Павелу (Prof. Nikolaj A. Pavel, Humboldt University, Berlin Institute of Physics), безвременно скончавшемуся в январе 2006 г. Без его участия данная работа не могла бы быть завершена.

Заключение

Список источников диссертации и автореферата по физике, кандидата физико-математических наук, Шайдук, Максим Александрович, Новосибирск

1. B.J1. Гинзбург, B.C. Птускин, О происхождеиии космических лучей (Некоторые вопросы астрофизики высоких энергий) //УФН, вып.12, 1975.

2. В.Л.Березинский, С.В.Буланов, В.Л.Гинзбург, В.А.Догель, В.С.Птускин. Астрофизика космических лучей. //М.: Наука, 1990.

3. В.Л.Гинзбург,С.И.Сыроватский. Происхождение космических лучей. М.: Наука, 1964

4. D.J. Thompson, D.L. Bertsch, B.L. Dingus et al., //Ap. J. Suppl. Ser., 1995, v.101, p.259

5. Buckly, James H., //Astroparticle Physics, v.11, p.119

6. Aharonian, F. A., Akhperjanian, A. G., Andronache, M., et al., // Astronomy and Astrophysics,1999, v.350, p.757.

7. Владимирский Б.М., Зыскин Ю.Л., Корниенко А.А. и др. //Известия КрАО, 1994, т. 91, с.74

8. Калекин О.Р., Чаленко Н.Н., Зыскин Ю.Л., Нешпор Ю.И. // Изв.РАН сер. физ., 1999, т.63, с.606

9. Cortina J., Schweizer Т., Gaug М. et al.,//International Symposium "The Universe Viewed in Gamma-rays" University of Tokyo Workshop - September 25-28, 2002, Kashiwa, Japan.

10. Rovero A.C., Buckly J.H., Fleury, et al. //Astroparticle Physics, v.5, p.27.11. "The MAGIC Telescope" // Design Report, MPI-Phe/98-5.

11. F. Goebel et al. The Data Aquisition of the MAGIC telescope //Proc. of 28th ICRC, vol. 5, p.2939, 2003.

12. T. Bretz et al. Standart Analisys for the MAGIC telescope //Proc. of 28th ICRC, vol. 5, 2003.

13. D. Heck, J. Knapp, EAS Simulation with CORSIKA// Users Manual. 2002.

14. T. Gaisser, Cosmic Rays and Particle Physics, Cambridge university Press, 1990.

15. H.O. Klages et al. // Nucl. Phys. B, Proc. Suppl. 52B (1997) 92.

16. G.Marsaglia and A.Zaman, Report FSU-SCRI-87-50(1987), Florida State University

17. K. Greisen // Prog. Cosmic Ray Physics Vol.III, J.G. Wilson ed. (North Holland Publishing Co., Amsterdam, 1965) 1.

18. Ranger 3, Ranger 5 (Metzger et al. 1964, Nature 204, 766), Apollo 15 (Trombka, J.I., Metzger, A.E., Arnold, J.R. et al., 1973, Astrophys. J. 181, 737

19. Perlow, G. J., Kissinger, C. W. 1951, Phys. Rev. 81, 552;

20. Hulsizer, R.I., Rossi, B., 1944, Phys. Rev. 73, 1402

21. Rest, F.G., Reiffel, L., Stone, C.A., 1951 Phys. Rev. 81, 894

22. Lamb R.C., Biller S.D., Bird D. et al. GRANITE III: The Upgrade of the Whipple Imaging Air Cherenkov Detectors. The Padova Workshop on TeV Gamma-Ray Astrophys. Ed. Cresti M., 1995, p. 386

23. J.Quinn et. al, Ap. J., 456 L83(1996);

24. W.Heitler. The Quantum Theory of Radiation. Oxford University Press, 1960

25. Weekes, T.C., Aharonian, F., Feagan, D.J., Kifune, T., 1997, Proc. of 4th Compton Symposium (Williamsburg), ed. by Dermer, C.D., Strickman, M.S., Kurfess, J.D., AIP Conf. Proc. 410, 36

26. Kniffen, D.A., Fichtel, C.E., 1981 Astrophys. J. 250, 389

27. Mayer-Hasslwander et al. 1982, Astron. Astrophys. 105, 164

28. Halpern, J.-P., Holt, S.S., 1992, Nature 357, 222

29. Kouveliotou, C., 1997, Sci 277, 1257

30. Akerlof, C., Balsano, R., Barthelmy, S. et al., 1999, Nature 398, 400

31. Galbraith W., Jelley J.V. Light Pulses from the Night Sky Associated with Cosmic Rays. Nature (London), 1953, v. 171, p. 349

32. Hillas, A.M., 1985, Proc. of 13th Int. Cosmic Ray Conf. (Denver), ed. by Chasson, R.L., Vol. 3 445

33. Weekes, T.C., Cawley, R.F., Feagan, D.J. et al., 1989, Astrophys. J. 342, 379

34. J. Gaidos et. al, Nature, 383 319(1996)

35. Leventhal, M., MacCallum, C.J., Stang,P. 1978, Astrophys. J. 225, Lll

36. R. Hillier. Gamma ray Astronomy. Clarendon Press, Oxford, 1984.

37. F.W. Stecker. In J.L.Osborne and A.W.Wolfendale (redaktory), Origin of Cosmic Rays, str. 267+. Raidel, Dordrecht, 1975.

38. B. Rossi. High Energy Particles. Prentic-Hall, Englewood Cleffs, NJ, 3(1961) edition, 1952

39. P.V. Ramana Murthy and AAV. Wolfendale. Gamma-ray astronomy. Cambridge University Press, 2 edition, 1993

40. M. Livio, The Jet set, Nature, vol. 417, May 2002

41. Urry, M., Padovani, P., 1995, PASP107, 803

42. D. Meier, Magnetohydrodynamics Production of Highly Relativistic Jets, Proceedings of Astrophysical Phenomena Revealed by space VLBI,2001

43. A. Marsher et.al. Observational evidence for the accretion disk origin for a radio jet in active galaxy, Nature vol 417, 6 June 2002

44. S. Hsu, A Laboratory Plasma Experiment for Studying Magnetic Dynamics of Ac-crecion Discs and Jets, astro-ph/0202380, Feb. 2002

45. J.A.Biretta et al. Evidence for initial jet formation by an accretion disc in the radio galaxy M87, New Astronomy Review 46

46. Hartmann, R.C., Boettcher, M. Aldering, G., et al. 2001, Astrophys. J. 553

47. A. Mastichiadis, J. Kirk, Models of Variability in Blazar Jets, astro-ph/9903280, March 99

48. Л.Д. Ландау, E.M. Лифшиц, Теоретическая физика. Том V. Статистическая физика. Наука. М., 1976. 583с.

49. M.V.S. Rao and S.Sinha. The origin of the hump in the Cerenkov lateral distribution in gamma-ray showers and possible means of separating them from proton showers. Journal of Physics G, 14: 811-827, June 1988

50. J. Barrio et al., The MAGIC Telescope, Technical report, 1998.

51. R. Hartman et al., The third EGRET catalog of highHenergy gammaHray sources, The Astrophysical Journal Supplement Series 123, 79-202 (1999).

52. M. Mariotti et al., Commissioning and first tests of the MAGIC telescope, Nuclear Instruments and Methods A 518, 188-192 (2004).

53. M. Martinez, Status of the MAGIC telescope, in Proceedings of 28th International Cosmic Ray Conference, volume 5, pages 2815-2818, 2003.

54. O. Blanch, Measuring cosmological parameters with MAGIC, in Proceedings of 28th International Cosmic Ray Conference, volume 5, 2003.

55. O. Blanch et al., Testing the effective scale of quantum gravity with the next generation of gamma ray telescopes, Astroparticle Physics 19, 245-252 (2003)

56. A. Laille, PhD thesis, in preparation, University of California, Davis, 2006.

57. Th. Schweizer, Ph.D. Thesis, "Analysis of the Large Gamma Ray Flares of Mkn421 as Observed with HEGRA CT1 on the Island La Palma in 2001"

58. D. Paneque, PhD thesis, The MAGIC Telescope: Development of new technologies and first observations, MPI Munich

59. Th. Schweizer et al., The optical calibration of the MAGIC telescope camera, IEEE Transactions of Nuclear Science (2001)

60. K. Werner, Phys. Rep. 232 (1993) 87

61. N. N. Kalmykov and S. S. Ostapchenko, Yad. Fiz. 56 (1993) 105; Phys. At. Nucl. 56 N3 (1993) 346

62. N. N. Kalmykov, S. S. Ostapchenko and A. I. Pavlov, Izu. RAN Ser. Fiz. 58 (1994) N12 p.21

63. J. Ranft, Phys. Rev. D51 (1995) 64; preprint hep-ph/9911213 and hep-ph/9911232 (1999)

64. R. S. Fletcher, T. K. Gaisser, P. Lipari, and T. Stanev, Phys. Rev. D50 (1994) 5710

65. J. Engel, T. K. Gaisser, P. Lipari, and T. Stanev, Phys. Rev. D46 (1992) 5013

66. R. Engel, T. K. Gaisser, P. Lipari, and T. Stanev, Proc. 26 Int. Cosmic Ray Conf., Salt Lake City (USA), 1 (1999) 415

67. J. N. Capdevielle et al., Report KiK 4998 (1992), Kernforschungszentrum Karlsruhe

68. H. J. Drescher, M. Hladik, S. S. Ostapchenko, and K. Werner, J. Phys. G: Nucl. Part. Phys. 25 (1999) L91

69. W. R. Nelson, H. Hirayama, and D. W. O. Rogers, Report SLAC 265 (1985), Stanford Linear Accelerator Center

70. A. A. Lagutin, A. V. Plyasheshnikov, and V.V. Uchaikin, Proc. 16th Int. Cosmic Ray Conf., Kyoto (Japan), 7 (1979) 18.

71. R.I. Raikin, A.A. Lagutin, N. Inoue, A. Misaki. Mean Square Radius of EAS Electrons //Proc. of ICRC 2001, p.1-4.

72. J. N. Capdevielle. For KASCADE Collaboration, Proc. 22th Int. Cosmic Ray Conf., Dublin (Ireland), 4 (1991) 405

73. D. Heck, J. Knapp, J. N. Capdevielle, G. Shatz, and T. Thouw, Report FZKA 6019 (1998), Forschugszentrum Karlsruhe

74. F.A.Aharonian et. al. Astrophys. J. 342 (1998)379

75. A.M.Hillas et.al. Astrophys. J. 503 (1988) 744

76. R. M. Wagner et. al., "Observation of the Crab nebula with the MAGIC teleskope", 29th ICRC, Pune (2005)

77. Aharonian et al. Complex Spectral Variability from Intensive Multiwavelengh Monitoring of Mln 421 in 1998. // Astroph/0008505, 2000.

78. T. Bretz et al., Standard Analisys for The MAGIC telscope, in Proceedings of 28th ICRC.

79. R.K. Bock et al. Methods for multidimensional event classification: a case study using images from a Cherenkov gamma-ray telescope. NIM A 516 (2004) 51111,528

80. Thomas К. Gaisser, Cosmic Rays and Particle Physics, Cambridge University press 1990

81. O. Kalekin, K. Mase, N. Pavel, M. Shayduk. Calibration of the MAGIC Telescope Using Muon Ring Images //Proc. Of the 28th ICRC 2003 , Tsukuba (Japan), 2003.- pp. 2951-2954 a(Univ. Academic Press Inc.).

82. Шайдук, M.A. Цифровая проекционная рентгенография. Российский путь./ Е.А. Бабичев, С.Е. Бару и др.// Вестник "Радтех-Евразия", 2002, N1(11), с.145-153.

83. М. Traut, Т. Hengstebeck, Т. Jogier et al. Gamma Hadron Separation mit alternativen Parametern in der Berlin Magic Analyse.//Proc. of Deutsche Physikalische Gesellschaft, 2006, T.606.4, HG2-HS3, 1 p.

84. O. Kalekin, K. Mase, N. Pavel, M. Shayduk. Calibration of the MAGIC Telescope Using Muon Ring Images //Proc. Of the 28th ICRC 2003 , Tsukuba (Japan), 2003.- pp. 2951-2954 (Univ. Academic Press Inc.).

85. T. Hengstebeck, О. Kalekin, N. A. Pavel, M. Shayduk. Calibration of the MAGIC telescope using muon rings // Workshop on MAGIC software and analysis, Barcelona, 27 29 June 2002.

86. H. Bartko, M. Shayduk, Th.Schweizer, Th. Hengstebeck. Comparison of Signal Reconstruction Algorithms for the MAGIC Telescope // Report MAGIC Collab. TDAS-05-03, 2003.

87. Th. Hengstebeck, О. Kalekin, N.A. Pavel, M. Shayduk, Th. Schweizer. New Image Cleaning Method for the MAGIC Telescope

88. Report MAGIC Collab. TDAS-05-04, 2004.

89. O. Kalekin, Th. Hengstebeck, N. Pavel, M. Shayduk, Th. Schweizer. First Observation Results from the MAGIC Experiment and Perspectives for Future Developments //Report MAGIC Collab. TDAS-05-04, 2004.

90. F.Goebel, K.Mase, M. Shayduk a.al. Absolute energy scale calibration of the MAGIC telescope using muon images. //Proc. of the 29th International Cosmic Ray Conference (Pune, 2005), 2005 - 00, P.101.

91. Th. Hengstebeck, О. Kalekin, N.A. Pavel, M. Shayduk, Th. Schweizer. A new Image Cleaning Method for the MAGIC Telescope // Proc. of the 29th International Cosmic Ray Conference (Pune, 2005), 2005.

92. D. Mazin, N.Galante, F.Goebel, E.Lindfors, J.Lopez, M.Lopez, M.Shayduk, T.Schweizer. Observations of Mrk421 with the MAGIC Telescope. // Proc. of the 29th International Cosmic Ray Conference (Pune, 2005), 2005.

93. J.Albert I Fort, M.Shayduk at al. The MAGIC project: contributions to ICRC 2005. // Proc. of the 29th International Cosmic Ray Conference (Pune, 2005), 2005.

94. J.Albert I Fort at al. Physics and astrophysics with a ground-based gamma-ray telescope of low energy threshold. // Astroparticle Physics, 23, 2005, P.493-509

95. J. Albert, T. Bretz, J.A. Coarasa, D. Dorner, M. Shayduk a.a. Observations of Extra-galactic Sources with the MAGIC Telescope // Astroteilchenphysik in Deutschland,2005 (Zeuthen) 2005.

96. E. Aliu, M. Shayduk at al. Observation of the gamma-ray emission from the active calactic nucleus 1ES1959+650 using the MAGIC telescope // by MAGIC collaboration, August 2005.

97. Калекин О.P., Шайдук M.A. Альтернативный метод калибровки наземного гамма-телескопа MAGIC космическими мюонами. // Препринт АлтГУ, 2005/7, 16 с.

98. Шайдук М.А. Новый метод восстановления изображения для телескопа MAGIC // Препринт АлтГУ, 2005/8, 23 с.

99. М. Shayduk. MAGIC Observation of VHE gamma-Rays from HESS J1813-178/ J.Albert et al.//Astrophysical Journal Letters, vol. 637, January 20, L41, 2006

100. M. Shayduk. MAGIC Observation of Gamma Rays from Calactic Center/J.Albert et al.// Astrophysical Journal Letters, vol. 638, Feb. 20, L101, 2006

101. M. Shayduk. VHE Gamma-Ray Emission from 1ES 1959+650 /J.Albert et al.//Astrophysical Journal, vol. 639, March 10, p.761, 2006

102. M. Shayduk. Flux upper limit of gamma-ray emission by GRB050713a from MAGIC telescope observations /J.Albert et al.//arXiv: Astro-Ph/0602231, vol.1, 10 Feb.,2006

103. Shayduk, M. Gamma Hadron separation using a semianalitical model to fit the camera image of the MAGIC Telescope /T. Jogler, T. Hengstebeck, N. A. Pavel et al. // Proc. of Deutsche Physikalische Gesellschaft, 2006, T.606.6, HG2-HS3, 1 p.

104. F. Aharonian et. al., arXiv:astro-ph/06011545 vi 24 Jan 2006, 5 p.