Forschungsbericht 2005 - Max-Planck-Institut für Physik

Gamma-Astronomie mit dem MAGIC-Teleskop

Gamma Astronomy with the MAGIC Telescope

Autoren
Bartko, H.; Bock, R. K.; Coarasa, J. A.; Garczarczyk, M.; Goebel, F.; Hayashida, M.; Hose, J.; Liebing, P.; Lorenz, E.; Majumdar, P.; Mase, K.; Mazin, D.; Mirzoyan, R.; Mizobuchi, S.; Otte, N.; Paneque, D.; Rudert, A.; Sawallisch, P.; Shinozaki, K.; Stipp, A.-L.; Teshima, M.; Tonello, N.; Wagner, R. M.; Wittek, W.
Abteilungen

Experimentelle Astroteilchenphysik (Prof. Teshima) (Dr. (Univ. Kyoto) Masahiro Teshima)
MPI für Physik, München

Zusammenfassung
Das MAGIC (Major Atmospheric Gamma-ray Imaging Cherenkov)-Teleskop ist ein neues abbildendes Cherenkov-Teleskop auf der Kanarischen Insel La Palma. Es dient dem erdgebundenen Nachweis von hochenergetischer Gammastrahlung aus dem Universum. Ziel des MAGIC-Teleskops ist es, den bisher unbeobachtbaren Energiebereich der elektromagnetischen Strahlung zwischen 30 und 300 GeV zu erforschen. Beobachtungsobjekte sind u.a. Aktive Galaktische Kerne, Supernovaüberreste, Neutronensterne und Schwarze Löcher. Darüber hinaus können die Messungen dazu beitragen, die mysteriösen Gammastrahlungsausbrüche und die rätselhafte Dunkle Materie besser zu verstehen.
Summary
The MAGIC (Major Atmospheric Gamma-ray Imaging Cherenkov) telescope is a new imaging Cherenkov telescope on the Canary island La Palma. Its purpose is the ground-based detection of high energy cosmic gamma radiation. MAGIC aims to cover the unexplored part of the electromagnetic spectrum between 30 and 300 GeV. Important objects of observation are Active Galactic Nuclei (AGN), supernova remnants, neutron stars and black holes. Further research topics are the nature of the mysterious gamma ray bursts and the search for dark matter particles.

Das Weltall im Licht hochenergetischer Gammastrahlung

Für Jahrtausende hat sich die Astronomie hauptsächlich auf die Beobachtungen der Himmelskörper im sichtbaren Licht beschränkt. Dieses macht aber nur einen kleinen Teil des Spektrums der elektromagnetischen Strahlung aus. Seit der Mitte des 20. Jahrhunderts wurden durch den technischen Fortschritt Beobachtungen in weiteren Wellenlängenbereichen möglich, die für das menschliche Auge unsichtbar sind: Radiowellen, infrarotes und ultraviolettes Licht, Röntgen- und Gammastrahlen. Die Erdatmosphäre absorbiert die kosmischen Röntgen- und Gammastrahlen, was teure Satellitenteleskope erfordert. Auf Grund ihrer beschränkten Größe sind diese bisher aber nur für Gammaenergien bis ca. 20 GeV sensitiv.

Die Entwicklung der abbildenden Cherenkov-Teleskope (Cherenkov Teleskope der 2. Generation) erlaubte ab ca. 1990 erstmals Beobachtungen von sehr hochenergetischer Gammastrahlung im Energiebereich über ca. 300 GeV. Das Ziel des MAGIC (Major Atmospheric Gamma-ray Imaging Cherenkov) Teleskops ist es nun, auch den Bereich zwischen 30 GeV und 300 GeV für Beobachtungen zugänglich zu machen. Dieser Energiebereich ist besonders interessant, da unterhalb von 30 GeV ca. 300 Quellen von Gamma-Strahlung bekannt sind, während oberhalb von 300 GeV lediglich ein paar Dutzend solcher Quellen nachgewiesen wurden. Dies legt die Schlußfolgerung nahe, dass das Energiespektrum vieler Quellen im Bereich 30 GeV – 300 GeV abbricht. Ein Grund hierfür könnte die Absorption durch die intergalaktische Hintergrundstrahlung sein, welche für weit entfernte Quellen mit zunehmender Energie immer stärker wird.

Kein Himmelskörper ist heiß genug, um die beobachtete hochenergetische kosmische Gammastrahlung als Wärmestrahlung abzustrahlen. Diese entsteht vielmehr in extremen dynamischen Prozessen im Universum. Bislang wurden Überreste von Supernovae (explodierten Sternen) in unserer Galaxis und Aktive Galaktische Kerne (supermassive Schwarze Löcher im Zentrum von anderen Galaxien) als Quellen beobachtet. Außerdem gibt es theoretische Voraussagen, dass sich die Energiespektren von Pulsaren und der mysteriösen Gammastrahlungsausbrüche bis zu sehr hohen Energien erstrecken. Das Design von MAGIC ist dahingehend optimiert, die sporadisch und nur sehr kurzzeitig auftretenden Gammastrahlungsausbrüche beobachten zu können.

1. Das MAGIC- Teleskop

Das MAGIC-Teleskop wird betrieben in Zusammenarbeit von fast 150 Physikern aus 16 Instituten in 9 Ländern, darunter Italien, Spanien, Schweiz und USA. Eine zentrale Rolle dabei übernimmt das Max-Planck-Institut für Physik in München. Aus Deutschland sind weiterhin die Universitäten in Berlin, Dortmund und Würzburg beteiligt.

MAGIC ist ein so genanntes abbildendes Cherenkov-Teleskop und befindet sich in 2200 m Höhe auf der Kanarischen Insel La Palma. Es ist in seiner jetzigen Ausbaustufe sensitiv für die elektromagnetische Strahlung bei sehr hohen Energien von ca. 50 GeV bis über 30 TeV. Die Gammaastronomie mit Cherenkov-Teleskopen wird in Referenz [1] eingehend behandelt.

Abbildung 1 zeigt das MAGIC Teleskop. Die Gesamt-Spiegelfläche beträgt 240 m2, entsprechend einem Durchmesser des Reflektors von 17m. Die Kamera des MAGIC Teleskops besteht aus einer dicht gepackten Matrix von Photomultipliern, welche das Cherenkov Licht registrieren. Sie wird von einer äußerst schnellen Elektronik ausgelesen: Für die Bilder der Luftschauer sind Belichtungszeiten von einer hundertmillionstel Sekunde notwendig. Durch Analyse der Form und der Orientierung der Schauerbilder können die Luftschauer der kosmischen Gammaquanten sehr effizient vom Hintergrund (vor allem Schauer der geladenen kosmischen Strahlung) unterschieden werden. Aus der Gesamthelligkeit des Luftschauers wird die Energie des Gammas abgeschätzt. Die Trigger-Energieschwelle des MAGIC-Teleskops liegt in der ersten Ausbaustufe bei ca. 50 GeV. Die Winkelauflösung beträgt ca. 0,1 Grad. Weitere Informationen über das MAGIC Teleskop sind in Referenz [2] enthalten.

Die Einweihung des Teleskops fand Ende 2003 statt, worauf das neue Teleskop für ein Jahr ausgedehnten Tests unterzogen wurde. 2004 wurden die ersten wissenschaftlichen Beobachtungen durchgeführt und Anfang 2005 startete die erste reguläre Beobachtungsperiode des MAGIC Teleskops.

Insgesamt gibt es weltweit vier große Cherenkov-Teleskope der neuesten Generation: CANGAROO (Australien), HESS (Namibia), MAGIC (La Palma) und VERITAS (USA). Das Max-Planck-Institut für Kernphysik in Heidelberg ist wesentlich am HESS Teleskop beteiligt. Die unterschiedlichen Positionierungen der Teleskope auf der Nord- (MAGIC) und Südhalbkugel (HESS) erlauben es den Max-Planck-Forschern, beide Hälften des Himmels optimal zu beobachten.

Das MAGIC-Teleskop.

2. Physikalische Fragestellungen und Ergebnisse des MAGIC-Teleskops:

Mit dem MAGIC-Teleskop werden, ähnlich wie mit herkömmlichen Cherenkov-Teleskopen, vor allem die Beschleunigungsmechanismen sehr hochenergetischer Teilchen in den verschiedenen Quelltypen untersucht. Durch die Optimierung des MAGIC-Teleskops für eine kleine Energieschwelle wird jedoch ein wesentlich größerer Teil des Weltalls für Beobachtungen zugänglich (Rotverschiebungen bis zu z=2 im Vergleich zu z

Die schnelle Ausrichtbarkeit des Teleskops durch dessen Leichtbauweise erlaubt die Beobachtung von spontan auftretenden kurzzeitigen Ereignissen, beispielsweise von Gammastrahlenblitzen.

2.1. Aktive Galaktische Kerne

Zu den leuchtkräftigsten Quellen von Gammastrahlung zählen die so genannten Aktiven Galaktischen Kerne (AGN). Es handelt sich hier um super-massive Schwarze Löcher von mehr als 106 Sonnenmassen im Zentrum großer Galaxien. Durch den Einfall von Materie aus der Umgebung bildet sich eine dünne Schicht (Akkretionsscheibe) heißen Plasmas, welches sich auf Spiralbahnen auf das Schwarze Loch zu bewegt. An den AGNs werden oft zwei entgegengesetzt zueinander gerichtete stark kollimierte Materieausflüsse, so genannte Jets, beobachtet. Eine spezielle Klasse der AGNs, die so genannten Blazare, zeichnet sich dadurch aus, dass ihre Jetachse ungefähr auf die Erde weist. Messungen der Gammastrahlung von AGNs liefern Informationen über die Zusammensetzung und die Vorgänge in den Jets und geben Hinweise darüber, wie Gravitationsenergie in der Umgebung des Schwarzen Lochs oder Rotationsenergie des Schwarzen Lochs in Strahlungsenergie umgewandelt wird.

Offen ist die Frage, ob die Gammastrahlung im TeV-Bereich auf beschleunigte Protonen oder Elektronen zurückzuführen ist. Im ersten Fall würden Protonen auf Energien bis zu 1017eV beschleunigt, welche durch Wechselwirkung mit Protonen in der Umgebung (z. B. Molekülwolken) unter anderem intensiv neutrale Pi-Mesonen erzeugen. Diese zerfallen in je zwei Gammas. In diesem Fall wären die AGNs auch für einen großen Teil der kosmischen Strahlung verantwortlich. Im zweiten Fall würden Elektronen auf einige hundert TeV beschleunigt. Diese strahlen selbst in den kleinen interstellaren Magnetfeldern intensive Synchrotronstrahlung vom Radio- bis in den Röntgenbereich ab. Dieselben Elektronen wechselwirken mit der Synchrotronstrahlung oder anderen niederenergetischen Photonen und erzeugen durch den inversen Compton-Effekt die beobachteten TeV-Gammas. Messungen der Photonspektren im TeV Bereich und deren Korrelation mit den Spektren im Röntgenbereich (keV) können helfen, zwischen den beiden Ansätzen, Proton- oder Elektronbeschleuningung zu unterscheiden.

Bislang wurden mit MAGIC vier bekannte AGNs beobachtet (Mrk421, Mrk501, 1ES1959+650, 1ES2344+514), sowie der AGN 1ES1218+304 neu entdeckt [4-6]. Dieser ist der am zweit weitesten entfernte AGN, der in hochenergetischen Gammastrahlen beobachtet werden konnte. Seine Rotverschiebung von 0.182 entspricht einer Entfernung von ca. 2.5 Milliarden Lichtjahren. Der AGN 1ES1218+304 wurde im Januar 2005 für ca. 8 Stunden beobachtet. Gammastrahlung in einem Energiebereich über 100 GeV wurde mit einer Signifikanz von 6 Standardabweichungen nachgewiesen. Die Quelle zeigt ein zu hohen Gammaenergien steil abfallendes Energiespektrum, was die Bedeutung einer niedrigen Energieschwelle für die Beobachtung unterstreicht. Abbildung 2 zeigt ein Bild von 1ES1218+304 in hochenergetischen Gammastrahlen und das vorläufige Energiespektrum.

Links: Bild des neu entdeckten Blazars 1ES1218+304 in hochenergetischen Gammastrahlen. Rechts: Das Spektrum der Gammastrahlung (Gamma-Teilchen pro Energieintervall, pro Flaecheneinheit und pro Zeit als Funktion der Energie des Gamma-Teilchens).

Ein für uns ganz besonderer - wenn auch nicht aktiver - galaktischer Kern ist das Zentrum unserer eigenen Galaxie, der Milchstraße. Dort gibt es ein supermassives Schwarzes Loch, und beim Fall von Materie auf dieses schwarze Loch könnte auch hochenergetische Gammastrahlung erzeugt werden. In der Tat wurde 2004 Gammastrahlung aus der Richtung des Galaktischen Zentrums entdeckt, doch konnte bislang die Natur der Quelle noch nicht bestimmt werden. MAGIC hat 2005 das Galaktische Zentrum beobachtet und wertvolle Daten für die Bestimmung und Modellierung der Quelle geliefert [7]. Abbildung 3 zeigt ein Bild des Galaktischen Zentrums in hochenergetischen Gammastrahlen überlagert mit den Konturen der Radioemission.

Das Bild des Zentrums unserer Milchstraße in hochenergetischen Gammastrahlen (links). Die grünen Konturen zeigen die Radioemission, gemessen von LaRosa (2000). Rechts: Das Spektrum der Gammaemission im Vergleich zu der Messung des HESS-Teleskops und dem Spektrum des Krebsnebels.

2.2. Die extragalaktische Hintergrundstrahlung im Infrarot-Bereich

Gammastrahlen im TeV-Bereich können nicht von beliebig weit entfernten Quellen beobachtet werden, da sie auf ihrem Weg zur Erde durch Wechselwirkung mit der extragalaktischen Hintergrundstrahlung vom UV bis zum fernen Infrarot-Bereich absorbiert werden. Die Wechselwirkung erfolgt unter Bildung eines Elektron-Positron-Paars. Bei bekannter Dichte der Hintergrundstrahlung ergibt sich eine maximale Distanz beobachtbarer TeV-Gamma-Quellen. Umgekehrt können aus der Beobachtung der TeV-Gamma-Strahlung von Quellen bekannter Entfernung obere Grenzen für die Dichte der Hintergrundstrahlung angegeben werden. Dies ist deshalb von Bedeutung, da direkte Messungen der Hintergrundstrahlung im infraroten Spektralbereich wegen des Streulichts aus dem Sonnensystem und wegen der Eigenstrahlung unserer Galaxie sehr schwierig sind. Die extragalaktische Hintergrundstrahlung ist ihrerseits von großem Interesse, da sie entscheidende Informationen über die Sternentwicklung im frühen Universum liefert.

Für die Untersuchung der extragalaktischen Hintergrundstrahlung sind vor allem die weit entfernten Quellen von besonderer Bedeutung: Gamma-Quanten dieser Quellen sind auf ihrem Weg zur Erde Milliarden von Lichtjahren unterwegs. Abbildung 4 zeigt das gemessene Spektrum des AGNs 1ES1218+304 zusammen mit dem absorptions-korrigierten intrinsischen Spektrum. Das auf der Erde gemessene Spektrum ist das Resultat der Faltung des intrinsischen Spektrums der Quelle mit der energieabhängigen Absorption durch das intergalaktische Hintergrundlicht. Die Beiträge des intrinsischen Spektrums und der Absorption zum gemessenen Spektrum kann man nur statistisch durch die Beobachtung einer Vielzahl weit entfernter Quellen trennen. Trotzdem ist es möglich, unter bestimmten allgemeinen Annahmen (z.B. dass der intrinsische Fluss der Quelle nicht mit höherer Energie zunehmen soll) Aussagen über das intergalaktische Hintergrundlicht zu treffen und Schranken an dessen Intensität anzugeben.

Die gemessene (measured) und das rekonstruierte intrinsische (intrinsic; entfaltet mit einer möglichen Energiedichte des extragalaktischen Hintergrundlichtes) spektrale Energiedichte des Blazars 1ES1218+304 (Gamma-Teilchen pro Energieintervall pro Flaecheneinheit und pro Zeit mal Energie zum Quadrat als Funktion der Energie der Gamma-Teilchen). Die entfaltete spektrale Energiedichte folgt einem Potenzgesetz mit Exponent 0.77+/-0.38.

2.3. Gammastrahlenblitze

Gamma-Strahlungs-Blitze (GRB) sind seit ihrer Entdeckung vor mehr als 30 Jahren zu Tausenden beobachtet worden. Trotzdem sind die für sie verantwortlichen Prozesse noch größtenteils unbekannt. Im Satelliten-Experiment EGRET wurde Gammastrahlung von einem GRB bis zu 18 GeV gemessen. Der Nachweis von Gammastrahlung um 100 GeV würde wesentlich zum Verständnis der GRBs beitragen, da sie nur in einem Teil der Modelle vorhergesagt wird.

Der Nachweis der hochenergetischen Gammastrahlung von GRBs ist in mehrfacher Hinsicht von Bedeutung: Er liefert wertvolle Information über den Strahlungsmechanismus. Weiterhin sagt er etwas über die maximale Entfernung der GRBs aus, da TeV-Gammas mit zunehmender Entfernung durch die Infrarot-Hintergrundstrahlung absorbiert werden. Schließlich trägt der Nachweis zur genauen Ortsbestimmung der GRBs und zu deren Identifizierung mit bekannten Quellen bei. Außerdem könnten die Korrelation der zu erwartenden schnellen hochenergetischen Gammafluss-Variationen der GRBs mit den Variationen des Flusses bei niedrigeren Energien einen Test für die Unabhängigkeit der Lichtgeschwindigkeit von der Frequenz liefern. Einige Modelle für die Quantengravitation sagen genau eine solche Abhängigkeit voraus.

Durch die Leichtbauweise des MAGIC-Teleskops und das leistungsfähige Antriebssystem kann der Spiegel in weniger als 40 Sekunden auf jeden Punkt des Himmels ausgerichtet werden. Am 13. Juli 2005 wurde, ausgelöst durch den Alarm einer Satellitenbeobachtung, das Teleskop schnell ausgerichtet und erstmals die Phase der prompten Emission des GRBs in sehr hochenergetischen Gammastrahlen beobachtet. Abbildung 5 zeigt die Lichtkurve des GRB 050713a in Röntgenstrahlen (aufgenommen mit dem Swift- Satelliten) und in hochenergetischen Gammastrahlen, aufgenommen mit dem MAGIC Teleskop. Man sieht in den MAGIC-Daten keine signifikante Gammastrahlung oberhalb von 175 GeV (die relativ hohe Energieschwelle ist durch die Beobachtung bei einem hohen Zenitwinkel von ca. 50 Grad verursacht).

Lichtkurve des GRB 050713a in Röntgenstrahlen gemessen mit dem Swift-Satelliten (schwarze Linie) und in hochenergetischen Gammastrahlen gemessen mit MAGIC (blaue Punkte). Die linke Ordinate zeigt die Skale des gemessenen Röntgenstrahlung und die rechte Ordinate die Skale der Gammastrahlung.

2.4. Supernova Überreste - Ursprung der kosmischen Strahlung?

Die Erde ist einem kontinuierlichen Fluss hochenergetischer Strahlung aus dem Weltraum ausgesetzt. Diese Strahlung besteht zum überwiegenden Teil aus positiv geladenen Atomkernen und zu einem kleinen Teil aus Elektronen, Positronen, Photonen und Neutrinos. Das Energiespektrum dieser Kosmischen Strahlung erstreckt sich mindestens bis zu 1020 eV, einer Energie, die mit irdischen Beschleunigern nicht erreichbar ist. Obwohl die Kosmische Strahlung seit 1912 bekannt ist und seither intensiv untersucht wird, sind ihre Quellen noch immer nicht eindeutig identifiziert. Interessante Fragestellungen sind, welches die Quellen der Kosmischen Strahlung und welches die Mechanismen der Teilchenbeschleunigung sind.

Aufgrund der Ablenkung durch intragalaktische und extragalaktische Magnetfelder ist die geladene Komponente der Kosmischen Strahlung diffus. Sie ist deshalb nicht geeignet, die Quellen der Kosmischen Strahlung zu identifizieren. Direkte Informationen über Richtung und Ausdehnung der Quellen liefern hingegen Gammaquanten und Neutrinos, die auf ihrem Weg zur Erde nicht von ihrer Bewegungsrichtung abgelenkt werden.

Die kosmischen Teilchen mit Energien unterhalb von 1 GeV stammen vorwiegend aus der Sonne. Die Teilchen mit höherer Energie (bis ~1016 eV) sind vorwiegend galaktischen Ursprungs. Seit Jahrzehnten werden als mögliche Quellen und Beschleunigungsorte der galaktischen kosmischen Strahlung Supernovaüberreste (SNR) angesehen. Falls dies zutrifft, sollten diese auch Quellen hochenergetischer Gamma-Strahlung sein, die bei der Wechselwirkung der beschleunigten Teilchen (Elektronen und Hadronen) mit dem Strahlungsfeld in der Nähe der Quelle entstehen. Dies ist eine der Motivationen für die Untersuchung von Supernovaüberresten.

Mit dem MAGIC-Teleskop wurden bislang zwei Supernova Überreste des so genannten Schalentyps (HESS J 1813-17.8 und HESS J 1834-08.7) beobachtet [8]. Abbildung 6 zeigt den Supernova-Überrest HESS J 1813-17.8 im Licht der hochenergetischen Gammastrahlung. Besonders interessant ist die gute örtliche Übereinstimmung der Gammaquelle mit einer schalenförmigen Quelle im Radio- und Röntgenbereich.

Bild des Supernova-Überrests HESS J 1813-178 in hochenergetischen Gammastrahlen. Die grünen und schwarzen Linien zeigen Konturen von Röntgen- und Radiodaten des Supernova- Überrests (Brogan et al. 2005). Die Abszisse zeigt die Rektaszension (Ra) in Stunden und die Ordinate die Deklination (Dec) in Grad. Der weisse Kreis gibt die Auflösung des MAGIC Teleskops an.

Darüber hinaus gibt es einen zweiten Typ von Supernova-Überresten, die Pulsar-Wind-Nebel. Ein bedeutender Vertreter ist der Krebsnebel. Er ist die erste Quelle, für die hochenergetische Gamma-Strahlung nachgewiesen wurde. Der Krebsnebel weist einen zeitlich konstanten und verhältnismäßig hohen Fluss auf. Daher ist er eine hervorragende Quelle für die Kalibration von Cherenkov-Teleskopen [9].

2.5. Pulsare

Pulsare sind rotierende Neutronensterne, die Überreste kollabierter ausgebrannter Sterne. Sie haben typische Radien von nur 10 km und trotzdem eine Masse vergleichbar mit der unserer Sonne. Pulsare drehen sich schnell (hunderte Male pro Sekunde) und mit hoher Ganggenauigkeit um ihre Achse. Diese Neutronensterne erzeugen in ihrer Umgebung extrem hohe magnetische Felder. Die schnelle Rotation in Verbindung mit den hohen Magnetfeldern ruft eine gepulste elektromagnetische Strahlung hervor, die bislang in allen Spektralbereichen von Radio- bis zu Gammastrahlung unterhalb von 10 GeV beobachtet wurde. Eine spannende Frage ist, ob diese gepulste Gammastrahlung sich bis in den Energiebereich von MAGIC fortsetzt, oder ob sie bei einer bestimmten Energie abbricht: Zwei konkurrierende Modelle für die Gammaemission (so genannte „polar cap“ bzw. „outer gap“ Modelle) sagen die Emission von Gammastrahlung bis zu 10 bzw. 80 GeV voraus. Entsprechende Beobachtungen können wesentlich zum theoretischen Verständnis der Strahlungsemission beitragen.

MAGIC hat die ersten Daten genommen, welche gerade auf eine schwache gepulste Komponente der hochenergetischen Gammastrahlung hin untersucht werden. Gleichzeitig kann MAGIC auch die gepulste Lichtkurve im optischen Bereich messen. Dies bietet eine perfekte Möglichkeit, die genaue Phasenbeziehung zwischen der optischen und der hochenergetischen Gammastrahlung zu untersuchen. Abbildung 7 zeigt die gemessene gepulste Lichtkurve des Krebsnebels im optischen Bereich.

Zwei Perioden der optische Pulsation des Krebsnebels gemessen mit dem MAGIC-Teleskop.

2.6. Suche nach der Dunklen Materie

Neben den sichtbaren Sternen und Galaxien hat das Universum auch eine „dunkle“ Seite: Ca. ¾ der gesamten Materie des Universums ist „dunkel“, kann also nicht direkt beobachtet werden, sondern konnte bisher nur auf Grund ihrer Gravitationswirkung nachgewiesen werden. Noch erstaunlicher ist die Erkenntnis, dass die dunkle Materie nicht aus den gleichen Teilchen wie die beobachtbare Materie aufgebaut sein kann. Vielmehr muss die dunkle Materie aus bisher unbekannten nicht-baryonischen Teilchen bestehen. Einige Theorien sagen voraus, dass diese Teilchen mit geringer Wahrscheinlichkeit in zwei Gammaquanten zerstrahlen können, wenn zwei dieser Teilchen zusammenstoßen. Die Beobachtung und Identifizierung dieser Annihilationsprodukte der Dunklen Materie wäre ein Meilenstein für die Astrophysik und Kosmologie. Allerdings sind die erwarteten Flüsse sehr gering.

3. MAGIC II: Das zweite MAGIC-Cherenkov-Teleskop auf La Palma

Zurzeit befindet sich ein zweites MAGIC-Teleskop (in einem Abstand von ca. 85 m von MAGIC I) auf La Palma im Bau. Abbildung 8 zeigt den Stand der Installation im Dezember 2005. Die Inbetriebnahme ist für Anfang 2007 vorgesehen. Die gemeinsame stereoskopische Beobachtung der Luftschauer durch beide Teleskope wird zu einer Steigerung der Empfindlichkeit führen. Insbesondere die Winkel- und Energieauflösung werden verbessert werden.

Im zweiten MAGIC-Teleskop ist der Einsatz neuer hochempfindlicher Photomultiplier und eventuell hybrider Photomultiplier geplant, welche am MPI mitentwickelt wurden. Mit ihrer Hilfe kann eine weitere Senkung der Energieschwelle erreicht werden.

Für 2007 ist der Start des GLAST-Satelliten- Teleskops geplant, welches für Gammastrahlung bis über 100 GeV empfindlich sein wird. Die gemeinsame Beobachtung von MAGIC und GLAST wird eine wechselseitige genaue Kalibration beider Instrumente ermöglichen. Die gemeinsam gemessenen Spektren können sich über mehr als fünf Größenordnungen erstrecken.

Das zweite MAGIC-Teleskop im Bau (Dezember 2005).

Originalveröffentlichungen

1.
E. Lorenz
Very High Energy Gamma Ray Astronomy
Nuclear Physics Proceedings Supplements 114, 217-232 (2003).
2.
C. Baixeras et al. (MAGIC Kollaboration)
Commissioning and first tests of the MAGIC telescope
Nuclear Instruments and Methods in Physics Research A518, 188-192 (2004).
3.
J. Albert et al. (MAGIC Kollaboration)
Physics and Astrophysics with a ground-based gamma-ray telescope of low energy threshold
Astroparticle Physics 23, 493-509 (2005).
4.
J. Albert et al. (MAGIC Kollaboration)
Observation of VHE gamma-ray emission from the Active Galactic Nucleus 1ES1959+650 using the MAGIC telecope
Astrophy. J., im Druck, astro-ph/0508543.
5.
D. Mazin et al. (MAGIC Kollaboration)
Observations of Mrk421 with the MAGIC telescope
Proc. der 29. ICRC, Pune, Indien (2005), im Druck, astro-ph/0508244.
6.
M. Meyer et al. (MAGIC Kollaboration)
MAGIC observations of high-peaked BL Lac objects
Proc. der 29. ICRC, Pune, Indien (2005), im Druck, astro-ph/0508244.
7.
J. Albert et al. (MAGIC Kollaboration)
Observation of Gamma Rays from the Galactic Center with the MAGIC Telescope
Astrophysical Journal Letters 638, 101-105 (2006).
8.
J. Albert et al. (MAGIC Kollaboration)
MAGIC observations of very high energy gamma-rays from HESS J1813-178
Astrophysical Journal Letters 637, 41-45 (2006).
9.
R. M. Wagner et al. (MAGIC Kollaboration)
Observations of the Crab nebula with the MAGIC telescope.
Proc. Der 29. ICRC, Pune, Indien, im Druck, astro-ph/0508244.
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