MPE Jahresbericht 2002 / MPE Annual Report 2002

3.
Experimentelle Entwicklung und Projekte /
Experimental Development and Projects

3.4   Gamma-Astronomie / Gamma-Ray Astronomy

Der Höhepunkt des Jahres für die Gamma-Gruppe des Instituts war der Start der Gamma-Mission INTEGRAL (International Gamma-Ray Astrophysices Laboratory). Das MPE ist an diesem ESA-Projekt maßgeblich beteiligt: einerseits durch Entwicklung und Bau der Antikoinzidenz des Spektrometers SPI, andererseits durch Entwicklung von Software für die Datenauswertung. The highlight of the year for the institute's gamma-group was the launch of the gamma-mission INTEGRAL (International Gamma-Ray Astrophysics Laboratory). MPE is significantly involved in the project: both through development of the anticoincidence of the spectrometer SPI and through development of software for the data analysis.
Abb. 3-15: INTEGRAL, montiert auf der Spitze der PROTON-Rakete.

Fig. 3-15: INTEGRAL in flight configuration on top of the PROTON-rocket.

Abb. 3-16: Abbild der Eichquelle Cyg X-1, gemessen mit dem Spektrometer SPI.

Fig. 3-16: Image of the calibration source Cyg X-1, obtained by the spectrometer SPI.

Der Start von INTEGRAL fand am 17. Oktober 2002 von Baikonur aus statt (Abb. 3-15). Eine russische PROTON-Rakete brachte den Satelliten in die vorgesehene exzentrische 72-stündige Umlaufbahn mit einem Perigäum von 9000 km und einem Apogäum von 153000 km. In den ersten zwei Monaten der Mission wurden die Instrumente optimal eingestellt und mit Hilfe der Himmelsquelle Cyg X-1 geeicht. Die Eigenschaften des Spektrometers SPI entsprechen im wesentlichen den Erwartungen: Die Energieauflösung im Bereich um 1 MeV beträgt 2.5 keV FWHM, das Energiespektrum von Cyg X-1 ließ sich während einer 24-stündigen Beobachtung von etwa 25 bis 500 keV reproduzieren und der Ort der Quelle ließ sich bis auf eine Ungenauigkeit von 0.4 Bogenminuten bestimmen (Abb. 3-16). Während die Zählrate des Antikoinzidenz-Subsystems genau bei dem vorher errechneten Wert liegt (80000 Ereignisse pro sec.), ist die Zählrate der Germanium-Kamera etwa einen Faktor 2 über den Erwartungen (47 Ereignisse pro sec.). Daher wird bei den im Januar 2003 beginnenden astronomischen Beobachtungen nicht genau die angestrebte Empfindlichkeit des Teleskops erreicht werden können (40% Sensitivitäts-Verlust). Im Prinzip lässt sich der Verlust durch längere Beobachtungszeiten kompensieren. The launch of INTEGRAL took place on 17 October 2002 from Baikonur (Fig. 3-15). A Russian proton rocket brought the satellite into the required eccentric 72-hour orbit with a perigee of 9000 km and an apogee of 153000 km. In the first two months of the mission the instruments were optimally adjusted and calibrated on the celestial source Cyg X-1. The properties of the spectrometer SPI correspond generally with expectation: the energy resolution in the region around 1 MeV is 2.5 keV FWHM, and the energy spectrum of Cyg X-1 from 25 to 500 keV could be reproduced using a 24-hour observation, and the position of the source could be determined to an accuracy of 0.4 arcmin (Fig. 3-16). While the count-rate of the anticoincidence subsystem is exactly the expected value (80000 events per second), the count-rate of the Germanium camera is about a factor 2 above expectation (47 events per second). Hence for the astronomical observations beginning in January 2003 the hoped-for sensitivity will not be fully met (40% sensitivity loss). In principle the loss can be compensated by longer observation times.
Die Fähigkeit des Spektrometers SPI, Linienprofile mit bisher unerreichter Schärfe und Genauigkeit zu messen, wurde bereits 5 Tage nach dem Anschalten der Germanium-Kamera demonstriert, als am 10.11.02 durch einen solaren Protonen-Flare im Satelliten verschiedene Gammalinien erzeugt wurden, deren unterschiedlichen Profile von SPI gemessen wurden (Abb. 3-17). The potential of the spectrometer SPI to measure line-profiles with hitherto unobtainable sharpness and accuracy was demonstrated only 5 days after switch-on of the Germanium camera, when, on 10.11.02, several gamma-ray lines were produced within the satellite structure by a solar proton event, whose different profiles were measured by SPI (Fig. 3-17).
Abb. 3-17: Von SPI gemessenes Gammalinien-Spektrum während des solaren Protonen-Flares vom 10.11.02. Zu erkennen sind insbesondere verbreiterte Linien bei 2.21 MeV (27AL), 3.004 MeV (27AL) und 4.43 MeV (12C und 16O) und eine scharfe Linie bei 6.13 MeV (16O).

Fig. 3-17: Gamma-ray line spectrum measured by SPI during the solar proton event of 10.11.02. Especially recognizable are the broadened lines at 2.21 MeV (27Al), 3.004 MeV (27Al) and 4.43 MeV (12C and 16O) , and a narrow line at 6.13 MeV (16O).

Auch die Fähigkeit, mit Hilfe der Antikoinzidenz des Spektrometers Gamma-Bursts zu registrieren, wurde gleich am Anfang der Mission mehrfach demonstriert. Aus der gemessenen absoluten Zeit des Burst-Anfangs lässt sich im Rahmen des interplanetaren Networks (IPN) die Position der Burst-Quelle durch Triangulation errechnen (zum IPN gehören derzeit Ulysses, Konus, Mars Observer und INTEGRAL). Ab 2003 werden die Ergebnisse der INTEGRAL Mission die wissenschaftlichen Arbeiten der Gamma-Gruppe bestimmen. Die Arbeiten an COMPTEL-Daten werden damit wohl auslaufen. Also the potential to register gamma-ray-bursts with the anticoincidence of the spectrometer was demonstrated several times right at the start of the mission. From the measured absolute time of the start of the burst, the position of the burst source could be computed by triangulation using the interplanetary network (currently consisting of Ulysses, Konus, Mars Observer and INTEGRAL). From 2003 the INTEGRAL results will determine the scientific work of the gamma group. The work on COMPTEL data will therefore run down.
Die übrigen Aktivitäten in der Gamma-Gruppe galten im Berichtsjahr der Vorbereitung zukünftiger Missionen. Eine dieser Missionen ist GLAST, eine Mission der NASA, die die erfolgreichen Messungen von EGRET und BATSE auf dem Compton Gamma-Ray Observatory fortführen soll. GLAST besteht aus zwei Instrumenten, dem Large-Area Telescope (LAT) und dem GLAST-Burstmonitor (GBM). Das LAT soll Gammastrahlen bei hohen Energien messen. Ein Schwerpunkt vom LAT wird die Messung des hochenergetischen Nachleuchtens sein, wie es von EGRET bei einigen Gammabursts beobachtet wurde. Die Aufgabe des GBM ist es, diese Messungen zu niedrigen Energien hin zu erweitern. Während drei Wissenschaftler des Instituts als "Associate Investigators" am LAT beteiligt sind und Software für die Kalibrierung und die Auswertung der Daten entwickeln sowie Simulationen über den diffusen galaktischen Hintergrund durchführen werden, besteht beim GBM eine direkte Hardware-Beteiligung. So wird das MPE die Detektoren sowie die Nieder- und Hochspannungsversorgung des GBM bauen und liefern. The other activities of the gamma-group in the year of this report were devoted to the preparation of future missions. One of these missions is GLAST, a NASA mission, which will continue the successful measurements by EGRET and BATSE on the Compton Gamma-Ray Observatory. GLAST consists of two instruments, the Large Area Telescope (LAT) and the GLAST-Burst Monitor (GBM). The LAT will measure gamma-rays at high energies. A main objective of LAT will be the measurement of the high-energy afterglow which was observed for a few bursts by EGRET. The objective of the GBM is to extend these measurements to low energies. While three scientists from the institute are involved in LAT as "Associate Investigators", and are developing software for the calibration and analysis of the data as well as simulation of the diffuse Galactic emission, for the GBM we have a direct hardware involvement. Thus MPE will build and deliver the detectors and the low- and high-voltage power supplies.
Beide GLAST-Instrumente zusammen werden Energiespektren von Gammabursts über ~7 Energiedekaden (von ~10 keV bis ~500 GeV) messen. Damit wird man zum ersten Mal die hochenergetische Emission in Bezug zur niederenergetischen setzen können und die Energie Ep, bei der die maximale Emission eines Bursts stattfindet, genauer als bisher bestimmen können. Die Arbeiten am GBM konnten mit der Phase B fortgeführt werden. Der Entwurf der Detektoren und der Elektronik wurde verfeinert und im April beim PDR einem Expertengremium der NASA vorgestellt. Der Design des GBM wurde akzeptiert, so dass die Entwicklungsarbeiten weitergeführt werden konnten. The two GLAST instruments will measure the energy-spectra of gamma-ray bursts over ~7 decades of energy (from ~10 keV to ~500 GeV). Hence we will for the first time be able to determine the relation of high- to low-energy emission, and determine better than previously the energy Ep at which the maximum emission of a burst occurs. The work on the GBM was continued with Phase B. The design of the detectors and electronics was refined and presented to an expert panel of NASA at the PDR in April. The design of the GBM was accepted, so that the development work proceeds further.
Auch der geplante Satellit SWIFT, eine Kollaboration der USA, Großbritanniens, Italiens und Deutschlands, dient der Erforschung von Gamma-Ray Bursts. Der Start von SWIFT soll 2003 erfolgen. Er enthält 3 Instrumente: (i) einen GRB Detektor (BAT; 10-150 keV), (ii) ein Röntgenteleskop (JET-X Flugersatz-Instrument; 0.5-10 keV), und (iii) ein UV/optisches Teleskop (UVOT; 170-650 nm). The planned SWIFT satellite, a collaboration between USA, UK, Italy and Germany, should also help to investigate the largely not understood gamma-ray bursts. The launch of SWIFT is planned for the end of 2003. It consists of 3 instruments: (i) a GRB detector (BAT; 10-150 keV), (ii) a X-ray telescope (JET-X Flight space instrument; 0.5-10 keV) and (iii) an UV/optical telescope (UVOT; 170-650 nm).
Der BAT Detektor hat eine um einen Faktor ~5 höhere Empfindlichkeit als BATSE auf CGRO. Trotz seines kleineren Blickfeldes werden 150 bis 360 GRB Beobachtungen pro Jahr erwartet. Sobald der BAT Detektor einen GRB registriert hat, wird dessen Position am Himmel innerhalb von ca. 5 Sekunden bestimmt, und der ganze Satellit autonom so geschwenkt, dass das Röntgenteleskop und UVOT auf die GRB-Position ausgerichtet sind. Es ist das Ziel, mit diesen Teleskopen innerhalb von 30-50 Sekunden nach einem GRB mit den Nachfolgebeobachtungen zu beginnen. Das Röntgenteleskop wurde Mitte September bis Mitte Oktober 2002 einem end-to-end Test in der MPE-Panter Anlage unterzogen. The BAT detector has a ~5 times larger sensitivity than BATSE on CGRO. Despite its small field-of-view, between 150 and 360 GRB detections per year are expected. As soon as the BAT detector registers a GRB, its position will be determined within 5 seconds and the whole satellite autonomously re-oriented, so that the X-ray telescope and UVOT are pointed at the GRB position. The goal is to begin the follow-up observation with these telescopes 30-50 seconds after the GRB. The X-ray telescope was subjected to an end-to-end test in the MPE PANTER facility from mid-September to mid-October.
GROND (Gamma-Ray burst Optical and Near-infrared Detector) ist eine optisch/infrarote 7-Kanal Kamera zur schnellen Beobachtung von Gamma-Ray Bursts, die ab Ende 2003 mit dem GRB-Satelliten SWIFT gemessen werden. GROND soll permanent am MPG/
ESO 2.2m Teleskop auf La Silla (Chile) montiert werden, und innerhalb von ca. 10 Minuten nach einem GRB mit der Beobachtung beginnen. Das Gesichtsfeld beträgt ca. 9"x9". Durch simultane Photometrie in 4 optischen Bändern (Sloan g, r, i, z) und 3 infraroten Bändern (J, H, K) soll eine Serie von Breitbandspektren des GRB Nachleuchtens zwischen 10 min bis ca. 10 Stunden nach dem GRB aufgenommen werden. Damit lassen sich zwei wissenschaftliche Haupt-Themen untersuchen: (1) Eine schnelle Bestimmung der Rotverschiebung anhand der Ly-Kante. Das besondere Interesse liegt dabei in dem Auffinden von GRBs bei hohen Rotverschiebungen (z>5). Wenn dies schnell genug erfolgt, können noch in derselben Nacht spektroskopische Nachbeobachtungen an Teleskopen der 8m Klasse durchgeführt werden, und somit die Host-Galaxien in Absorption studiert werden. Damit ließen sich eine Reihe von kosmologisch interessanten Fragestellungen bearbeiten, wie z.B. die Entwicklung der Elementhäufigkeit und der Sternentstehungsrate, oder der Re-Ionisation des Universums. (2) Das Verfolgen der Änderung der Breitbandspektren entsprechend der Vorhersagen des Feuerball Szenarios, d.h. die Beobachtung des Durchganges des cooling breaks vom kurz- zum langwelligen Spektralbereich. Damit lassen sich die Energie des GRB sowie die Dichte der Umgebung bestimmen.
GROND (Gamma-Ray burst Optical and Near-infrared Detector) is an optical-infrared 7-channel camera for the fast observation of gamma-ray bursts which will be measured by the dedicated GRB satellite SWIFT from the end of 2003. GROND will be permanently mounted on the MPG/ESO 2.2 m telescope on La Silla (Chile), and begin the observation 10 minutes after a GRB. The field-of-view is 9"x9". By means of simultaneous photometry in 4 optical bands (Sloan g, r, i, z) and 3 infrared bands (J, H, K) a wide-band spectrum of the GRB afterglow from 10 minutes to about 10 hours after the GRB will be obtained. This will allow two scientific themes to be investigated: (1) A fast determination of the red shift on the basis of the Lyman edge. The special interest lies in the discovery of GRBs with high redshift (z>5). If this can be done fast enough, spectroscopic follow-up observation can be performed in the same night on an 8m class telescope, and hence the host galaxy studied in absorption. This will allow a range of cosmologically interesting questions to be addressed, for example the development of element abundances and the star-formation rate, or the re-ionisation of the Universe. (2) To follow the development of the wide-band spectrum correspon­ding to the predictions of the fireball scenario, i. e. the observation of the progression of the cooling break from the short to the long wavelength spectral region. This allows to determine the energy of the GRB as well as the density of the environment.
Im Laufe des vergangenen Jahres wurde das optische Design der Kamera entwickelt, und erste experimentelle Vorarbeiten begonnen. GROND wird in enger Zusammenarbeit mit der Thüringer Landessternwarte Tautenburg und der Sternwarte der Universität Bonn entwickelt und gebaut. The optical design of the camera was developed over the last year and the first experimental preparatory work was begun. GROND will be developed and built in close collaboration with the Thüringer Landes­sternwarte Tautenburg and the Observatory of Bonn University.
OPTIMA, unser optisches Hochgeschwindigkeits Photometer, wurde im Jahr 2002 in drei Messkampagnen eingesetzt. Das Gerät ist jetzt mit einem Polarimeter und einem 4-Farben Spektrographen ausgerüstet. Wir bereiten einen Umbau von OPTIMA vor, um zeitlich hochaufgelöste Beobachtungen des frühen optischen Nachleuchtens von Gammabursts, die von SWIFT getriggert werden, zu ermöglichen. Our optical fast timing photometer OPTIMA was used in three observational campaigns in 2002. The instrument is now equipped with a polarimeter and a 4-color spectrograph. We plan to rebuild OPTIMA to enable high time resolution observations of gamma ray bursts in the early optical afterglow phase, which are expected from the SWIFT satellite.
Neben den Aktivitäten für zukünftige Gammaburst-Detektoren werden seit Jahren Anstrengungen unternommen, ein Nachfolgeprojekt namens MEGA für den unteren Gammaenergiebereich (0.5-30 MeV, COMPTEL, INTEGRAL) bis zur Messgrenze von GLAST (ca. 50 MeV) zu realisieren. Der Prototyp des MEGA Teleskops wird jetzt für den Einsatz an einem Beschleuniger Eichstrahl und für einen Ballonflug im Juni/Juli 2003 vorbereitet. Eine neue robuste mechanische Struktur mit einer mobilen Temperaturkammer, die einen Betrieb bei konstanten Temperaturen (ca. 20°C) erlaubt, wurden installiert. Der primäre Spurdetektor (doppelseitige Si-Streifenzähler) von MEGA ist zu ca. 80% funktionstüchtig. Die 20 Module des CsI Kalorimeters, die Elektronik und Datenerfassung sind vollständig in Betrieb. Die Eichung der ca. 12000 einzelnen Detektorkanäle wurde mit radioaktiven Quellen durchgeführt und individuell ausgewertet. Entwicklung und Inbetriebnahme einer digitalen, programmierbaren Triggerelektronik war im Berichtsjahr eine zentrale Aufgabe. Die Entwicklung von MEGA wird mit umfangreichen Simulationsrechnungen begleitet. Eichmessungen am Gammastrahl der High-Intensity Gamma-Ray Source an der Duke University, NC in Kollaboration mit der University of New Hampshire und dem GSFC, NASA sind für die ersten Monate 2003 geplant. Der Eichstrahl hat eine. einstellbare Energie von ~1 bis 55 MeV und ist vollständig polarisiert. Es wird deshalb erstmals möglich sein, die polarimetrischen Eigenschaften von MEGA experimentell zu bestimmen. Um die Eigenschaften von MEGA in einer Strahlungsumgebung, die für eine niedrige Erdumlaufbahn repräsentativ ist, zu testen, bereiten wir einen Ballonflug für den MEGA Prototypen vor. Dazu wird der Gammadetektor noch mit einem Antikoinzidenzdetektor aus Plastikszintillator umge­ben, um die geladene kosmische Teilchen­strahlung zurückzuweisen. Der Ballonflug ist von der sizilianischen Ballonbasis Milo (Trapani) nach Arenosillo (Andalusien) im Juni/Juli 2003 geplant und wird vom "MEGABall Konsortium" durchgeführt. Parallel to the activities for future detectors of gamma ray bursts, the development of a new telescope for the low energy gamma-ray range, named MEGA, has been pursued for several years. The MEGA project is a successor for COMPTEL and INTEGRAL (0.5-30 MeV) and will cover energies up to the lower limit of GLAST (~ 50 MeV). A MEGA prototype telescope is now being readied for a beam test calibration and preparations for a balloon flight of the telescope in June/July 2003 are proceeding. The detector units are now installed in a new, robust mechanical support structure and are enclosed in a mobile air-conditioned chamber to control and stabilize the thermal operating conditions to a level of about 20°C. The primary detector of MEGA, a tracking chamber with a stack of double-sided Si strip detectors, is functional in about 80% of all channels. For the secondary detector, a finely segmented CsI calorimeter, the read-out electronics and data acquisition systems are fully functional. The calibration and evaluation of ~12000 individual detector channels was performed with radioactive sources. The development and implementation of a digital and programmable trigger unit was one of the central tasks in 2002. The MEGA hardware development is complemented with extensive simulation calculations. Beam calibrations at the High-Intensity Gamma-Ray Source of Duke University, NC in collaboration with the University of New Hampshire and GSFC, NASA are planned for the first months of 2003. The calibration beam features an adjustable energy from ~1 to 55 MeV and is completely polarized. It will thus be possible to verify experimentally the polarimetric properties of MEGA. In order to investigate the properties of MEGA in a natural cosmic-ray background, representative of a near earth orbit, we are preparing a balloon flight of the prototype. The gamma-ray detector will then be encased in an anticoincidence shield made of plastic scintillator to reject charged cosmic ray particles. The balloon flight is foreseen from the Sicilian base in Milo (Trapani, Italy) to Arenosillo (Andalusia, Spain) in June/July 2003 and will be performed by the "MEGABall consortium".
Das GRO-Projekt COMPTEL wird durch Mittel der DARA/DLR geför­dert unter 50.QV.90968. INTEGRAL wird von der DLR unter 50.OG.9503.0, und der GLAST-Burst-Monitor unter 50.QV.0003 gefördert. Wir wurden aus Mitteln der Verbundforschung unterstützt (50.OR.9701.4). The GRO project COMPTEL is supported by DARA/DLR under 50.QV.90968. INTEGRAL is supported by DLR under 50.OG.9503.0 and the GLAST Burst Monitor under 50.QV.0003. We have received support from the Verbundforschung (50.OR.9701.4).

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