Searching for Anisotropies in the Arrival Directions of Electromagnetic Air Showers at TeV energies with H.E.S.S.

Abstract

The measurements of cosmic-ray electrons and positrons with PAMELA (Adriani et al. 2009), Fermi-LAT (Ackermann et al. 2012) and AMS-02 (Aguilar et al. 2013) have established the existence of an additional component of cosmic-ray positrons below 200 GeV. The origin of this additional component has not been clearly resolved. Two possible scenarios are mainly considered. In the first case positrons and electrons are accelerated in a nearby source (or a few sources) for example a pulsar or (aged) shell-type supernova remnant (e.g. di Bernardo et al. 2011). In the second scenario they are produced by self-annihilating or decaying dark matter (DM) (e.g. Borriello et al. 2012). In both scenarios anisotropies in the arrival directions of cosmic-ray electrons of different magnitudes are expected. The measurement or constraint of these anisotropies, therefore, serves as a valuable tool to unravel electron production scenarios and investigate propagation models of charged particles in the local Galactic environment. In this study one of the first searches for such anisotropies with a ground based Imaging Atmospheric Cherenkov Telescope (IACT) was performed. The analysis is based on an unprecedented data set of 1178 hours of high quality data taken with the H.E.S.S. telescopes located in Namibia. These events were analyzed at energies above 600 GeV using an advanced image analysis and gamma/hadron separation (de Naurois and Rolland 2009) technique. Systematic effects in the data were quantified and minimized employing a unique approach taking advantage of the large amount of hadronic background events available. Several different large-scale anisotropy models employing spherical harmonic functions up to the hexadecapole were fit to the data in an energy range between 0.64 and 1.04 TeV. None of these models was able to explain the measured electron arrival rates well. Two conclusions were drawn from extensive statistical and systematic studies. First, the characteristics of cosmic ray electron arrival rate fluctuations (relative standard deviation of 34 %) differs significantly from the arrival rate scatter found in hadronic background events (relative standard deviation of 8 %). Second, the fluctuations of electron arrival rates are dominant at angular scales significantly smaller than the hexadecapole (l = 4). An upper limit on the dipole amplitude in the arrival directions of cosmic-ray electrons was derived. Due to the irregular exposure available in the different directions of the sky the upper limits vary between 2.5% and 56% over the sky. These are the first upper limits at TeV energies. Additionally, an upper limit on the cosmic-ray electron spectrum is presented at energies up to 14 TeV. This measurement accesses an energy range, where no measurement of the cosmic-ray electron spectrum was previously possible. Even an upper limit at these energies puts considerable constraints on models of cosmic-ray electron acceleration and propagation.

Messungen kosmischer Elektronen und Positronen mit PAMELA (Adriani et al. 2009), Fermi-LAT (Ackermann et al. 2012) und AMS-02 (Aguilar et al. 2013) haben die Existenz einer zusätzlichen Positron-Komponente unterhalb von 200 GeV nachgewiesen, deren Herkunft bisher unklar ist. Zwei unterschiedliche Szenarien werden aktuell am häufigsten diskutiert. Im ersten Fall werden Positronen und Elektronen von einem (oder einigen wenigen) sehr nahen kosmischen Beschleuniger z.B. einem Pulsar oder einem gealterten Supernovaüberrest des Schalentyps beschleunigt (z.B. di Bernardo et al. 2011). Im zweiten Fall werden sie von selbstannihilierender oder zerfallender dunkler Materie (DM) erzeugt (z.B. Borriello et al. 2012). In beiden Szenarien wird eine Anisotropie in der Verteilung der Ankunftsrichtungen der kosmischen Elektronen und Positronen vorhergesagt. Beide Fälle unterscheiden sich jedoch in der erwarteten Stärke dieser Anisotropie. Der Nachweis bzw. die Einschränkung einer solchen Anisotropie wäre somit ein wertvolles Werkzeug zur Erforschung der Produktionsmechanismen kosmischer Elektronen sowie bei Untersuchungen von Propagationsmodellen geladener Teilchen durch die Galaxie. In der vorgelegten Arbeit wird eine der ersten detaillierten Suchen nach einer Anisotropie in der Verteilung der Ankunftsrichtungen kosmischer Elektronen und Positronen mit einem Imaging Atmospheric Cherenkov Teleskop (IACT) vorgestellt. Zu diesem Zweck wurden 1178 Stunden Daten besonders hoher Qualität, aufgezeichnet mit dem H.E.S.S. Teleskop in Namibia, analysiert. Dazu wurde eine hochentwickelte Methode zur Luftschauer-Rekonstruktion und zur Separation von Gamma-Strahlung von hadronischer Strahlung verwendet (de Naurois and Rolland 2009). Der betrachtete Energiebereich dieser Analyse liegt oberhalb von 600 GeV. Die in den Daten vorhandenen systematischen Effekte wurden quantifiziert und minimiert. Dazu wurde eine neue Methode, basierend auf der großen Menge an in den Daten enthaltenen hadronischen Ereignissen, entwickelt. Im Energiebereich zwischen 0.64 und 1.04 TeV wurden verschiedene Anisotropie-Modelle, die Kugelflächenfunktionen bis zur Ordnung l = 4 (Hexadekapol) beinhalten, an die Daten gefittet, jedoch konnten die gemessenen Elektron-Raten nicht zufriedenstellend beschrieben werden. Detaillierte statistische und systematische Untersuchungen ergaben einen signifikanten Unterschied zwischen den Charakteristiken der Fluktuationen in den Elektron-Raten (relative Standardabweichung von 34 %) und den Fluktuationen der hadronischen Untergrundraten (relative Standardabweichung von 8 %). Darüber hinaus werden die Fluktuationen der Elektron-Raten von Winkelskalen signifikant kleiner als l = 4 dominiert. Zudem wurde eine obere Schranke auf die Dipolamplitude der kosmischen Elektron-Rate berechnet. Sie variiert richtungsabhängig zwischen 2.5% und 56% auf Grund der ungleichmäßigen Himmelsabdeckung der Beobachtungen. Des Weiteren wurde eine obere Schranke auf das Elektron Spektrum bis zu Energien von 14 TeV berechnet. Dadurch wurde ein Energiebereich jenseits aller bisherigen Messungen des Flusses kosmischer Elektronen erschlossen. Bereits diese obere Schranke auf den Elektronenfluss ist ausreichend um Beschleunigungs- und Propagationsmodelle von kosmischen Elektronen stark einzuschränken.