In dieser Arbeit wurde auf Basis hochenergetischer (E > 0.1 GeV) und sehr hochenergetischer (SHE; E > 0.1 TeV) γ-Strahlung untersucht, ob in galaktischen Sternhaufen (SH) und Sternentste- hungsgebieten (SEGen) die Hadronen der galaktischen kosmischen Strahlung (GKS) beschleunigt werden können. Im Prinzip sollte dies an der Schockfront des kollektiven Sternhaufenwindes, der von den massereichen Sternen getrieben wird, möglich sein. Die so produzierten SHE γ-Photonen lassen sich mit abbildenden Luft-Cherenkov-Teleskopen (aLCT) detektieren. Einige galaktis- che SHE γ-Photonquellen, darunter auch potentiell durch SH erzeugte, füllen einen Großteil des aLCT-Gesichtsfelds (GFs) aus und bedürfen der Nachbeobachtung quellfreier Regionen, um den dominanten Untergrund in einer spektralen Rekonstruktion zu ermitteln.
Eine neue Methode wurde daher entwickelt, um Spektren ausgedehnter Quellen ohne solche Nachbeobachtungen rekonstruieren zu können: das Template Background Spectrum (TBS). Sie basiert auf der Methode zur Erstellung von Himmelskarten, bei der der Untergrund im Parame- terraum bestimmt wird. Die Idee ist nun, dass eine Nachschlagetabelle der Untergrundnormal- isierung in Energie, Zenitwinkel und Winkelabstand erstellt wird und mögliche Systematiken berücksichtigt werden. Die mit TBS und gängigen modernen Untergrundbestimmungsmethoden rekonstruierten Spektren aus H.E.S.S. -Daten sind kompatibel; es wurden auch jene Spektren mit TBS rekonstruiert, die sonst der Nachbeobachtung bedürfen. Somit ist TBS die dritte allgemeine Methode, um SHE γ-Photonspektren zu rekonstruieren; jedoch die erste, die keiner Nachbeobach- tung in der Analyse ausgedehnter Quellen bedarf.
Die Entdeckung der bislang größten SHE γ-Photonquelle HESS J1646–458 (Durchmesser: 2.2°) mit H.E.S.S. in Richtung des SHs Westerlund1 lässt sich plausibel durch das SH-Wind- Szenario erklären. Aufgrund der Größe der Quelle befinden sich weitere mögliche Gegenstücke zur TeV-Emission (Pulsar, Binärsystem, Magnetar) im GF. Die Assoziation der SHE γ-Photon- quelle HESS J1646–458 mit dem SH ist favorisiert, kann aber nicht bestätigt werden.
Der SH Pismis 22 befindet sich inmitten der bereits detektierten und bislang unidentifizierten ausgedehnten TeV-γ-Photonquelle HESS J1614–518. Neue H.E.S.S.-Daten und öffentlich ver- fügbare Multiwellenlängen(MWL)-Daten (im Radio-, Röntgen- und HE-Bereich) sowie im GF vorhandene potentielle Gegenstücke wurden analysiert. Die energieabhängige TeV-Morphologie (mit mindestens zwei Quellkomponenten) und die MWL-Beobachtungen lassen sich nur schwer in Einklang bringen. Ein SH-Wind-Szenario scheint unwahrscheinlich, andere plausible Gegen- stücke gibt es nicht, doch könnte ein Relikt eines Pulsarwindnebels das Fehlen prominenter Rönt- genemission erklären. HESS J1614–518 bleibt somit unidentifiziert.
Die Analyse bislang unveröffentlichter H.E.S.S.-Daten des SEGes Gould’scher Gürtel (GG) lieferte keinen sicheren Anhaltspunkt für SHE γ-Strahlungsquellen. Es wurden daher Obergrenzen auf den Photonfluss und die Erhöhung der Dichte der GKS berechnet. Der GG mit den vielen hellen Sternen und womöglich signalschwacher großskalig ausgedehnter SHE γ-Strahlung scheint die unterschiedlichen Untergrundbestimmungsmethoden zu beeinträchtigen und könnte daher eine Limitierung moderner aLCTe(-Datenanalyse) darstellen. Die mit TBS mögliche Entdeckung einer ausgedehnten Emissionsregion um Orion A mit einem Photonfluss von 10.8 % des Krebsnebels kann nicht bestätigt werden und ist eventuell ein Artefakt der Analyse dieser Region.
Beobachtungen mit den H.E.S.S.-Teleskopen legen nahe, dass SH Beschleuniger der GKS sein könnten, doch bedarf es weiterer SHE Beobachtungen für detailliertere morphologische und spektrale Studien. Auch wären weitere Daten im Röntgenbereich (im Falle von HESS J1614–518) als auch Studien zu Untergrundsystematiken (im Falle des GGs) nötig.
In this thesis, high-energy (HE; E > 0.1 GeV) and very-high-energy (VHE; E > 0.1 TeV) γ-ray data were investigated to probe Galactic stellar clusters (SCs) and star-forming regions (SFRs) as sites of hadronic Galactic cosmic-ray (GCR) acceleration. In principle, massive SCs and SFRs could accelerate GCRs at the shock front of the collective SC wind fed by the individual high-mass stars. The subsequently produced VHE γ rays would be measured with imaging air-Cherenkov telescopes (IACTs). A couple of the Galactic VHE γ-ray sources, including those potentially produced by SCs, fill a large fraction of the field-of-view (FoV) and require additional observations of source-free regions to determine the dominant background for a spectral reconstruction.
A new method of reconstructing spectra for such extended sources without the need of further observations is developed: the Template Background Spectrum (TBS). This methods is based on a method to generate skymaps, which determines background in parameter space. The idea is the creation of a look-up of the background normalisation in energy, zenith angle, and angular separation and to account for possible systematics. The results obtained with TBS and state-of- the-art background-estimation methods on H.E.S.S. data are in good agreement. With TBS even those sources could be reconstructed that normally would need further observations. Therefore, TBS is the third method to reconstruct VHE γ-ray spectra, but the first one to not need additional observations in the analysis of extended sources.
The discovery of the largest VHE γ-ray source HESS J1646–458 (2.2° in size) towards the SC Westerlund 1 (Wd1) can be plausibly explained by the SC-wind scenario. But owing to its size, other alternative counterparts to the TeV emission (pulsar, binary system, magnetar) were found in the FoV. Therefore, an association of HESS J1646–458 with the SC is favoured, but cannot be confirmed.
The SC Pismis 22 is located in the centre of the previously reported, but unidentified extended TeV γ-ray source HESS J1614–518. Unpublished H.E.S.S. data and archival multi-wavelength (MWL) data (radio, X-ray, and HE data) as well various astrophysical objects in the FoV were investigated in search of a counterpart. The energy-dependent TeV morphology (with at least two source regions) can hardly be reconciled with the MWL data. A SC-wind scenario appears unlikely and the FoV lacks plausible counterparts, but a relic pulsar wind nebula could explain the lack of prominent X-ray emission. The VHE γ-ray source remains unidentified.
The analysis of unpublished H.E.S.S. data on the SFR the Gould Belt (GB) did not provide any firm evidence of VHE γ-ray emission, and upper limits on the flux and the cosmic-ray en- hancement were derived. The analyses appeared to be affected by the many bright stars and a hypothetically faint large-scale extended emission, possibly posing a limitation in observations and data analysis of current IACTs. Towards Orion A, a possible discovery of extended VHE γ rays with a flux of 10.8 % of the Crab Nebula is found with TBS, but cannot be confirmed and could be an artifact of the analysis of this region.
Observations with the H.E.S.S. telescope system motivate that SCs and SFRs can accelerate GCRs. However, further H.E.S.S. observations are needed for further morphological and spectral studies. Also, more X-ray observations (in the case of HESS J1614–518) and further studies on the background-estimation methods and their systematics (in the case of the GB) are required.