Kosmické záření. Dalibor Nedbal ÚČJF nedbal(at)ipnp.troja.mff.cuni.cz.

Transkript

1 Kosmické záření Dalibor Nedbal ÚČJF nedbal(at)ipnp.troja.mff.cuni.cz

2 Shrnutí E pole poh. náboje má dvě složky 1 E vel R [ závisí na Dominuje pro R ~ E rad n 1 E vel r, t =q 3 R 1 R E rad r, t = [ q n { n } c 3 R a závisí na zářivé pole Dominuje pro R >> Pole se vyhodnocují v retardovaném čase Zářivý výkon udává Larmorův vzorec: Obecný Nerelativistický: dp q a a = sin ' 3 4 d 4 c 1 cos dp q u = sin 3 d 4 c q u 4 P= a a 3 3c ] q u P= 3 3c ]

3 Záření nerelativistické částice Charakteristika dp q u = sin d 4 c3 Vyzářený výkon1 1čtverec náboje Ve směru urychlování částice nezáří (maximum v kolmém směru) Polarizace Erad dána du/dt a n [ q E rad r, t = n n u Rc pokud je částice urychlována podél rovné dráhy, bude 100% polarizovaná v rovině du/dt an ]

4 Záření nerelativistické částice Aproximace dipólu Shluk nábojů lze popsat pomocí dipólu, pokud vzdálenosti nábojů jsou << vlnová délka Elektrický dipólový moment d qi r i Zářivý výkon dipólu (nerelativistického) d dp = sin 3 d 4 c Celkový výkon d P= 3 3c : úhel mezi vyzářeným výkonem a směrem urychlení

5 Thomsonův rozptyl Rozptyl EM vlny na volných elektronech 1906 Thomson rovnice pro Thomsonův účinný průřez v důkazu, že počet elektronů v atomu je přibližně roven atomovému číslu Experiment s rozptylem RTG na atomech Rozptyl RTG interpretován jako znovuvyzáření absorbovaného RTG elektrony Využití Larmorovy rovnice Platí pouze pro volný elektron (téměř) v klidu a pro h me c Buzené oscilace volného elektronu

6 Thomsonův rozptyl Buzené oscilace volného elektronu Buzené přicházejícím EM polem =E 0 sin t E Urychlení elektronu Lorentzova síla =q F E me r =q E 0 0 sin t Dipólový moment d =q r q E0 d= sin t me

7 Thomsonův rozptyl Vyzářený výkon po dosazení do Larmorovy formule 4 P= q E0 3 3 c me Účinný průřez rozptylu Poměr dopadající a vyzářené energie Tok dopadající energie dp d d = d S E c 1 c S = dt E rad B rad = 0 T 4 8 Diferenciální účinný průřez 4 d q = sin =r e sin d m c e Celkový Thomsonův účinný průřez T = 8 r e = cm 3 q kde r e = me c klasický poloměr elektronu

8 Thomsonův rozptyl Rozptyl nezávisí na energii fotonů Rozptyl zpět i dopředu stejně pravděpodobné použili jsme nerelativistický případ (viz Larmorův vzorec) Výsledky platí pouze v klasické limitě

9 Synchrotronní záření Jeden z nejdůležitějších netermálních procesů ve Vesmíru Vyzařován relativistickými částicemi pohybují se spirálním pohybem podél siločar B-pole zakřivení dráhy znamená urychlení částic záření Častým procesem v ionizovaném plynu v okolí horkých hvězd (HII oblasti) v blízkosti neutronových hvězd v aktivních galaktických jádrech radiové záření naší Galaxie pravděpodobně spojen s gama záblesky

10 Synchrotronní záření Záření relativistické částice Larmorův vzorec dp q u = sin 3 d 4 c Pohyb rel. částice v B-poli = m0 d v =q v F B dt c Celková velikost rychlosti se v =const. nemění Urychlení pouze ve směru kolmém dv na B =0 ; v a=const dt Pohyb po šroubovici Obecný Nerelativistický: dp q a a = sin ' 3 4 d 4 c 1 cos

11 Synchrotronní záření a dáno odstředivou silou a= B v v 1 B= = L R kde L = qb Larmorův poloměr mc Vyzářený výkon dp d = r e sin c B 3 syn 4 P syn = T u B c 3 Thomsonův úč. průřez T = 8 r e = cm 3 Hustota energie B-pole Výkon úměrný E B Částice září víc při vyšších energiích B u B= 8

12 Synchrotronní záření Energetické ztráty synchrotron cooling time syn E 1 dw /dt syn B E Kvantitativně pro elektrony B syn G 7 E 1 TeV 1 Coma cluster (B=5 G, E=10 TeV) 4 syn 5 10 let Deformace spekter částice o vyšší energii více září cutoff ve vysokých energiích částice o dané energii září více ve vyšším B-poli posun cutoffu do nižších energií Závislost na hmotnosti 4 m syn q 1013 krát významnější pro e- než pro protony E

13 Synchrotronní záření Spektrum? Klidový systém částice dipólové úhlové rozdělení záření dp sin ' d Laboratorní systém transformace úhlů záření vyzářeno v kuželi pod úhlem cone~ 1 ' '

14 Synchrotronní záření Beaming Pozorovatel vidí záření pouze během krátkého úseku Částice pozorovaný úsek uletí za dobu Systém částice t e= R = v L Systém pozorovatele t obs= 1 L Charakteristická frekvence 1 qb c = = t obs m Pozorovatel

15 Synchrotronní záření Spektrum částice detailní rozbor spojité spektrum s peakem kolem 0.3 c Většina energie vyzářena kolem c Charakteristická frekvence závisí na E Vysokoenergetické částice září ve vyšších frekvencích Příklady (B = 1 G) elektrony 10 GeV 1 GHz 1 TeV 10 THz (40 mev) 1 PeV 10 EHz (40 kev)

16 Synchrotronní záření na obloze Synchrotronní záření elektronů (předp. B = 3 G): = c m e c eb E= m c 3.5 GeV

17 Synchrotronní záření na obloze

18 Synchrotronní záření Spektrum více částic Vyzářený výkon částicí s aproximace 4 P = T ub c 3 c Výkon distribuce částic P = P dn Částice s mocninným spektrem energií p dn =N 0 d P syn p 1

19 Synchrotronní záření Cut-off nízkých energií Zatím jsme předpokládali, že všechny fotony dorazí k pozorovateli pro nízké energie se záření rozptyluje zpátky na zdrojové populaci částic absorubuje se ve zdroji synchrotron self-absorption Záření je vidět pouze z tenké vrztvy na povrchu, uvnitř ~ tepelná rovnováha 5 Pro nízké energie fotonů dw dt 1 / B ssa Cut-off v nízkých energiích Polohu cut-offu lze použít k určení B-pole

20 Synchrotronní záření Celkové spektrum synchr. záření populace částic částice mají rozdělení energií p 0 log I 5 p 1 Cut-off částic kvůli radiačním ztrátám log

21 Synchrotronní záření SN1006 RTG satelit ASCA 1995 Netermální powerlaw spektrum 1 kev Termální Spektrum mimo slupku Koyama et al., Nature (1995) Ee až 00 TeV (pro B ~ 10 G)

22 SN 1006 SN 1006 RTG Chandra Radio VLA, GBT Optické HST Optické HST

23 Brzdné záření Bremsstrahlung Urychlení náboje v Coulombovském poli jiného náboje Typicky urychlení elektronů v elektrostatickém poli jader Spojité spektrum Typický zdroj Plasma v okolí mladých, horkých hvězd, pozůstatky supernov, kupy galaxií Odvození Viz J.D. Jackson, Classical Electrodynamics Feynmanovy diagramy

24 Brzdné záření Významné pro relativistické částice Feynmanovy diagramy Pouze v interakci rozdílných částic elektrony na jádrech, iontech Urychlení jader malé září hlavně elektrony Vyzářená energie ne hustota elektronů ni hustota atomů/jader gff Gauntův faktor (řádově 1 10) Závisí na rychlosti částice 6 dp 16 e = n e ni Z g ff v, 3 dv d 3 3 c m e v

25 Brzdné záření Termální brzdné záření Pro termální rozdělení urychlovaných elektronů Zprůměrujeme předchozí vzorec přes termální rozdělení ve m v kt Vyzářené spektrum 5 6 dp e = dv d 3 m c3 1 / h / kt T Z ne ni g ff e 3kB m dp erg = T 1/ Z ne ni g ff e h / kt 3 dv d s cm Hz Celkový vyzářený výkon dp erg = T 1/ Z ne ni gff 3 dv s cm Self-absorption

26 Brzdné záření, příklad Horký plyn v kupách galaxií Příklad Abell 85 Optický obraz RTG záření

27 Brzdné záření, příklad Spektrum kupy galaxií Abell 85 Výsledek z RTG satelitu XMM Termální brzdné záření Identifikováno přítomností spektrálních čar kupy galaxií vyplněny plazmatem o teplotě T = E / kb ~ K Mapa teplot Fitováním spekter v různých oblastech

28 Bullet cluster

29 Bullet cluster RTG Plazma (červená) Většina baryonové hmoty Optické čočkování Rozložení celkové hmoty (modrá) Srážka kup galaxií Separace rozložení většiny hmoty a plazmatu Důkaz existence temné hmoty

30 Hydra A Hydra A Kupa galaxií Centrální aktivní galaktické jádro (AGN) RTG Termální brzdné záření Radio Synchrotronní záření Bubliny v horkém plazmatu Nafouknuté výtryskem AGN Chandra RTG VLA radio

31 Comptonův rozptyl Rozptyl fotonu na elektronu Thomsonův rozptyl Nízké energie Elastický rozptyl, zpětný odraz částice je zanedbatelný Energetické ztráty částice vyzařováním během rozptylu 4 P Compton= T c urad 3 Srovnání se ztrátami synchrotronním zářením 4 P sync = T c u B 3 Obecný Comptonův rozptyl Elektron je obecně během rozptylu fotonu urychlen Energie fotonu se mění E, 1 E, = 1 E, 1 me c 1 cos

32 Comptonův rozptyl Obecný Comptonův rozptyl Thomsonův režim Aproximace Thomsonova rozptylu neplatí Účinný průřez z QED Klein-Nishinův vzorec Nižší pro vysoké energie Nejúčinnější v Thomsonově režimu (Energie fotonu v klidovém systému elektronu) Klein-Nishina režim

33 Inverzní Comptonův rozptyl Inverzní Comptonův (IC) rozptyl Kvalitativně stejný proces jako Comptonův rozptyl Stejný účinný průřez Částice má vyšší energii než foton Foton je urychlován částicí Vznik vysokoenergetických fotonů Rozptyl HE částice na poli fotonů Např. na reliktním záření, IR pozadí, synchrotronním záření částice Fotony získávají energii viz např. Longair M., High Energy Astrophysics, 199 IC spektrum pro energii elektronů a počáteční frekvenci fotonů 0

34 IC rozptyl Chlazení částic IC rozptylem Částice předává energii fotonu Charakterizováno dobou: IC E P Comp urad 1 ev /cm 3 E 1 TeV 1 Příklady Rozptyl 10 TeV elektronů na reliktním záření urad ~ 0.6 ev/cm3 5 IC yr 10 TeV elektron nedoletí dál než ~ 100 kpc Sunyaev-Zeldovich efekt Posuv energií reliktního záření při průchodu kupami galaxií Důkaz, že reliktní záření nepochází z naší Galaxie (197)

35 VHE gama záření Vznik Leptonový kanál IC rozptyl elektronů na fotonech CMB, EBL, synchrotronních H.E.S.S. Supernova RXJ RTG kontury (ASCA) Hadronový kanál rozpad 0 z inelastických pp srážek Důkaz existence KZ v SNR Morfologické studium SNR ve VHE oboru V případě SNR nejasný původ gama leptonový/hadronový RTG VHE ASCA H.E.S. S. Aharonian et al., Nature (005) Elektrony? Protony?

36 Synchrotron Self-Compton záření Záření populace elektronů Synchrotronní záření IC rozptyl stejných elektronů na synchrotronním záření Posuv energie synchrotronního záření do vysokých energií Např. ve výtryscích (jetech) AGN Jet AGN IC rozptyl Typické spektrum elektronů IC rozptyl

37 Spektrum AGN

38 Spektrum populace elektronů Spektrum fotonů z aktivní galaxie Mkn 41 Konopelko et al. 003, ApJ, 597, 851 Synchrotronní peak IC peak

39 Centaurus A

40

41 M 87