Vesmírné urychlovače částic

Transkript

1 Vesmírné urychlovače částic Dalibor Nedbal ÚČJF, 7. října

2 Základní definice Vesmírné urychlovače Spektrum Urychlují částice kosmického záření (KZ) dn/de [1/(cm2 s GeV)] Astročásticová fyzika Obory energie HE > GeV VHE > TeV UHE > PeV Energie > GeV Systém jednotek cgs Energie: 1.6 erg = 1 TeV 1 erg = 10-7 J B-pole: 1 G = 10-4 T 2

3 Zavedení rozměrů Rozměry pc ~ 3 x 1018 cm ( ~ 3.3 ly ) Naše Galaxie 300 x pc B ~ 3 G Kachelriess, arxiv: (2008) 3

4 Vesmírné urychlovače přehled experimentálních výsledků 4

5 Spektrum kosmického záření Spektrum Spojité spektrum, kontinuum Energetický rozsah 8 řádů KZ je netermálního původu urychlováno Jak? 5

6 Spektrum kosmického záření Spektrum Mocninné spektrum = Hoerandel, Ad. Space Research (2008) 6

7 Spektrum kosmického záření Spektrum Mocninné spektrum = Hoerandel, Ad. Space Research (2008) 7

8 Složení KZ Review of Particle Physics, PDG (2007) Složení Převažují protony Změřeno po ~1015 ev 8

9 Složení KZ p * 0.01 Převažují hadrony Spektrum e+,e- Spektrum e-,e+ Review of Particle Physics, PDG (2007) 9

10 Zdroje KZ? Intenzita nabitého KZ v naší Galaxii NASA 10

11 Problém přímého měření Vychýlení magnetickým polem Larmorův poloměr: Galaxie ~ G Proton 10 PeV 3 pc Astronomie Nutné energie E>1019 ev (Auger) Doposud žádný zdroj nebyl detekován přímo Identifikace KZ zdrojů pomocí sekundárních produktů 11

12 Souhrn I Spektrum powerlaw Převažují hadrony Zdroje nejsou přímo vidět Energie až 1020 ev Koleno v 1015 ev 12

13 Vesmírné urychlovače částic Co jsou? SNR, AGN jádra, AGN jety, mikrokvasary, kupy galaxií, starburst galaxie, GRB, pulsary Kde jsou? galaktické/extragalaktické Jak fungují? Stochastické urychlení Jednorázové urychlení (pulsary) Co urychlují? leptony/hadrony Šíření KZ? Ztráty KZ, vychýlení Identifikace KZ zdrojů pomocí sekundárních produktů 13

14 Vesmírné urychlovače obecně Silné EM pole Silné gravitační pole Vysoce excitované médium (plazma) 14

15 Produkty kosmického záření Relevantní produkty KZ v oboru cca. TeV energií v mezihvězdném prostředí Leptony Hadrony Synchrotronní záření pp interakce (inelastická) Inverzní Comptonův rozptyl Brzdné záření 15

16 Leptony synchrotronní záření Synchrotronní záření elektronů Energetické ztráty hustota energie B-pole doba života elektronu Ztráty rostou s energií a B-polem dn/de Spektrum elektronů stárne t2 > t1 > t0 E 16

17 Leptony synchrotronní záření II Spektrum synchr. záření Peak energie synchr. záření Záření e- v naší Galaxii: 1 GeV 200 MHz (radio) 100 TeV 1 kev (RTG) Synchrotronním zářením vzniká typicky radiové RTG záření 17

18 Leptony inverzní Comptonův rozptyl Inverse Compton rozptyl elektronů = Comptonův rozptyl elektron energii ztrácí a urychluje nízkoenergetický foton Ztráty elektronu Ztráty rostou s energií a hustotou záření pozadí (CMB, IR, optické) mění spektrum 18

19 Leptony inverzní Comptonův rozptyl II Inverse Compton rozptyl elektronů Zisk energie fotonu 1 TeV e- na 1 ev foton 300 GeV IC rozptyl umožňuje produkci kev TeV fotonů 19

20 Spektrum elektronů cutoff Cutoff v mocninném spektru elektronů kvůli synchr. a IC ztrátám 20

21 Hadrony pp interakce pp interakce p + p X Signatura hadronového KZ gama, neutrina z rozpadu Ep ~ 10 E (UHE energie) p + p + e+ + ep + p + 0 p + n

22 Signatura KZ Důležité produkty interakcí KZ Radiové záření Nižší energie Závisí na B elektrony Netermální RTG (spektrum) Složitě odlišitelné od termálního Závisí na B elektrony Nízký tok (> 1 TeV tok m-2 s-1) Detekce přímo prokazuje existenci KZ o energii ~10xE Protony, elektrony Multifrekvenční studium (MWL) nízký tok Nízký účinný průřez protony 22

23 Elektromagnetické spektrum zdroje KZ Energetické oblasti studia KZ 23

24 Elektromagnetické spektrum zdroje KZ Energetické oblasti studia KZ Radio RTG HE VHE Fermi VLA XMM 24

25 Souhrn II VHE leptony ztrácejí energii: Synchrotronním zářením (radio rtg) IC rozptylem (gamma) VHE protony Interagují pp Produkují, VHE Přímý důkaz existence KZ o energii ~10 E 25

26 Vesmírné urychlovače teorie 26

27 Původ KZ (1949) Teller sluneční soustava Fermi mezihvězdný prostor 27

28 Fermiho mechanismus 2. řádu Magnetické zrcadlo Zisk energie částice při čelním odrazu od letícího zrcadla Větší pravděpodobnost čelní srážky 28

29 Fermiho mechanismus 2. řádu Magnetický oblak Difuze Elastický rozptyl Zachování energie v systému oblaku: Lorentzova tr.: Zisk energie: Průměr přes úhly: se vztahuje na rychlost oblaku 29

30 Fermiho mechanismus 1. řádu 2. řád neefektivní Konkurence ionizačních a radiačních ztrát Nutnost preferovaného směru Rázové vlny Skoková změna, p, T Efektivnější urychlení díky směrové asymetrii Supernovy, kupy galaxií, jety aktivních galaktických jader 30

31 Fermiho urychlení na rázovych vlnách Vlastnosti rázové vlny R v2 = v1 2 = R 1 Kompresní poměr R = 4 (Rankine Hugoniotovy skokové podmínky) 31

32 Fermiho urychlení 1. řádu Změna Průměrování přes úhly 1 a 2 Zisk energie 1. řádu v b Spektrum urychlených částic Mocninné spektrum 32

33 Simulace urychlení na rel. rázové vlně Spitkovski, arxiv: (2008) 33

34 Spektrum urychlených částic Umíme vysvětlit powerlaw tvar Silné rázové vlny Spektrální index s = 1 Diferenciální spektrální index = 2 E 34

35 Spektrum urychlených částic Umíme vysvětlit powerlaw tvar Silné rázové vlny Spektrální index s = 1 Diferenciální spektrální index = 2 Propagace KZ Difuse a únik energetických částic E Urychlení na rázových vlnách dobře popisuje spektrum KZ 35

36 Rázové vlny jako urychlovače Kde se vyskytují Supernovy Pulsary Cassiopeia A, Chandra, Spitzer, HST Kupy galaxií Crab pulsar, Chandra, HST Abell 1689, HST 36

37 Souhrn III Rázové vlny Skoková změna tlaku, hustoty, teploty Supernovy, pulsary, kupy galaxií,... Fermiho urychlení na r. vlnách Mocninné spektrum Může vysvětlit pozorované spektrum KZ 37

38 SUPERNOVY Cassiopeia A, Chandra, Spitzer, HST 38

39 Výbuch supernovy typu II Hvězda M > 8Msolar Postupné spalování H, He, C, V poslední fázi produkce Fe jádra Jádro překročí Mchandra a dojde ke kolapsu jádra Tvorba neutronové hvězdy Odmrštění obálky Uvolněná energie 1.6 erg = 1 TeV 1 erg = 10-7 J 99% energie odnáší Kinetická energie vyvrženého materiálu ~ 1051 erg 39

40 Rychlost expanze Kinetická energie vyvrženého materiálu Rychlost expanze Rychlost zvuku Mezihvězdné médium vzvuk ~ 10 km/s Nadzvuková rychlost 40

41 Rázová vlna supernovy Rázová vlna Vyvržený materiál strhává mezihvězdný plyn Tvorba pístu Rozhraní mezi šířícím se materiálem a okolím Nadzvuková rychlost vznik rázové vlny 41

42 Rázová vlna supernovy Rázová vlna Urychlené elektrony září synchr. radiové a rtg. Inversní Compton záření Radio, SN 1993J Bartel et al., Science (2000) Radio vyžaduje Ee ~ GeV 42

43 Rázová vlna Viditelná v optickém, radiovém a RTG oboru Záření atomů mezihvězdného plynu excitovaných rázovou vlnou SN 1006 RTG Chandra Radio VLA, GBT Optické HST Optické HST 43

44 SN 1006 RTG satelit ASCA 1995 Netermální powerlaw spektrum 1 kev Termální Spektrum mimo slupku Koyama et al., Nature (1995) Urychlení e na energie ~100 TeV na rázové vlně SN 44

45 SN 1006 RTG satelit ASCA 1995 u o P Netermální powerlaw spektrum t k e l e ze! y n ro Termální Spektrum mimo slupku Koyama et al., Nature (1995) Urychlení e na energie ~100 TeV na rázové vlně SN 45

46 Supernovy v VHE světle Nezávislé potvrzení Detekce VHE fotonů z rázové vlny pomocí 1. důkaz urychlení částic > 100 TeV nezávislý na modelu z elektronů/protonů Supernova RXJ RTG kontury (ASCA) Aharonian et al., Nature (2005) 46

47 Supernovy v VHE světle Nezávislé potvrzení Detekce VHE fotonů z rázové vlny pomocí u 1. důkaz urychlení částic > 100 TeV nezávislý na modelu z elektronů/protonů Supernova RXJ RTG kontury (ASCA) Aharonian et al., Nature (2005) Elektrony? Protony? Spektrum RXJ VHERTG ASCA H.E.S.S. 47

48 Supernovy v VHE světle Nezávislé potvrzení Detekce VHE fotonů z rázové vlny pomocí u 1. důkaz urychlení částic > 100 TeV nezávislý na modelu z elektronů/protonů Supernova RXJ RTG kontury (ASCA) Elektrony? Protony? Spektrum RXJ pp ( 0 rozpad) IC VHERTG ASCA H.E.S.S. 48

49 SN 1006 Odlišení 0 a IC rozptylu Studium spektra Studium morfologie Korelace VHE /RTG elektrony Korelace VHE /rozložení hmoty protony XMM kontury 49

50 RTG/VHE supernovy RTG VHE () RTG 2005 Vela Junior 2007 RCW RXJ VHE (H.E.S.S) 2009 SN

51 KZ ze starých supernov Aharonian et al., A&A (2007) Staré supernovy >10000 let Neefektivní urychlovače elektronů Rázová vlna supernovy zasahuje oblast vysoké hustoty + Detekuje VHE HESS kontury W28 supernova Pozadí hustota hmoty Kosmické záření osvětluje oblaka hmoty + Detekuje VHE Indikace pp interakce 51

52 KZ ze starých supernov Supernova IC 443 MAGIC 52

53 Supernovy Maximální energie částic KZ Protony Limit životnosti rázové vlny Limit rl > poloměr rázové vlny Typicky Emax ~ PeV Elektrony Limit dán synchrotronními ztrátami Podobná Emax Závisí na přesném modelu rázové vlny 53

54 Supernovy energetická úvaha Odhad energie KZ ze supernov ESN ~ 1051 erg fsn ~ 1/30 let esc ~ 5x106 let EKZ,SN ~ x 1.7 x 1056 erg ( účinnost konverze ESN na KZ) Energie KZ v naší Galaxii ukz ~ 1 ev/cm3 Supernovy samotné stačí na produkci celého KZ v naší Galaxii V ~ 200 kpc3 EKZ ~ 2.4 x 1055 erg 54

55 Účinnost rázové vlny RCW 86 RTG, Chandra RCW 86 VLT, Chandra Konverze ESN Eterm Účinnost konverze ESN EKZ Špatně předpověditelná 1 50 % H Rozdělení rychlostí post-shock materiálu Tradičně ~10 % Experimentálně: > 50 % pro SN RCW 86! Helder et al., Science (2009) 55

56 Supernovy Indikace KZ do energie 1015 ev urychlovány v objektech spjatých se supernovami ké c i t k a Gal rnovy, Supe ry pulsa Hoerandel, Ad. Space Research (2008) 56

57 Supernovy v jiných galaxiích Je paradigma supernov univerzální? Co jiné galaxie? Starburst galaxie Vysoká hustota Překotná tvorba nových hvězd Časté supernovy Vysoká hustota KZ? 57

58 Supernovy v jiných galaxiích Objev TeV ze starburst galaxií NGC 253 M82 VERITAS Aharonian et al., Science (2009) Benbow et al., Nature (2009) Aharonian et al., Science (2009) 58

59 Supernovy v jiných galaxiích Objev TeV ze starburst galaxií NGC 253 M82 VERITAS Aharonian et al., Science (2009) Benbow et al., Nature (2009) Aharonian et al., Science (2009) 59

60 Supernovy v jiných galaxiích Objev TeV ze starburst galaxií NGC 253 M82 VERITAS Aharonian et al., Science (2009) Benbow et al., Nature (2009) e nc e v k re f, a t o t s Z u K h ta á k o t o s Vys ká hu o vys v o rn e p su Aharonian et al., Science (2009) 60

61 Souhrn III Supernovy Elektrony prokazatelně urychlovány na energie ~ 100 TeV VHE záření ze stejné oblasti z elektronů nebo protonů > 100 TeV VHE KZ v oblastech s vysokou hustotou i v jiných galaxiích Problémy Pochází hadronové KZ převážně ze SN? Jsou SN jediné zdroje? 61

62 Naše Galaxie Hoppe et al., ICRC (2007) 62

63 Zdroje VHE v naší Galaxii Supernovy RX J Shell CANGAROO RX J Shell CANGAROO Cassiopeia A Shell HEGRA RCW 86 Pouze malá část zdrojů jasné pozůstatky supernov Okolí pulsarů Nejčastější zdroje ovy n r e Sup Shell Shell Shell HESS J UNID MilagroDiffuse UNID Milagro TeV J UNID HEGRA IC443 Shell MAGIC Galactic Centre UNID CANGARO O CTB 37B Shell MGRO J UNID Milagro MSH PWN MGRO J UNID Milagro Vela X PWN HESS J UNID Crab PWN Whipple HESS J UNID HESS J PWN HESS J kova i f i t n e né W28 CTB 37A HESS J PWN UNID HESS J PWN UNID MGRO J PWN Milagro 3C66A/B UNID MAGIC Kookaburra (Rabbit) PWN HESS J UNID Kookaburra Pulsar PWN GalCentreRidge UNID HESS J PWN HESS J UNID HESS J PWN HESS J UNID HESS J PWN Hvězdokupy HESS J UNID HESS J PWN HESS J UNID HESS J B Other HESS J UNID HESS J A Other Masivní hvězdy HESS J UNID LS 5039 HESS J UNID PSR B HESS J UNID HESS J HESS J UNID HESS J UNID Mikrokvasary Jety v binárních systémech Jádro Galaxie HESS J Neid HESS J UNID ary Puls ary, s a v rok... BIN BIN BIN LSI XRB MAGIC Westerlund 2 WR Mik 63

64 Extragalaktické zdroje VHE Aktivní galaktická jádra Akreční disky Výtrysky o ~ 30 cca. 20 objeveno v VHE oboru Starburst galaxie Vysoká hustota hmoty, SN Možnost re-akcelerace 2 objeveny ve VHE oboru Kupy galaxií (neobjevené) Silné rázové vlny Velký rozměr (Mpc), silné B pole ( G) 64

65 Zdroje VHE 65

66 Souhrn Supernovy Určitě zdrojem elektronů ~100 TeV Pravděpodobně zdrojem protonů > 100 TeV Další zdroje KZ kolem TeV Pulsary, mikrokvasary, hvězdokupy, hmotné hvězdy, jádro Galaxie Aktivní galaktická jádra, starburst galaxie Pravděpodobné zdroje Kupy galaxií (large scale structures), gama záblesky 66

67 Souhrn Experimentální důkaz původu KZ stále chybí Jsme na stopě Je třeba detailnější MWL studia ve VHE a HE oboru Auger North? Zájemci o diplomovou a Bc. práci vítáni 67

68 Souhrn Experimentální důkaz původu KZ stále chybí Pravděpodobný scénář ké, c i t k a gal. jádra a r t x E al g í n Aktiv Jsme na stopě Je třeba detailnější MWL studia ve VHE a HE oboru Auger North? ké c i t k a Gal rnovy, Supe ry pulsa Zájemci o diplomovou a Bc. práci vítáni 68

69 Non thermal content Abell 3376 ROSAT PSPC VLA contours Evidence for a non-thermal activity Radio Radio halos Radio relics Large scale shocks observed Bagchi et al X-rays Hard X-ray excess Still disputed Ajello et al Extreme UV excess

70 Non thermal processes Processes 1)Large-scale shocks Accretion shocks Merger shocks Pfrommer et al )Supernovae CRs injected into clusters by means of galactic winds (e.g. Voelk et al. 1996) 3)AGNs MS McNamara et al. 2005

71 CR confinement in clusters For E < 1015 ev Voelk et al. 1996, Berezhinski et al Leptonic CRs cooled to low energies Age of Universe Time [years] Hadronic CRs confined for T > 1/H0 CRp diffusion losses p+p inelastic losses Leptonic CR losses B = 5 G R = 1.5 Mpc n = 10-3 cm-3 Galaxy clusters accumulate hadronic CRs over their entire lifetime Storehouses for hadronic cosmic rays

72 Pulsary SNR Hlavní zdroj energie 1051 erg z exploze SN Pulsary Rotační energie (R*/RNS)2 ~ 1010 silné magnetické pole B ~ 1012 G (zachování mag. toku BA) Vítr relativistických erázová vlna 72

73 Pulsary II Elektrony ztrácí energii Dále od pulsaru pouze nižší energie elektronů 30 73

74 Cassiopeia A 74

75 Cassiopeia A Cassiopeia A Chandra 75

76 Tycho supernova Tycho X-rays 76

77 Kepler supernova Kepler Chandra 77

78 SN 1006 SN 1006 Chandra 78

79 Spektrum UHECR Review of Particle Physics, PDG (2007) 79

80 Naše Galaxie 80

81 Souhrn I Souhrn: Vesmírné urychlovače Spektrum powerlaw Kde jsou? Co jsou? Jak fungují? Převažují hadrony Zdroje nejsou přímo vidět Energie až 1020 ev Kde/co jsou? Šíření Kudy? Koleno v 1015 ev Složení Co? 81

82 Klasifikace supernov 82

83 83

84 84

85 Rázové vlny supernov Termální záření VHE elektrony SN 1006 Chandra 85