Wstęp do Astrofizyki Wysokich Energii
Wykład wprowadzający
Widmo promieniowaniakosmicznego
(składowa jądrowa)
Energy eV
„Knee”1 particle/m2 yr
Par
ticl
e F
lux
( m
2 s
sr G
eV )
-1
1 particle/m2 s
„Ankle”1 particle/km2 yr
1 J 61018 eV
Zakres wysokichenergii
E
2 .5 P
arti
cle
Flu
x
Energy (eV)
SNR
Czarne Dziury
Pulsary
Mgławica Krab : : szerokopasmowe widmo obejmuje 20 dekad
fotony – detekcja w 9 dekadach !
COMPTEL EGRET
HEGRA100 keV – 100 TeV
CELESTE
Ee ~1015 eV
IC: syn,opt, IR, micro, CMB
B=160 G
SYN
Kwazary
Mkn 421
SYN IC
czas w dniach
eV TeV
keVTeV
zaglądamy w bezpośrednie otoczeniecentralnej czarnej dziury
Takahashi et al. 2000
Radioźródła
Słońce
20
Stars
Radio Infrared Visible light X-raysVHE
gamma rays
DustCosmic
electronaccelerators
B
Cosmic proton
accelerators
magnetic fieldadjusts relativeheight of peaks
~
SpectralEnergyDistribution:Energy emitted perlog(E) interval
Obserwacje astronomiczne obejmują bardzo szeroki zakres widma elektromagnetycznego
z charakterystycznymi częstościami:
Astronomia wykorzystuje obserwacje promieniowaniaelektromagnetycznego obejmujące ponad 20 rzędówwielkości w zakresie energii (częstości) fotonów !
109 Hz – zakres radiowy1011 Hz – daleka podczerwień1014 Hz – bliska podczerwień1015 Hz – zakres optyczny (1 eV)1016 Hz – ultrafiolet1018 Hz – promieniowanie rentgenowskie (keV)1021 Hz – miękkie promieniowanie gamma (MeV)1024 Hz – promieniowanie gamma (GeV)1027 Hz – promieniowanie gamma wysokich energii (TeV)
108
1029
Okna astronomii gamma :
LE lub MeV : 0.1 -100 MeV (0.1 -10 + 10 -100*)
HE lub GeV : 0.1 -100 GeV (0.1 -10 + 10 -100*)
VHE lub TeV : 0.1 -100 TeV (0.1 -10 + 10 -100*)
UHE lub PeV : 0.1 -100 PeV EHE lub EeV : 0.1 -100 EeV
są otwarte w zakresach MeV, GeV, i TeV:
LE,HE – obserwacje z kosmosu VHE, .... - obserwacje z powierzchni ziemi
* niewiele wyników naukowych
Podstawowe procesy promieniste w których biorą udział
cząstki promieniowania kosmicznego
Elektrony:
- promieniowanie synchrotronowe („SYN”)
- odwrotne rozpraszanie Comptona („IC”)
- nietermiczny bremsstrahlung (zwykle nieistotny)
Protony:
- oddziaływania p-p piony fotony
Promieniowanie synchrotronowe ("SYN")emisja relatywistycznego elektronu "spiralującego" w polu magnetycznym
222 )sin(2)( BUcP BTsyn
Czas wyświecania elektronu
24
19 )(105.2
Btsyn
Promieniowana energia jest "wypikowana" koło (B-4 B/[10-4 G])
24100~3.0 Bc Hz
Dla B-4=1 i E~
GeV -> 108 HzTeV -> 1014 Hz PeV -> 1020 Hz
lat
dla powyższych B i E, odpowiednio, ~106, ~103 i ~1 lat
Promieniowanie w odwrotnym rozpraszaniu Comptona ("IC") emisja relatywistycznego elektronu odbijającego fotony niskiej energii
Czas wyświecania elektronu (z Uo,-10 = Uo/[10-10 erg/cm3])
110,0
110, )(10~
Ut TIC lat
oTTIC UcP 2, 3
4
W zakresie Thompsona ( o < mec2 , wyżej zakres K-N)
Energie rozpraszanych fotonów2 o
Przykładowo, dla rozpraszania fotonów CMB (o~10-4 eV)i Ee = 1 GeV, 1 TeV, 1 PeV mamy ' = 100 eV, 100 MeV, 100 TeV
Obiekty zainteresowania Astrofizyki Wysokich Energii
quasarsbalzarsSyfert 1Syfert 2AGNMAS jetskpc-scale jetsradio lobeshot spots in radio lobes
neutron starsblack holesNSXBBHXBaccreting X-ray pulsarsrotation powered pulsarsmilisecond pulsarsplerionsSNRcataclysmic variablesmicroquasarsSgr A*stellar winds near O/B
GRBGRB afterglowsoft gamma ray repeatersmagnetars
Solar protuberancesinterplanetary shock wavesEarth magnetosphereCME cosmic rays
high energy neutinos
Top Related