1 / 34

Promieniowanie synchrotronowe Bożena Czerny Centrum Astronomiczne im. M. Kopernika Warszawa

Promieniowanie synchrotronowe Bożena Czerny Centrum Astronomiczne im. M. Kopernika Warszawa. Natura zjawiska. przyspieszająca/hamująca cząstka naładowana wysyła promieniowanie elektromagnetyczne

zelig
Télécharger la présentation

Promieniowanie synchrotronowe Bożena Czerny Centrum Astronomiczne im. M. Kopernika Warszawa

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author. Content is provided to you AS IS for your information and personal use only. Download presentation by click this link. While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server. During download, if you can't get a presentation, the file might be deleted by the publisher.

E N D

Presentation Transcript

  1. Promieniowanie synchrotronowe Bożena Czerny Centrum Astronomiczne im. M. Kopernika Warszawa

  2. Natura zjawiska • przyspieszająca/hamująca cząstka naładowana wysyła promieniowanie elektromagnetyczne • konkretniej: cząstka w polu magnetycznym porusza się ‘po kole’ i to specyficzne promieniowanie elektromagnetyczne nazywamy promieniowanie cyklotronowym • a jeżeli na dodatek cząstka ma prędkość bliską prędkości światła, to taką emisję astronomowie nazywają promieniowaniem synchrotronowym. Teoria zjawiska znana od 100 lat.

  3. Synchrotron dla polskich fizyków To urządzenie będzie za parę lat produkowało emisję synchrotronową dla polskich fizyków „na życzenie”... Stanie w Krakowie (UJ). makieta

  4. Synchrotron dla polskich astronomów Działa już. Prosto z nieba, leci do nas promieniowanie synchrotronowe, wystarczy je łapać. Ma swoje zalety: • produkcja za darmo, tylko koszty rejestracji • jest przepiękne I ma swoje wady: • trzeba się go naszukać • nie można tego regulować • nie zawsze nawet wiemy, czy to jest to

  5. Wycieczka w kosmos, tropem promieniowania synchrotronowego Plan wycieczki: • okolice Ziemi • Słońce • Jowisz • gwiazdy • centrum naszej Galaktyki • odległe galaktyki • błyski gamma Posumowanie, czyli parametry promieniowania synchrotronowego w akceleratorach i w kosmosie.

  6. Okolice Ziemi – pasy Van Allena Wikipedia Pierwsza sugestia emisji synchrotronowej z pasów Van Allena to rok 1959 (R.B. Dyce), detekcja wkrótce potem, ale tylko niewielka część emisji ma taki charakter. W okresie przemagnesowywania Ziemi bywa zapewne widoczne w różnych szerokościach geograficznych.

  7. Korona słoneczna - rozbłyski Hinode – X-ray Telescope Silva et al. 2007, Solar Physics, 245, 311; RHESSI + sub-mm (SST)

  8. Argumenty za synchrotronowym charakterem emisji: Kolejność prac: • pierwsza detekcja promieniowania sub-mm (powyżej 200 GHz) z rozbłysków słonecznych Trottet et al. 2002 • dalsze badania tej emisji oraz emisji rentgenowskiej: dyskusja: promieniowanie hamowania vs. Synchrotron • jednoczesne monitorowanie w zakresie sub-mm (SST) oraz rentgenowskim (satelita RHESSI) oraz detekcja w zakresie mikrofal (Ovens Valley Solar Array-OVRO) • modelowanie widma w funkcji czasu wykazało synchrotronowy charakter emisji (B = 4500 G, n = 1.7e12/cm3 Silva et al. 2007

  9. Jowisz Jowisz, podobnie jak Ziemia, ma silne dipolowe pole magnetyczne. Wokół planety istnieją pasy radiacyjne z relatywistycznymi elektronami. Pole magnetyczne 4 – 14 Gauss, silniejsze na biegunach. Zdjęcie Jowisza, sonda Cassini Schemat magnetosfery Jowisza

  10. Jowisz Pomiary promieniowania synchrotronowego przez sondę Cassini, na częstości 13.8 GHz, energie elektronów do 50 MeV. Emisja ma charakter synchrotronowy, mechanizm przyspieszania cząstek – oddziaływania z falami plazmowymi. Bolton et al. 2001 Mapy polaryzacji liniowej poziomej (z lewej) i pionowej (z prawej), otrzymane przy pomocy 4-m anteny Cassiniego, zasadniczo służącej do komunikacji z satelitą.

  11. Gwiazdy: polary Białe karły to gwiazdy bardzo gęste, o masie ok. 0.6 masy Słońca, a rozmiaru Ziemi (średnicy około 5 000 km). Źródłem ciśnienia są w nich zdegenerowane elektrony. Białe karły wykrywamy przede wszystkim w układach podwójnych – układach dwóch bliskich sobie gwiazd – z wymianą masy. Białe karły z silnym polem magnetycznym to polary. Wizja artysty – obserwacyjnie widać tylko widmo promieniowania, obiekty są za małe.

  12. Polary Komplementarne obserwacje – japoński satelita rentgenowski Suzaku (Terrada et al. 2008). Spolaryzowana emisja radiowa AM Her po raz pierwszy zaobserwowana przez Chanmugama & Dulka (1982). Typowe pola magnetyczne: 10^6 – 10^7 Gauss. 1994 – przegląd polarów, teleskop Jodrell Bank (Pavelin et al.), 5 MHz, tylko 5 detekcji. Charakter emisji wnioskowany na podstawie zmienności (rozbłyski). Emisja albo z białego karła, albo z okolic towarzysza... Widać okres rotacji białego karła. Z czterech rozważanych mechanizmów emisji (synchrotron, nietermiczne promieniowanie hamowania, promieniowanie krzywiznowe, odwrotny efekt Comptona autorzy faworyzują synchrotron w zakresie twardych X. Gamma ok. 10^4.

  13. Gwiazdy: pulsary Pulsary to gwiazdy neutronowe (masa = 1 masa Słońca, promień = 10 km, podtrzymywane ciśnieniem zdegenerowanych neutronów) o bardzo silnym polu magnetycznym, ok.. 10^12 Gaussa. Rotując, wysyła skolimowaną wiązkę promieniowania w zakresie radiowym. Jeden z pulsarów (PSR 1257+12) posiada planety – to pierwsze odkryte planety pozaziemskie (A. Wolszczan).

  14. Pulsary FERMI Profile pulsarów, D.J. Thompson(NASA/GSFC Dwa mechanizmy emisji są rozważane: promieniowanie synchrotronowe i promieniowanie krzywiznowe. Czynnik Lorentza elektronów ponad 10^7 (Abdo et al., 2010, satelita Gamma FERMI). Wydaje się, że przynajmniej powyżej 100 MeV dominuje prom. krzywiznowe.

  15. Gwiazdy: mikrokwazary To gwiazdy neutronowe w układach podwójnych z wymianą masy. Świecą w szerokim zakresie widmowym, przede wszystkim w X. Akrecja na zwarty obiekt powoduje powstawanie dżetu. Picture by Rob Hynes

  16. Mikrokwazary Sekwencja obserwacji obiektu GRS 1915+105 (Mirabel & Rodriguez ) przy pomocy radioteleskopu VLA. Ekspansja 'nadświetlna'. Emisja 100 % synchrotron w zakresie radiowym. VLA, new Mexico, USA

  17. Pozostałości po supernowych: najpiekniejszy synchrotron Mechanizm: zapaść/rozerwanie gwiazdy po wyczerpaniu paliwa termojądrowego Mgławica Krab Pozostałość po supernowej , która rozbłysła w 1054 roku. Zasięg wybuchu to obecnie około 10 lat świetlnych, prędkość wyrzutu materii około 1800 km/s. Emisja ma charakter synchrotronowy, elektrony przyspieszane są w pobliżu pulsara do ogromnych prędkości, a następnie poruszają się w polu magnetycznym mgławicy. Obraz z Teleskopu Kosmicznego Hubble'a (optyka)

  18. Pozostałości po supernowych: zakres energetyczny Najwyższe energie to inny mechanizm (IC ? Hadrony ?). Modelowanie utrudnia przerwa energetyczna w pomiarach w zakresie gamma pomiędzy pomiarami satelitarnymi (n.p. Fermi) i naziemnymi (np.HESS). 1 keV – 1017 Hz 1 MeV – 1020 Hz 1 GeV – 1023Hz 1 TeV – 1026 Hz

  19. Supernowa Keplera Wybuchła 400 lat temu, zaobserwowana przez Keplera Obserwacje teleskopem Chandra 8.7 dnia!: Kolor niebieski – twarde X, emisja synchrotronowa, czerwony I zółty – spory dodatek emisji linii żelaza I tlenu. Zdjęcie teleskopem Chandra (zakres rentgenowski)

  20. SN 1987A w sąsiedniej galaktyce - Wielkim Obłoku Magellana W 1987 gwiazda eksplodowała w Wielkim Obłoku Magellana. W 1994 Teleskop Kosmiczny Hubble'a wykonał zdjęcia wyekspandowanej pozostałości po wybuchu. W centrum nie wykryto na razie pulsara. Kilkanaście neutrin z tego obiektu zostało zarejestrowane (m.in. przez Kamiokande) na ok. 2 godziny przez rozbłyskiem optycznym. Gdyby te neutrina były tak szybkie jak te z Gran Sasso, powinny przybyć na 3.3 roku przed błyskiem optycznym.... Teleskop Hubble'a, zakres optyczny

  21. Supernowa w sąsiedniej galaktyce – Małym obłoku Magellana

  22. Supernowa Sgr A East Centrum Naszej Galaktyki – Mlecznej Drogi, widoczne na niebie w gwiazdozbiorze Strzelca. Także obserwacja teleskopem Chandra (zakres rentgenowski)

  23. Centrum Galaktyki Supermasywna czarna dziura, otoczona gwiazdami oraz gazem/plazmą Z ruchu gwiazd: M = 4.1 10^6 mas Słońca Widok w podczerwieni teleskop Magellan)

  24. Centrum Galaktyki Emisja z bezpośrednich okolic czarnej dziury została odkryta mniej niż 10 lat temu Opadająca materia świeci, modelowanie wskazuje na charakter synchrotronowy w zakresie radia i sub-mm. Event Horizon Telescope zobaczy ten obraz. Mościbrodzka et al. 2009, modelowe obrazy na 230 GHz zgodne z ograniczeniami obserwacyjnymi

  25. Ośrodek międzygwiazdowy Ośrodek ten jest wypełniony: • Promieniowaniem kosmicznym (elektrony, pozytrony, protony, cięższe jądra) • Polem magnetycznym • Gazem i pyłem Promieniowanie kosmiczne – cały zakres energetyczny; www.physics.utah.edu/~whanlon/spectrum.html

  26. Promieniowanie kosmiczne – najwyższe energie Cząstki oddziałują z międzygwiazdowym i międzygalaktycznym polem magnetycznym: świecenie sychrotronowe, odwrotny efekt Comptona, zakrzywienie toru cząstek.Tory cząstek stają się prostoliniowe i wskazują na źródło dopiero powyżej 10^20 eV. www.physics.utah.edu/~whanlon/spectrum.html

  27. Bliskie galaktyki NGC 4501 - mapa radiowa (sieć teleskopów VLA; Vollmer, Soida ... 2010) Synchrotronowy charakter: polaryzacja w całej próbce 8 galaktyk od 10 do 40 procent. Galaktyka spiralna NGC 4501 (odległość 19.5 Mpc) – zdjęcie optyczne

  28. Bliskie galaktyki Anteny – dwie zderzające się galaktyki. Tak może wyglądać spotkanie Mlecznej drogi z Galaktyką Andromedy za parę miliardów lat... Mapa radiowa Anten – Chyży & Beck 2004; pole magnetyczne podążyło za rozkładem materii, jest silne ale nieregularne 10 – 30 mikrogaussów

  29. Galaktyki na kosmologicznych odległościach Możliwości badania emisji synchrotronowej: Galaktyki aktywne (kwazary) W tym: Galaktyki radiowo głośne: mapy i widmo promieniowania. Galaktyki radiowo ciche: widmo promieniowania Teleskop kosmiczny Hubble’a: Ultra Deep Field; najdalsze galaktyki (6 <z<10) ledwo widoczne. Optyka/IR: gwiazdy, gaz i pył.

  30. Radiowo głośne kwazary/radiogalaktyki 3C 175 Z = 0.77 Rozmiar tego radiożródła – ok. 150 kpc (rozmiar galaktyki to typowo 30 kpc). Emisja radiowa takich obiektów to praktycznie w 100 % promieniowanie synchrotronowe.

  31. Radiowo głośne kwazary/radiogalaktyki Złożenie obrazu radiowego i optycznego Keel et al. 2003

  32. Promieniowanie synchrotronowe blazarów – zakres długości fal Jeżeli dżet jest skierowany do nas (obserwatora), to źródło często widzimy jako prawie punktowe, ale za to silnie zmienne. Wtedy prowadzi się kampanie obserwacyjne widma promieniowania. Dla cząstek ultrarelatywistycznych bardzo szeroki zakres widmowy emitowanego promieniowania, od radia przez optykę do zakresu rentgenowskiego Aleksic et al. 2010

  33. Skąd się biorą relatywistyczne cząstki? (I) Przyspieszanie w polu elektrycznym (rekoneksje pól magnetycznych) Zmienne pole magnetyczne generuje pole elektryczne. Dokładny mechanizm rekoneksji pól nie jest jeszcze znany, duży postęp dzięki obserwacjjom Słońca, m.in. przez Solar Dynamic Observatory (II) Przyspieszanie w falach uderzeniowych F = qE

  34. Podsumowanie Możliwości przyspieszania cząstek w kosmosie niemal nieograniczone.... Produkowane strumienie, niestety, malutkie w porównaniu z tym, co oferują dedykowane urządzenia do produkcji promieniowania synchrotronowego.

More Related