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Anita Reimer, HEPL & KIPAC, Stanford University

Gammastrahlen Neutrinos kosmische Strahlung. Hochenergie-Astrophysik. Anita Reimer, HEPL & KIPAC, Stanford University Schule fur Astroteilchenphysik, Obertrubach-B ä rnfels, 8. Oktober 2007. Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007. Gliederung

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Anita Reimer, HEPL & KIPAC, Stanford University

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  1. Gammastrahlen Neutrinos kosmische Strahlung Hochenergie-Astrophysik Anita Reimer, HEPL & KIPAC, Stanford University Schule fur Astroteilchenphysik, Obertrubach-Bärnfels, 8. Oktober 2007

  2. Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 • Gliederung • Hochenergie-Astrophysik I • (Motivation, einige Grundlagen, leptonische Kontinuumsstrahlungsprozesse bei hohen Energien) • Hochenergie-Astrophysik II • (Hadronische Kontinuumsstrahlungsprozesse, Anwendungen) • Hochenergie-Astrophysik III • (Paarkaskaden, Anwendungen)

  3. Hochenergie-Astrophysik I 1. Motivation 2. einige Grundlagen zu Strahlungsprozessen 3. Leptonische Kontinuumsstrahlungsprozesse in der Hochenergie-Astrophysik (a) Die Compton-Streuung (b) Synchrotronstrahlung (c) Bremsstrahlung (d) Photon-Photon Paarproduktion Anita Reimer, HEPL & KIPAC, Stanford University Schule fur Astroteilchenphysik, Obertrubach-Bärenfels, 8. Oktober 2007

  4. Existieren kosmische Teilchenbeschleuniger? JA! – kosmische Hochenergie-teilchen (“kosmische Strahlung”) bis ~1020eV gemessen Natur beschleunigt Teilchen auf ~107 mal höhere Energie als LHC! ~E-2.7 knee 1 part m-2 yr-1 ~E-3 Ankle 1 part km-2 yr-1 ~E-2.7 LHC [T. Gaisser 2005] Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 • Offene Fragen: • Woher? – Ursprung • Was?–Quellen • Wie? – Physik (Produktion, Wechselwirkung, Beschleunigung, …)

  5. zum Quellursprung …. E-3.0 Rgyro >> RGalaxie galaktisch extragalaktisch Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 E-2.7 1 TeV Energie [eV] Komposition:~88% p, 10% He, 1% e-, 1% schwere Kerne

  6. zur Quellidentifikation …. Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Erreicht der Gyroradius relativistischer Teilchen die Systemgröße, ent-weichen diese Teilchen aus dem System, und können nicht weiter be-schleunigt werden: Die maximale Teilchen-energie ist erreicht. „Hillas-Bedingung“: ECR,max~3 x 1010 Z (B/10G) (R/1016cm) GeV

  7. Kosmische Gammastrahlenemitter Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 • Aktive galaktische Kerne (AGN) • Gamma-Ray Bursts (GRBs) • Extragalaktischer Gamma-strahlenhintergrund • Milchstraße • Galaktisches Zentrum • Pulsare, Pulsarwindnebel • Supernova-Überreste • Massive Röntgen-Binärsysteme • Mikroquasare • Massive junge Sternhaufen • Sonne • Mond • Galaxienhaufen • Starburst-Galaxien, Ultra-leuchtkräftige IR-Galaxien, … • Paarhalos • Kosmische Strahlung • Massive stellare Binärsysteme • Dunkle Materie • …….. • Erde

  8. Cas A Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Supernova-Überreste: Schockwellen im interstellaren Medium Benötigte Leistung: P = E/t~2pR2galUCRvA ~ 7·1040erg/s gelieferte Leistung: E ~ 1051 erg, P ~ 1042 erg/s 1-10% Beschleunigungs- effizienz ECR< 1016 eV

  9. Cas A Supernova Remnant im Röntgenbereich Schockfronten Fermi-Beschleunigung an Schockfronten John Hughes, Rutgers, NASA

  10. ROSAT Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 RX J1713.7-3946 • entdeckt mit ROSAT • ringähnliche Morphologie • Distanz: ~1 kpc • Alter ~ 1000 Jahre (in Übereinstimmung mit chinesischen Schriftstücken @ 393v.Chr.) • Röntgen-, Radiostrahlung: nicht-thermisch

  11. RX J1713.7-3946 ASCA 1-3keV Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 H.E.S.S.-Detektion [Aharonian et al. (HESS-collaboration) 2004] • ringähnliche Morphologie bei TeVs aufgelöst • g-ray Morphologie ähnlich zum Röntgenbild • erhöhte Emission aus dem westlichen Rand-bereich

  12. XMM Coma C Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Der Coma Galaxienhaufen (A 1656) • eines der dichtesten Galaxienhaufen (Ng > 103) • Distanz: ~ 90 Mpc (z  0.0232) • F ~1Mpc, nH~10-3 cm-3 tconfine (ECR<108GeV) ~ tHubble • wahrscheinlich Merger-System • diffuses heißes Gas (kT~8.2 keV) therm. Röntgenstrahlg • nicht-therm. EUV & HXR Exzeß[e.g. Berghöfer & Boywer 1998; Rephaeli et al. 1999] • nicht-thermischer Radio-Halo [e.g. Schlickeiser et al. 1987]  Hinweis auf relativistische Teilchenpopulation

  13. Coma – Voraussagen für den Hochenergiebereich Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 optimistisches Szenario ! Coma GLAST wird .... - die verschiedenen HE Strahlungsprozesse in Coma sondieren - Schranken für das e/p-Verhältnis in Coma setzen

  14. Der Mond als MeV/GeV-Photonenemitter Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 [Thompson et al. 1997] EGRET-Messung erklärt als hauptsächlich p0-Zerfalls Gamma-photonen durch Wechselwirkung von CRs mit dem Mond-Material

  15. hn Synchrotron- strahlung sx=0.665 barn×(me/mx)2 hn (hn)sc (inverse) Compton Streuung (hn)inc Erecoil Ionen-Elektron Bremsstrahlung Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 s ~ re2 „Elektromagnetische“ g-Strahlenproduktion …..

  16. Ep,2 Ep,1 Proton-Proton Wechselwirkung s1/2threshol=2mp+mp0 p+pN+N+ps eg Photomeson- produktion Ep p+gN+ps s1/2threshold=mp+mp0 Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 s ~ rp2 ~ (me/mp)2re2 „Hadronische“ g-Strahlenproduktion

  17. Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Einige Grundlagen zum Verständnis von Hochenergie-Emissionsprozessen ……

  18. Relativistische Transformationen K’ K V x’ x Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Nicht-relativistische Geschwindigkeiten: Galilei Transformation: x’(t) = x(t)-Vt v’=x’=x-V=v-V (implizite Annahme: t’=t) . . Michelson-Morley Experiment: c=c’ finde linear Transformation für die c=const. in allen Systemen Betrachte Lichtstrahl von (x1,y1,z1) nach (x2,y2,z2): Entfernung d in K: d2=(x2-x1)2+(y2-y1)2+(z2-z1)2=c2(t2-t1)2 in K’: d’2=(x’2-x’1)2+(y’2-y’1)2+(z’2-z’1)2=c2(t’2-t’1)2 definiere “verallgemeinerten Abstand” ds2=c2dt2-dx2-dy2-dz2 =-dt2-dx2-dy2-dz2, t=ict Damit: ds2=0 und ds’2=0 ds2=ds’2ds2 invariant!

  19. Beispiel: Die Zeitdilatation m+ m- e+ nm ne e- nm ne Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Lebensdauer eines Muons m Betrachte m im Laborsystem und Ruhesystem (‘) des Teilchens: ds’2Ruhe = ds2Lab c2dt’2 = c2dt2-dx2-dy2-dz2 dt’ = dt [1 - (dx2+dy2+dz2/c2dt2)]1/2 = dt [1 – v2/c2]1/2 = dt/dg dt’ = dt/dg mit dg = [1 - b2]-1/2 Lorentz-Faktor Lebensdauer eines m im Laborsystem um einen Faktor g verlängert im Vergleich zum Ruhesystem des m

  20. Übung: Der Doppler-Effekt E = E’· D Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Eine Quelle bewege sich von P1 nach P2 im Beobachtersystem und emittiere ein Strahlenpaket der Frequenz w’ im Ruhesystem der Quelle (‘). Welche Energie besitzt das Strahlenpaket für einen Beobachter?

  21. Die Lorentz-Transformation (1) Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 • Fordere: ds2=invariant erfüllt für eine Drehung: • x = x’ cosa - t sina • t = x’ sina + t’ cosa • Geschwindigkeit in K: V= x/t = -t’sina/t’cosa = -tana • cosa = [1+tan2a]-1/2 = [1+x2/(ict)2]-1/2 = [1-b2]-1/2 = g sina = tana/[1+tan2a]1/2 = ib/[1-b2]1/2 =ibg Damit ist:x = g (x’+ct’b) • t = ict = ig (bx’+ct’) • Allg. für beliebige Richtungen V: x = x’+bg (g/(1+g) bx’ + ct’) • t = g/c (bx’ + ct’) K’ K t’ V x’=0 t=ict x

  22. Die Lorentz-Transformation (4) Geschwindigkeitstransformation v v’ mit Verschiebungsgeschwindigkeit V=bc mit q (b,v): v = dx/dt b || v: v|| = v cosq = (v’cosq’+bc) / (1+(bv’/c)cosq’) b | v: v| = v sinq = v’sinq’ / [ g(1+(bv’/c)cosq’) ] Aberration von Licht: v=v’=c cosq = (cosq’+b) / (1+bcosq’) sinq = sinq’ / [ g(1+bcosq’) ] tanq = v’sinq/ [ g(v’cosq’+bc) ] tanq = v’sinq/ [ g(v’cosq’+bc) ] K Quelle 1 Verschiebungs-geschwindigkeit  v Isotrope Emission Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 K’

  23. Die Lorentz-Transformation (2) + Minkowski-Metrik: - xm = hmnxn xm= hmnxn s2 = xmxm = -t2-x2-y2-z2=c2t2-xx=hmnxmxn mit - - Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 in Tensor-Notation: mit Operatoren: Gradient:  = ∂m = ∂/∂xm

  24. Die Lorentz-Transformation (3) • Vierer-Geschwindigkeit: • Vierer-Impuls: , 0-te Komponente: mit Betrag des 4er-Impuls: Damit: Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Vierer-Vektoren:

  25. Die Lorentz-Transformation (5) • Vierer-Beschleunigung: Bemerke: = Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 • Feld-Transformationen: Mit Faraday-Tensor erhält man:

  26. Einige Relativistische Invarianten • Phasenraum dV= d3pd3x = invariant, denn: Produkt zweier 4er-Vektoren (Pm, xm) invariant & Null-Komponenten zweier 4er-Vektoren transformieren sich identisch • Phasenraumdichte f=dN/dV =invariant(da zählbare Quantität invariant) • P(W)/n4 = invariant, denn: P(W)=hn·f·p2dp mit p=hn/c, ferner: n=Dn’ (Doppler-Formel) & f=invariant P(W)= P’(W’)/D4 Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 praktisch zur Ableitung von Formeln für die Strahlung von relativistischen Teilchen • dE/dt = invariant, denn: Sei n=1/T, dn=1/dT, dn’=1/dT’. Dann: dT/dT’ = dn’/dn = dE’/dE . • In/n3 = invariant, denn: … siehe Übung… • optische Tiefe t = invariant, denn: … siehe Übung

  27. Erinnerung:einige fundamentale Strahlungskonzepte Mit b=u/c, k=1-n·b: . E(r,t) = q [ (n-b)(1-b2)/k3R2 ] + q/c [ n/k3R x ((n-b)xb) ] Geschwindigkeitsfeld~1/R2Strahlungsfeld Erad~1/R B(r,t) = [n x E(r,t)] Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 (1)Elektromagnetische Felder einer sich beschleunigt bewegenden Ladung: • |Erad| = |Brad| & E, B, n jeweils aufeinander senkrecht

  28. Erinnerung:einige fundamentale Strahlungskonzepte u . u . und dW/(dtdW) ~ q2u2sin2Q (2)Larmor’s Formel:b « 1 . . Erad = [(q/Rc2) n x (n x u)], Brad = [n x Erad], |Erad| = q u/(Rc2) sinQ Leistung P = dW/dt = ∫dW dW/(dtdW) = ∫SdA = ∫S·R2dW mit . P = 2q2u2 / (3c3) Poyntingfluß S = c/(4p) E2rad Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 . . • P ~ q2u2 • strahlt im typischen Dipolmuster ~sin2Q: • Erad ~ n x (n x u) • Strahlung einer geradlinig beschleunigten Ladung 100% polarisiert in u-n-Ebene .

  29. Strahlungskonzepte (2) Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Dipol-Näherung: Sei L=Systemgröße, t=Zeitskala assoziiert mit Änderung in Erad, n=1/t = charkterist. Emissionsfrequenz Für t»L/c: Retardierung vernachlässigbar (Distanz zum Beobachter R0 » Längenskala assoziiert mit Änderung in Erad) ferner: l=c/n»L oder u/c«l/L oder u«c nicht-relativistisch Erad = c-2 R0-1 [n x (n x d)] mit d= ∑qiri (Dipolmoment) dP/dW = d2/4pc3 sin2Q P = 2d2/3c3 .. .. ..

  30. Thomson-Streuung (klassische Compton-Streuung) n e=E/|E| Kraft der einfallenden Welle (sei linear polarisiert) m·r = F = eeE0sinwt d = e2E0e/m sinwt, d=e·r= Dipolmoment d = -e2E0e/(mw02) sinw0t = d0 sinw0t: Das e- als Oszillator .. .. Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 freies e- strahlt Photonen ab als Reaktion auf einfallende elektromagnetische Welle

  31. Thomson-Streuung (2) ds abgestrahlte Energie pro Zeit pro Raumwinkel differentieller Wirkungsquerschnitt = dW einfallende Energie pro Zeit pro Flächeneinheit Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 dP/dW = e4E02/(8pm2c3) sin2Q1 Einfallende Welle: <S> = c/(8p) E02 Damit: dP/dWpolar= <S>ds/dW also: ds/dW = e4/m2c4 sin2Q1= r02sin2Q1 s = ∫dW ds/dW = 8p/3 r02 = 0.665·10-24 cm2 =sT Thomson-Wirkungs- querschnitt r0 = 2.82·10-13cm klassischer e- Radius

  32. Die Thomson-Streuung (3) Für: unpolarisierte einfallende Welle = Superposition zweier senkrecht zueinander linear polarisierter Wellen e1,e2 Q1= (e1,n)=p/2-a, Q2 = (e2,n)=p/2, a= (n,z) ds/dWunpolar = ½ [ds/dWpol1 + ds/dWpol2] = = ½ [ds(Q)/dW + ds(p/2)/dW] = = ½ r02(1+sin2Q) = ½ r02 (1+cos2a) Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 • ds/dW symmetrisch zu a -a Spiegelung • sunpolar = spolar = sT • gestreute Strahlung i.a. polarisiert mit Polarisationsgrad P = Ppol/Ptot = (1-cos2a) / (1+cos2a) • gestreute Leistung P = <S>sT = sTcurad mit urad =<S>/c = mittlere Strahlungsenergiedichte

  33. Die Thomson-Streuung (4) Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 • Betrachte N Photonen der Frequenz n. • Dann P = dE/dt = d(Nhn0)/dt = sTcNhn1 von einem e- gestreute Leistung • Mit Ne e- ist dann: dN/d(ct) = sTNeN N = N0exp(-∫ sTNedx) • t = ∫sTNedx Thomson optische Dicke • Thomson-Streuung wichtiger Prozeß um Entweichen von Photonen aus einem Gebiet zu verhindern • Photonen in beliebige Richtungen gestreut (“random walk”) wobei in jedem Schritt die mittlere freie Weglänge lT = (sTNe)-1 zurückgelegt wird

  34. Die Compton-Streuung e- Elektronin Ruhe  Rückstoß- elektron • Photon streut an ruhendem Elektron • Elektron erfährt Rückstoß • gestreutes Photon niederenergetischer als einfallendes Photon gestreutes Photon einfallendes Photon

  35. Die Compton-Streuung (1) E a E1 Q Erecoil=gmc2 Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Wegen Impuls des Photons wird Rückstoß des Elektrons erwartet (Impulserhaltung!): Energieerhaltung:E1 + mc2 = gmc2 + E Impulserhaltung (||):(E1/c) = (E/c) cosa + gmv cosQ Impulserhaltung ( | ): (E/c) sina = (gmv) sinQ Eliminiere Q,g: E/E1 = [ 1+(E1/mc2) (1-cosa) ]-1 oder: l1 – l = lc (1-cos a) mit lc = h/mcCompton-Wellenlänge im e- Ruhsystem: E≈E1 für niederenergetische e- (E1«mc2) Thomson-Streuung

  36. Die Compton-Streuung (2) Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Wirkungsquerschnitt (QED): Klein-Nishina-Formel Approximationen:(x=E/mc2) x«1: s = sT(1-2x+…) x»1: s = 3/8 sT/x (ln2x+½) ds/dW = ½ r02E12/E2 (E/E1 + E1/E – sin2a) s = sT ¾ [(1+x)/x3 ( 2x(1+x)/(1+2x) – ln(1+2x) ) + (ln(1+2x))/2x – (1+3x)/(1+2x)2

  37. Die Compton-Streuung (3) Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Nun: sich bewegende (relativistische) geladene Teilchen einfallende Photonen gestreute Photonen Beobachtersystem Ruhesystem des Elektrons

  38. Die Compton-Streuung (4) Ruhesystem S’ des e- Lab-System S ,g, b z’ z Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Nun: sich bewegende (relativistische) geladene Teilchen L-Trafo ins Ruhesystem des e-: E = E’ g(1-bcosQ’) = E’/(g(1+bcosQ)) L-Trafo ins Lab-System: E’s = Es g(1+bcosQs) = Es/(g(1-bcosQs’)) Thomson-Regime: E’/mec2«1/g cosQ’s = (cosQs+b)/(1+bcosQs) ≈ b: gestreutes Photon bewegt sich in etwa in gleiche Richtung wie das rel. e- … (“head-on”-Approximation) … mit Energie (asymptodisch) Es ≈ g2E f. E’/mec2 « 1/g Es ≈ ½gmec2 f. E’/mec2»1/g

  39. Die Compton-Streuung (5) Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Energieverlustrate: dE/dt = invariant = dE’/dt’ = sTc u’rad bestimme u’radc = auf ruhendes e- treffende Rate an Photonen- flußdichte • Photonenenergie geboosted im e- Ruhsystem:E’ = Eg(1+bcosQ) • Aberration der Winkel: cosQ’ = (cosQ+b)/(1+bcosQ) • Ankunftsrate Zeitintervall Dt’ = Dt/[g(1+bcosQ)] Damit: u’rad = urad [g(1+b cosQ)]2 Mittelung über Winkel: <u’rad> = 4/3 urad(g2-1/4) dE/dt = dE’/dt’ = 4/3 sTcurad(g2-1/4) = Leistung des Photonen-feldes nach der Streuung Netto-Energiegewinn: dE/dt = 4/3 sTcurad(g2-1/4) - sTcurad = dE/dt = 4/3 sTcuradb2g2

  40. Die Compton-Streuung (6) Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Spektrale Emissivität: für mono-energetisches Targetphotonenfeld N(n0) ~ d(n-n0) • I(n)dn ~ ndn für niedrige Frequenzen • Für ein Potenzgesetz der Teilchen: dN ~ g-pdg • ergibt sich für das IC-Spektrum: • I(n) ~ ∫dg N(g) P(n) • I(n) ~ n-(p-1)/2 • für beliebiges Targetphotonenfeld: • I(n) ~ n-(p-1)/2∫dnn(p-1)/2 N(n) • N(n)=Photonendichte nmax = 4g2n0

  41. Frequenz der Targetphotonen [Hz] gestreute Photonenfrequenz [Hz] Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Beispiel: g=1000 Anwendungen: Gammastrahlung von radio-lauten AGN (“leptonisches Modell”

  42. Aktive Galaktische Kerne (AGN) als Quellen hochenergetischer Teilchen/Photonen blazar NLR Jet BLR Schwarzes Loch Akkretions-scheibe Staubring Cyg A bei 5 GHz Schema eines radio-lauten AGN Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 AGN ... • ... sind extragalaktische Quellen mit gewaltigen aktiven Kernen (energetisch angetrieben durch ein supermassives schwarzes Loch) • ~ 10% aller Galaxien sind AGN Hochenergie-produktion! bis zu ECR~1020eV

  43. Spektrale Energieverteilung (SED) von Blasaren Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

  44. Spektrale Energieverteilung (SED) von Blasaren Fossati‘s Blasar-Sequenz low frequency peaked BL Lac Object FSRQ high frequency peaked BL Lac Object LBL HBL syn. ? Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 1043 1045 1047 1048erg/s Lbol HBLLBLFSRQ TeVGeV Epeak X-raysIR/opt. [Fossati et al. 1998]

  45. Emissionsmodelle für Blasare syn. ? Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 • ”leptonische” Modelle • e+ e - Jets • ”hadronische” Modelle • e- p Jets

  46. Leptonische Blasar-Emissionsmodelle Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 invers Compton-Streuung von Targetphotonen durch rel. Paare Targetphotonen sind … • externe Photonenfelder: - Akkretionsscheibe: ECD - reproz. Scheibenstrahlung (via BLR): ECC - reflektierte Jet-Synchrotronstrahlung (via zirkumnukl. Klumpen): RSy - IR-Strahlung vom Staubring: IRC • interne Photonenfelder • d.h. Synchrotronstrahlung derselben relat. e- : SSC

  47. Die Synchrotron-Strahlung (1) Helikale Bewegung einer Ladung @ Winkelgeschw. wB = eB/(gmc) & Beschl. a|=-wBv|, a||=0 . gmv = -e/c [vxB] Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 relativistische e- gyrieren in einem Magnetfeld der Stärke B Bewegungsgleichung: am = e/mc Fmn Un d/dt [gmv] = -e/c [vxB] d/dt [gmc2] = -ev·E = 0 Beobachter-system Pitchwinkel Q = (v,B)

  48. Die Synchrotron-Strahlung (2) Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 • Abstrahlung einer relativistisch beschleunigten Ladung: • L-Trafo ins instantane e- Ruhsystem (‘): • A·U = 0, Um = (c,0) a’0 = 0 • Abgestrahlte Leistung: Larmor’s Formel in covarianter Form • P’ = (2e2/3c3) [a’·a’], a’·a’ = a||’2 + a|’2 • mit a|| = 0 und a|’ = g2a| ergibt sich: P’ = 2e2/(3c3) g4a|2 • Rücktrafo: dE/dt = dE’/dt’, P = P’ • P = 2e2/(3c3) g4a|2 Gyrierendes e- im Magnetfeld: a| = evBsinQ/(gmc) P = 2e4B2b2sin2Qg2 /(3c3m2) Nach Pitchwinkel-Mittelung: P = 4/3sTcuBb2g2 (mit 1/(4p)sin2QdW = 2/3, sT = 8pe4/3m2c4)

  49. Synchrotron- und inverse Compton Strahlung: ein Vergleich Energieverlustraten: IC (Thomson): PIC = dE/dt = 4/3 sTc uradb2g2 Synchrotron: Pmag = dE/dt = 4/3 sTc umagb2g2 mit umag = B2/8p = Energiedichte des Magnetfeldes PIC/Pmag = urad/umag Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 • Synchrotronleistung vergleichbar mit Compton Leistung, wenn die Energiedichte der Targetphotonen vergleichbar ist mit der Energiedichte des Magnetfeldes; realisiert oft am Jet-Sockel • Synchrotronstrahlung als Streuung von virtuellen ”Quanten” des statischen Magnetfeldes an relativistische Elektronen

  50. Die Synchrotron-Strahlung (3) P(n) = 3e3B|/mc2 F(x), nc = 3nmax x=n/nc Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 • Spektrale Synchrotron-Emissivität eines e-: • Strahlung des gyrierenden e- gebeamt (Aberration!) Beobachter sieht nur Strahlung wenn von einem Puls getroffen (Q ~ 1/g) • Dauer des Pulses: Dt = L/(vsinQ) (1-b) mit L/v≈1/(gwB) und 1-b≈1/(2g2): Dt≈(2g3wBsinQ)-1 Zum Beo-bach-ter • Fourier-Trafo der Pulszeit-profile ergibt Spektrum: dP/(dAdW) = |E(w)|2 / T • charakteristische Frequenz: • n~1/Dt ~ g2nRsinQ mit nR = eB/2pm nicht-relativ. Gyrofrequenz Genauer: Rybicki & Lightman, Kap. 6

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