Die Präsentation wird geladen. Bitte warten

Die Präsentation wird geladen. Bitte warten

Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007.

Ähnliche Präsentationen


Präsentation zum Thema: "Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007."—  Präsentation transkript:

1 Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Zusammenfassung Energieverlustrate d /dt Emissionskoeffizient j( )* Inverse Compton Synchrotr.- strahlung Rel. Brems- strahlung ~ u ph 2 2 (Thomson-Limit) ~ u B 2 2 (klassisch) ~ n i ~ 1-p *Für ein Potenzgesetz des emittierenden Teilchenspektrums N( ) ~ -p ~ -(p-1)/2

2 Anwendung: Die galaktische diffuse Gammastrahlung Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 ~85% der gesamten - Strahlung >100MeV ist galaktisch diffusen Ursprungs

3 Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Galaktisch diffuse Gammastrahlung (1) Komponenten: 0 -Zerfallsphotonen: 0 aus CR Proton-Nukleon Kollisionen CR, Gasverteilung relativistische Bremsstrahlung CR e -, Gasverteilung inverse Compton Streuung CR e -, Strahlungsver- teilung

4 Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Galaktisch diffuse Gammastrahlung (2) 21cm-Linie als Indikator für atomaren Wasserstoff HI CO-Linie als Indikator für molekularen Wasserstoff H 2 kleiner Anteil an ionisierten Wasserstoff HII H 2 konzentriert zur galaktischen Ebene, HI-Verteilung etwas breiter, HII mit geringstem Gasanteil

5 Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Galaktisch diffuse Gammastrahlung (3) Zum Gal.Zentrum CO Himmelsdurchmusterung (|b|>10 o ) [Dame, Hartmann, Thaddeus 2001, Dame & Thaddeus 2004] CO-(J=1 0) Linie als Indikator für molekularen Wasserstoff dichte, molekulare interstellare Wolken bei hohen galaktischen Breiten mit kleinem Füllfaktor

6 Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Galaktisch diffuse Gammastrahlung (4) 21cm-Linie als Indikator für atomaren Wasserstoff HI

7 Galaktisch diffuse Gammastrahlung (5) Galaktisches interstellares Strahlungsfeld: - anisotrop und energieabhängig - Sternverteilung (87 Sternklassen) innerhalb der Milchstraße: lokale Dichte, Skalenhöhe, Spektrum [synthetische Spektren: Girardi et al Bibliothek] - Staub (Graphite, PAH, Silikate) -extinktion: Absorption & Streuung - Absorption/Reemission von Sternstrahlung an Staub IR - Streuung der Sternstrahlung an Staub 10-30% der opt. Komp. [Porter et al.] R max =20kpc, z max =5kpc StaubCMBSterne Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

8 Galaktisch diffuse Gammastrahlung (6) decay [Strong et al.]

9 Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Galaktisch diffuse Gammastrahlung (7) Der GeV-Exzess [Hunter et al. 1997] Mögliche Gründe: Fehlerhafte -Produktionsfunktion? [Mori et al. 1997, Kamae et al. 2006] – auf keinen Fall alleinige Erklärung Mißkalibrierung des Instruments? – eher nicht alleinige Erklärung Unaufgelöste Punktquellen? [Pulsare: Pohl et al. 1997; Geminga-ähnliche Pulsare: Strong 2006] - Probleme mit Breiten-/Längenverteilung

10 Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Extragalaktische diffuse Gammastrahlung: Bestimmung [Sreekumar etal. 1997, Strong etal. 2004]

11 Der diffuse extragalaktische -Hintergrund [Dermer 2006] Beiträge durch: unaufgelöste Quellen verschiedener kosmischer Objektklassen (AGN, GRBs, Galaxien verschiedener Klassen, Galaxienhaufen, …) Paarkaskadenemission/unaufgelöste Paarhalos von TeV-Quellen Paarkaskadenemission von GZK-CR Propagation kosmologisch-diffuse Komponente (Strukturbildung, Materie-Antimaterie Annihilation, Verdampfung schwarzer Löcher, dark matter-Annihilation,…) = Quellbeitrag + diffuse Komponente Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Origin?

12 Der diffuse extragalaktische -Hintergrund [Mücke & Pohl 2000; Dermer 2006] Quellbeiträge unaufgelöster Quellen stark abhängig von physikalischen Objekteigenschaften,räumliche Verteilung, Evolution der Objektklasse! …unaufgelöste Blasare als ein garantierter Beitrag: Log(N)-Log(S) reflektiert kosmische Historie der Blasar/AGN- Bildung Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

13 F 0 (E;z) × e - (E,z) = F(E;z=0) Gammastrahlen von Quelle Emittiertes Spektrum Gammastrahlenabsorption im Kosmos

14 e+e+ e-e- Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 ultra-relativ. Limit: h m e c 2 : 0.2 T T = Die Photon-Photon Paarproduktion (1) mit 0 =1/2 r e 2, =e ± Geschwindigkeit im CMF System, s=2 1 2 (1-cos )

15 e+e+ e-e- Die Photon-Photon Paarproduktion (2) Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Schwerpunktsenergie s 1/2 : s=(E) 2 – (p) 2 s = (1-cos ) s 1/2 2m e c 2 (Paarproduktion) thr 2m e 2 c 4 /[ 1 (1-cos )] EBL-Messung in der - Astronomie! Kompaktness -Problem in -Blazaren!

16 Die Photon-Photon Paarproduktion (3) Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 resonanzartiger Anstieg des Wirkungsquerschnitts nahe am Energieschwellwert der Wechselwirkung >1/2 aller Wechselwirkungen in engem Photonenergieintervall: (4/3±2/3) *, * 0.8eV(E /TeV) -1 max 0.3 T

17 symmetrische Verteilungsfunktion kleine s: e /2 große s: dominater Energieanteil der WW von einem e ± getragen [ aus : Aharonian 2004] Das Paarproduktionsspektrum x= e / Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

18 Anwendung: (1) EBL-Messung in der -Astronomie (2) Kompaktheit-Problem in -lauten AGN Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

19 CMB EBL EGRB [aus: Ressell & Turner 1989] Die diffuse extragalaktische Strahlung Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

20 Sterne Staub CMB 0.1-2TeV 1-10TeV 7-30TeV [aus: Aharonian et al. 2006] Quellenzählung Gardner et al HST Madau & Pozzetti 2000 HST Fazio et al Spitzer Elbaz et al ISO Dole et al Spitzer Die extragalaktische Hintergrundstrahlung bei IR/optischen Energien (EBL) Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

21 Einige nützliche Referenzen: Nishikov 1962: Gould & Schreder 1966 Jelly 1966 Stecker ; Fazio 1969/70 Stecker et al COBE – IR bkgrd 1997 Hauser & Dwek 2001 Review EBL(z) durch Integration entlang der Sichtlinie Die optische Tiefe des Universums

22 Der Gammastrahlen-Horizont Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

23 Der Gammastrahlen-Horizont Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

24 Rückwärts-Simulation von Quellevolution: extrapoliert spektrale Eigenschaften von lokalen zu hoch rotverschobenen Galaxien mit Hilfe von parametrisierten Modell [z.B. Stecker et al. 1998…2006] Vorwärts-Simulation von Quellevolution: simuliert Galaxienevolution & Emission auf der Basis von astrophysikalischen Prozessen: Sterneigenschaften & -evolution, Staubprozesse, Staubeigenschaften, … Semi-analytische Modelle: zusätzliche (stark vereinfachte) Berücksichtigung von Strukturbildungsprozessen, Gaskühlung & stochastische Sternbildung in Galaxienwechselwirkungen, etc. [z.B. Primack et al. ] Chemische Evolutionsmodelle: betrachtet Evolution von gemittelten Eigenschaften von Sternen, Gas & Galaxien (Dichte, Metallizität, Emissivität, etc.) [z.B. Kneiske et al. 2004] EBL Modelle Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

25 Beiträge zur diffusen Strahlung im IR-Energiebereich: Sternstrahlung der Milchstraße diffuse Emission von interplanetarem Staub und interstellarem Medium (z.B. Zodiakallicht: dominant bei m ) EBL (extrem schwach im Vergleich zur Vordergrundstrahlung!) 2 Techniken: Integration aller extragalaktischen Punktquellen/Galaxien im EBL- Energiebereich (untere Grenze für EBL!) Subtraktion der dominanten(!) Vordergrundstrahlung von gesamter Himmelshelligkeit im EBL-Energiebereich große Unsicherheiten/Systematiken: Suche nach unabhängiger Methode Himmelshelligkeit [aus: Leinert 1998] Direkte Messungen des EBL Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

26 energieunabhängige TeV : spektrale Form des ursprünglichen Quell- flußes identisch mit gemessenen Spektrum Versteilerung des TeV, >6TeV ir EBL Deformation des Quellspektrums durch Absorption Absorption erhöht sich mit Rotverschiebung und EBL-Fluß F 0 (E;z)exp(- (E;z))×= Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

27 Grenzen für die EBL-Dichte Limit bei 1-4 m nahe am EBL-Wert der Quellen (Galaxien)-Zählungen! HESS Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

28 optische Tiefe (E,z) nimmt mit Rotverschiebung zu eindeutige Signatur für Absorption im EBL? [aus: Primack et al. 2000] Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Die kosmische Evolution des EBL Bestimmung: anstatt Untersuchung an individuellen Quellen – suche nach systematischem Absorptionseffekt als Funktion der Rotverschiebung in einem großen Ensemble [z.B. Chen et al. 2004]:

29 Aber: GeV 100 GeV (Evolution der Targetphotonenfelder, Rotverschiebung der WW-Energie, …) Rotverschiebungsabhängigkeit von lokaler Absorption innerhalb der Quelle (hier: AGN) zu erwarten! [aus: Reimer 2007] Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

30 Der diffuse extragalaktische -Hintergrund [Dermer 2006] Kalorimeter der Hochenergieemissivität des Universums:Q erg/s Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 10. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 10. Oktober 2007 Absorption im diffusen Photonenhintergrund modifiziert Spektrum!

31 Anwendung: (1) EBL-Messung in der -Astronomie (2) Kompaktheit-Problem in -lauten AGN Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

32 EGRET (> 100 MeV) O(102) Blasare bei >100 MeV detektiert >10 Blasare bei TeV- Energien detektiert nicht-thermische Kontinuumsemission dominiert die beobachtete Strahlung stark variabel bei allen Energien (radio-TeV): Wochen - Minuten T var R emi /c (Lichtlaufzeit-Argumente, Kausalität!): HE Strahlung aus einem gut lokalisierten Bereich Blasare im -Energiebereich Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

33 Beispiele von spektralen Energieverteilungen (SED) von Blasaren: syn. ? ? flat-spectrum radio quasar (=FSRQ) L bol erg/s BL Lac Objekt high frequency peaked BL Lac Object (HBL) low frequency peaked BL Lac Object (LBL) L bol ~ erg/s L bol ~ erg/s Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

34 Kompaktheit Breitband-Hochenergiestrahlung mit hoher Leuchtkraft L aus einem kompakten Gebiet R cT var T L / (4 c E R) Transparenz fordert « 1: Kompaktheit- Parameter l= T L/(m e c 3 R) ABER: für viele EGRET-Blasare findet man: 100 L 46 E -1 MeV T -1 1hr »1 L 46 =L/10 46 erg s -1, E MeV =E/1MeV, T 1hr =T var /1hr = n R n T R mit n u rad /E = L/(4 cR 2 E) Photonendichte

35 Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Die Eliot-Shapiro-Relation Strahlungs- druck Gravitations- druck mit RcT var R2R2 Das Eddington-Limit: maximal erreichbare Leuchtkraft für ein akkretierendes Objekt ist die Eddington-Leuchtkraft* * Praktisch kann das Eddington-Limit um einen Faktor <5 gebrochen sein Photonen können nur außerhalb des Schwarzschild-Radius r g entweichen: 2GM/c 2 = r g R c T var T var /sec L / erg s -1

36 d.h. die scheinbare Winkelgeschwindigkeit v app eines sich mit Geschwindigkeit v bewegenden Objekts ist größer als die Lichtgeschwindigkeit! Superluminalen Bewegung Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

37 Relativistisches beaming Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Verletzung des Transparenz-Kriteriums Verletzung der Eliot-Shapiro-Relation scheinbare superluminale Bewegungen beobachtet Lösung: Emissionsgebiet bewegt sich mit relativistischer Geschwindigkeit in einem kleinen Winkel zur Sehrichtung [Rees 1966, …] scheinbar superluminale Bewegung ist Projektionseffekt

38 Scheinbare Geschwindigkeit v app =c app maximiert, wenn: d app /d = ( cos - 2 )/(1- cos ) = 0 cos = Das Prinzip der superluminalen Bewegung (2) Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 maximaler Wert ist also: app = sin /(1- cos ) = …..= » 1 wenn 1 & >1 Messung von app setzt ein unteres Limit an

39 Relativistisches beaming Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Verletzung des Transparenz-Kriteriums Verletzung der Eliot-Shapiro-Relation scheinbare superluminale Bewegungen beobachtet Lösung: Emissionsgebiet bewegt sich mit relativistischer Geschwindigkeit in einem kleinen Winkel zur Sehrichtung [Rees 1966, …] scheinbar superluminale Bewegung ist Projektionseffekt relativistisches beaming: (L-Trafos!) D = [ (1- cos )] -1 Doppler-Faktor dE = D dE Dopplerverschiebung der Energie dt = D dt Zeitdilatation d = D 2 d Photonen nach vorne gebeamt im sich bewegenden System Emittierte Leistung pro Frequenz L = dE/(dt d d ) = D 3 L

40 Relativistisches beaming (2) Also: L = D 3 L Photonendichte im Jetsystem erheblich dünner Eliot-Shapiro-Relation/Transparenz-Kriterium damit erfüllt Sei L ~ - (blob-Emission). Dann: L obs = D 3+ L emi mit obs = D emi Verhältnis der beobachteten Leuchtkräfte für sich annähernden (appr) zu entfernenden (rec) blob: L appr /L rec = [ (1+ cos ) / (1- cos ) ] 3+ Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober C 84 zweiseitiger Jet auf kleiner Längenskala intrinsisch bipolare relativistische Jets er- scheinen einseitig M87

41 Relativistisches beaming (3) Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Bestimmung von blob-Geschwindigkeit und Sehwinkel : Wenn blobs gleichzeitig mit c in entgegengesetzter Richtung emittiert werden, gilt: appr = sin / (1- cos ) rec = sin / (1+ cos ) Mit Messung von appr und rec ist Gleichungssystem vollständig lösbar. Zusammenfassung: Relativistische Bewegung in kleinem Sichtwinkel…. … verstärkt Intensitäten und Energien ….kontrahiert Zeitintervalle Jets mit kleinem Sichtwinkel erscheinen heller und variabler. D

42 Ende Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

43 Anita Reimer, HEPL & KIPAC, Stanford University Schule fur Astroteilchenphysik, Obertrubach-Bärnfels, 9. Oktober 2007 Hochenergie-Astrophysik II 1. Hadronische Prozesse in der Hochenergie-Astrophysik (a) Kinematik (b) Photomesonproduktion (c) Gammastrahlen-Resonanzabsorption (d) Bethe-Heitler Paarproduktion (e) inelastische Proton-Proton Wechselwirkung 2. Anwendungen in der Astrophysik

44 Die Kinematik von 2 2 Prozessen Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007 s = (P 1 + P 2 ) 2 = (E 1 +E 2 ) 2 – (p 1 +p 2 ) 2 = m 1 2 +m E 1 E 2 ( cos ) - Im Schwerpunktsystem: p 1,CM = -p 2,CM s = ( E 1,CM + E 2,CM ) 2 - Im Ruhesystem von Teilchen 2: s = m m E 1,lab m 2 Bewegung des Schwerpunktsystems: |p CM |=m 2 |p 1,lab |/s CM = p 1,lab /(E 1,lab +m 2 ) E 1,2,CM =(s+m 1,2 2 -m 2,1 2 )/(2s) E 1, p 1, m 1 E 2, p 2, m 2 E 3, p 3, m 3 E 4, p 4, m 4 Sei c=1. Betrachte: 4er-Vektor P=(E,p), s=totale Schwerpunktsenergie des Systems (lorentz-invariant!)

45 Energieschwellwert Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007 Kinematisch erlaubter Bereich in s: s > (m 3 + m 4 ) 2 (im Schwerpunktsystem muß mindestens die Ruhemasse der Ausgangs- teilchen produziert werden) E 1, p 1, m 1 E 2, p 2, m 2 E 3, p 3, m 3 E 4, p 4, m 4 Sei c=1. Beispiele: e + e - für head-on Kollision s = 2E E 2 (2m e ) 2 E 1 2m e 2 /E 2 (2)p+ p+ 0 für head-on Kollision & Targetproton in Ruhe s = m p 2 +2E m p (m p + m 0 ) 2 E (2m p m 0 +m 0 2 )/2m p 145MeV

46 Zweikörperzerfall Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007 Im Ruhesystem des Teilchens mit Masse m: |p 1 | = |-p 2 |, p=0 s = E 2 – p 2 = m 2 4er-Impulserhaltung: s = (P 1 +P 2 ) 2 = P 1 2 +P P 1 P 2 = m 2 (kinemat.Limit) E, p, m E 1, p 1, m 1 E 2, p 2, m 2 Sei c=1. ! ! Beispiel: 0 t life 8· s, m 1 =m 2 =m =0, E 2 =E 1,2 2 =p 1,2 2 =p 2 s=(P 1 +P 2 ) 2 =2P 1 P 2 =2(E 1 E 2 -p 1 p 2 )=4E 1 E 2 =m 2 Wegen E 2 =E -E 1 : 4E 1 E 2 -m 2 = 4E E 1 E +m 2 = 0 Lsg.: E = E 1 = ½(E ±p ) = 1/2 m (1± ) = 1/2m [(1± )/(1 )] 1/2 Verteilung der 0 -Zerfallsphotonen symmetrisch um ½(m ±

47 0 -Zerfall Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007 Also: E,min,max = ½m [ (1 ± )/(1 ) ] 1/2 - Spektrum der Zerfallsphotonen für jede Pionenergie enthält 1/2m - für ein Spektrum von Pionenenergien ist das resultierende Energiespektrum der Zerfallsphotonen so überlagert, daß das resultierende -spektrum ein Maximum bei 1/2m 67.5MeV besitzt: 0 -bump Sei c=1. E,p,m E 1, p 1 E 2, p 2 0 ± E E min E max 1/2m Wichtigster hadronischer Gammastrahlen- produktionskanal!

48 e+e+ e + e - e+e+ 0 e-e- e+e+ neutrale Pionen Gamma-Photonen geladene Pionen Neutrinos

49 Neutrinoproduktion Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober ± ± + ( ) mit =(m 2 +m 2 )/(2m m )1 im Pionruhesystem (4er-Impulserhaltung & m 0) wegen klein, ist: - ± e ± + e ( e ) + ( ) Man findet: ¼, ¼, … hauptsächlich (nicht ausschließlich!) über ± – und ± –Zerfall: t life 26ns t life 2.2 s

50 Zwischenspiel Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007

51 Die Wechselwirkungsrate c/ Relativistische Reaktionsrate r (invariant!) zweier Teilchen= # WW / dVd t: Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007 mit dn i = # Teilchen / dVdp, i =p i /E i, d = (invarianter) WW-Querschnitt, (invariante) Geschwind- igkeit eines Teilchens 1 im Ruhesystem des anderen Teilchens 2, i =4er-Impuls Für isotrope Teilchenverteilungen: [cos = p 1 ·p 2 /p 1 p 2 ] Beispiel: Photomesonproduktion p + =, 2 =1, r =1, dn 1 =1, dn 2 = ½ n( )d r ~ d n( ) dcos ½(1- cos ) p (s) mit s = m p 2 +2E (1- cos ) [Landau-Lifschitz] [z.B. Dermer 1984]

52 Die Mesonproduktion Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007 (1) Photomesonproduktion (2) Proton-Nukleon Wechselwirkung p n p p n p n p

53 Die Photomesonproduktion Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007 EpEp s 1/2 threshold =m p +m dominanter Kühlungsprozeß in z.B. - Propagation von UHECRs über kosmologische Distanzen Greisen-Zatsepin-Kuzmin Limit [Greisen 1966; ….] - Jets von aktiven galaktischen Kernen (AGN) [e.g. Mannheim etal. 1992, 1993, Protheroe 1997, Mücke et al. 2001, 2003, …] - Gamma-Ray Bursts (GRBs) [Vietri 1998, Böttcher & Dermer 1998, Rachen & Meszaros 1998, Asano & Inoue 2007] s = (E) 2 – (p) 2 = = m p 2 c 4 + 2E (1- cos ) = = m p 2 c 4 + 2m p c 2

54 Resonanzen: (1232), N(1440), N(1520), N(1535), N(1650), N(1680)/ N(1675), (1905), (1950) diffraktive Streuung: Vektormeson-Produktion: : =9:1 Multipionenproduktion: QCD String-Fragmentationsmodell (Lund JETSET 7.4) direkte Pionenprodukt.: - nicht-resonante p n +, p - Hintergrund nahe Schwellwert SOPHIA – Simulation Of PhotoHadronic Interactions in Astrophysics [Mücke et al. (SOPHIA Kollaboration) 2000] Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007

55 Der SOPHIA Monte Carlo N -Photomesonproduktion, inklusive aller relevanten Wechselwirkungsprozesse bis zu s 1/2 ~1TeV vollständige Simulation der Vielteilchen-Endzustände liefert volle Information über die Winkelverteilung der Teilchen-Endzustände Ergebnisse in Übereinstimmung mit experimentellen Daten aus der Teilchenphysik SOPHIA webpage: www://ebl.stanford.edu/index.html [Mücke et al., 2000, Comp.Phys.Comm., 124, 290 Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007

56 Vergleich mit Beschleunigerdaten

57 Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007 Vergleich mit Beschleunigerdaten (2) Rapidität y y = 1/2 ln[(E+p || )/(E-p || )]

58 Pionenmultiplizität Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober Produktion hauptsächlich durch: ± ± e ± ( e / e ) -Produktion hauptsächlich durch: ~s 1/4 Vergleiche mit Approximation: 0 : + = 2 : 1, keine - / e

59 Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007 * e ± besitzen 100% Strahlungseffizienz Vergleiche mit Approximation: aus 0 : + = 2 : 1 E : E 3 : 1 Vergleiche mit Approximation: : E p 1 : 20 Photon * -zu-Neutrino-Verhältnis

60 Proton-zu-Neutron Konvertierung Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007 Möglichkeit einer UHECR-Quelle: Neutronen (nicht an B-Feld gebunden!) können einer Protonquelle entweichen; erleiden -Zerfall im kpc-Bereich der Quelle: n p e - e

61 Target: Schwarzkörper- strahler der Temp. T Target n ph ~ -, min < < max Hochenergieteil (s 1/2 >2 GeV) des N kann in der Astrophysik nicht vernachläßigt werden! … in astrophysikalischer Umgebung: Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007

62 Anwendung Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007 Targetphotonenfeld= (1) Schwarzkörperstrahler (T) (2) Potenzgesetz ( ) Energieverlustlänge x loss = /K p Einfluß des sekundären Resonanzbereichs Minimum von x loss bei E p 1.16·10 12 /T[K] GeV K p = E p /E p = prozentualer Energieverlust

63 Anwendung: Schwarzkörperstrahler Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007 E /E 1.5 (während -Approx. Verhältnis 3:1 gibt)

64 Anwendung: Potenzgesetz-Strahlungsfeld (2) Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007 E /E 1 für all flache Potenzgesetzspektren: E /E mehr als eine Größen- ordnung kleiner

65 Anwendung: Potenzgesetz-Strahlungsfeld (1) Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007 Maximaler Energieverlust in harten Targetphotonenfeldern

66 Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007 Anwendung: GRB Targetphotonenfeld n( ) ~ -2/3 für eV 1keV ~ -2 für 1keV 100MeV

67 Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007 Anwendung: GRB Targetphotonenfeld E /E 1 bei hohen Energien

68 Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007 Anwendung: TeV-Blasar Targetphotonenfeld n( ) ~ -1 für eV eV ~ -2 für eV 10eV

69 Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007 Anwendung: TeV-Blasar Targetphotonenfeld E /E %-30% Dissipation in &

70 Das Greisen-Zatsepin-Kuzmin-Limit Nukleonen wechselwirken mit dem kosmischen Mikrowellenhintergrund (CMB) via: N + CMB N + s + … Photomeson-Produktion Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007 Paarproduktion Photomeson-Produktion kosm.Expansion p CMB pe + e -


Herunterladen ppt "Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007."

Ähnliche Präsentationen


Google-Anzeigen