*Für ein Potenzgesetz des emittierenden Teilchenspektrums N(g) ~ g-p Zusammenfassung Energieverlustrate dg/dt Emissionskoeffizient j(e)* Inverse Compton Synchrotr.- strahlung Rel. Brems- ~ uphb2g2 (Thomson-Limit) ~ g-(p-1)/2 ~ uBb2g2 (klassisch) ~ g-(p-1)/2 ~ nig ~ g1-p *Für ein Potenzgesetz des emittierenden Teilchenspektrums N(g) ~ g-p Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

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

Galaktisch diffuse Gammastrahlung (1) Komponenten: p0-Zerfallsphotonen: p0 gg aus CR Proton-Nukleon Kollisionen CR, Gasverteilung relativistische Bremsstrahlung CR e-, Gasverteilung inverse Compton Streuung CR e-, Strahlungsver-teilung 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 H2 kleiner Anteil an ionisierten Wasserstoff HII H2 konzentriert zur galaktischen Ebene, HI-Verteilung etwas breiter, HII mit geringstem Gasanteil Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

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

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

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. Staub Sterne CMB [Porter et al.] Rmax=20kpc, zmax=5kpc Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Galaktisch diffuse Gammastrahlung (6) decay [Strong et al.] Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Galaktisch diffuse Gammastrahlung (7) Der GeV-Exzess [Hunter et al. 1997] Mögliche Gründe: Fehlerhafte p-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 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

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

Der diffuse extragalaktische g-Hintergrund = Quellbeitrag + diffuse Komponente Origin? 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,…) [Dermer 2006] Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

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

Gammastrahlenabsorption im Kosmos Gammastrahlen von Quelle Emittiertes Spektrum F0(E;z) × e-t(E,z) = F(E;z=0) Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Die Photon-Photon Paarproduktion (1) Q e+ e- mit s0=1/2pre2, b=e± Geschwindigkeit im CMF System, s=2e1e2(1-cosQ) sT sgg w = ultra-relativ. Limit: hw≈mec2: ≈0.2sT Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Die Photon-Photon Paarproduktion (2) Schwerpunktsenergie s1/2: s=(∑E)2 – (∑p)2 s = 2e1e2(1-cosQ) s1/2 ≥ 2mec2 (Paarproduktion) ethr ≥ 2me2c4/[e1(1-cosQ)] Q e+ e- EBL-”Messung” in der g-Astronomie! Kompaktness-Problem in g-Blazaren! Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Die Photon-Photon Paarproduktion (3) w resonanzartiger Anstieg des Wirkungsquerschnitts nahe am Energieschwellwert der Wechselwirkung >1/2 aller Wechselwirkungen in engem Photonenergieintervall: De≈(4/3±2/3)e*, e*≈0.8eV(Eg/TeV)-1 smax≈0.3sT Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

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

EBL-”Messung” in der g-Astronomie Kompaktheit-Problem in g-lauten AGN Anwendung: EBL-”Messung” in der g-Astronomie Kompaktheit-Problem in g-lauten AGN Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

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

Die extragalaktische Hintergrundstrahlung bei IR/optischen Energien (EBL) 0.1-2TeV 1-10TeV 7-30TeV CMB Quellenzählung Gardner et al. 2001 HST Madau & Pozzetti 2000 HST Fazio et al. 2004 Spitzer Elbaz et al. 2002 ISO Dole et al. 2006 Spitzer Sterne Staub [aus: Aharonian et al. 2006] Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Die optische Tiefe des Universums durch Integration entlang der Sichtlinie EBL(z) Einige nützliche Referenzen: Nishikov 1962:  Gould & Schreder 1966 Jelly 1966 Stecker ; Fazio 1969/70 Stecker et al. 1992 COBE – IR bkgrd 1997 Hauser & Dwek 2001 Review

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

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

EBL Modelle 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] Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Direkte Messungen des EBL Himmelshelligkeit Beiträge zur diffusen Strahlung im IR-Energiebereich: Sternstrahlung der Milchstraße diffuse Emission von interplanetarem Staub und interstellarem Medium (z.B. Zodiakallicht: dominant bei 1.25-140mm) EBL (extrem schwach im Vergleich zur Vordergrundstrahlung!) [aus: Leinert 1998] 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 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Deformation des Quellspektrums durch Absorption  EBL ir F0(E;z) × exp(-t(E;z)) = Absorption erhöht sich mit Rotverschiebung und EBL-Fluß energieunabhängige Absorption @2-6TeV: spektrale Form des ursprünglichen Quell-flußes identisch mit gemessenen Spektrum Versteilerung des Spektrums @0.2-2TeV, Abbruch @ >6TeV Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

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

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

Aber: ... 300 GeV 100 GeV NE NE [aus: Reimer 2007] (Evolution der Targetphotonenfelder, Rotverschiebung der gg WW-Energie, …) Rotverschiebungsabhängigkeit von “lokaler” Absorption innerhalb der Quelle (hier: AGN) zu erwarten! Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Der diffuse extragalaktische g-Hintergrund Absorption im diffusen Photonenhintergrund modifiziert Spektrum! = [Dermer 2006] Kalorimeter der Hochenergieemissivität des Universums: Qg≈1050erg/s Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 10. Oktober 2007

EBL-”Messung” in der g-Astronomie Kompaktheit-Problem in g-lauten AGN Anwendung: EBL-”Messung” in der g-Astronomie Kompaktheit-Problem in g-lauten AGN Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

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

Beispiele von spektralen Energieverteilungen (SED) von Blasaren: flat-spectrum radio quasar (=FSRQ) Lbol ≥ 1047erg/s syn. ? BL Lac Objekt high frequency peaked BL Lac Object (HBL) low frequency peaked BL Lac Object (LBL) Lbol ~ 1043-44erg/s Lbol ~ 1045-47erg/s syn. ? Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Kompaktheit Breitband-Hochenergiestrahlung mit hoher Leuchtkraft L aus einem kompakten Gebiet R ≤ cTvar tgg = n sgg R ≈ n sT R mit n ≈ urad/E = L/(4pcR2E) Photonendichte tgg ≈ sT L / (4p c E R) Kompaktheit-Parameter l=sTL/(mec3R) Transparenz fordert tgg « 1: L46 =L/1046erg s-1, EMeV=E/1MeV, T1hr =Tvar/1hr ABER: für viele EGRET-Blasare findet man: tgg ≈ 100 L46 E-1MeV T-11hr »1 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Die Eliot-Shapiro-Relation Strahlungs- druck Gravitations- druck ≤ mit R≤cTvar R2 Das Eddington-Limit: maximal erreichbare Leuchtkraft für ein akkretierendes Objekt ist die Eddington-Leuchtkraft* Photonen können nur außerhalb des Schwarzschild-Radius rg entweichen: 2GM/c2 = rg ≤ R ≤ c Tvar Tvar/sec ≥ L / 1043erg s-1 * Praktisch kann das Eddington-Limit um einen Faktor <5 gebrochen sein Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

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

Relativistisches „beaming“ 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 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Das Prinzip der superluminalen Bewegung (2) Scheinbare Geschwindigkeit vapp=cbapp maximiert, wenn: dbapp/dq = (bcosq-b2)/(1-bcosq) = 0 cosq = b maximaler Wert ist also: bapp = bsinq/(1-bcosq) = … ..= Gb » 1 wenn b≈1 & G>1 Messung von bapp setzt ein unteres Limit an bG Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Relativistisches „beaming“ 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 = [g(1-bcosq)]-1 Doppler-Faktor dE’ = D dE Dopplerverschiebung der Energie dt’ = D dt Zeitdilatation dW’ = D2 dW Photonen nach vorne gebeamt im sich bewegenden System Emittierte Leistung pro Frequenz Ln = dE/(dt dn dW) = D3 L’n Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Relativistisches „beaming“ (2) Also: Ln = D3 L’n Photonendichte im Jetsystem erheblich dünner Eliot-Shapiro-Relation/Transparenz-Kriterium damit erfüllt Sei L’n ~ n-a (“blob”-Emission). Dann: Lobs = D3+a Lemi mit nobs = D nemi Verhältnis der beobachteten Leuchtkräfte für sich annähernden (‘appr’) zu entfernenden (‘rec’) “blob”: Lappr/Lrec = [ (1+bcosq) / (1-bcosq) ]3+a M87 intrinsisch bipolare relativistische Jets er-scheinen einseitig 3C 84 zweiseitiger Jet auf kleiner Längenskala Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Relativistisches „beaming“ (3) Bestimmung von “blob”-Geschwindigkeit b und Sehwinkel q: Wenn “blobs” gleichzeitig mit bc in entgegengesetzter Richtung emittiert werden, gilt: bappr = b sinq / (1-bcosq) brec = b sinq / (1+bcosq) Mit Messung von bappr und brec 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 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Ende Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. 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 Anita Reimer, HEPL & KIPAC, Stanford University Schule fur Astroteilchenphysik, Obertrubach-Bärnfels, 9. Oktober 2007

Die Kinematik von 2 2 Prozessen E1, p1, m1 E2, p2, m2 E3, p3, m3 E4, p4, m4 Sei c=1. q Betrachte: 4er-Vektor P=(E,p), √s=totale Schwerpunktsenergie des Systems (lorentz-invariant!) s = (P1 + P2)2 = (E1+E2)2 – (p1+p2)2 = m12+m22+2E1E2(1-b1b2cosq) - Im Schwerpunktsystem: p1,CM = -p2,CM s = ( E1,CM + E2,CM )2 - Im Ruhesystem von Teilchen 2: s = m12 + m22 + 2E1,labm2 Bewegung des Schwerpunktsystems: |pCM|=m2|p1,lab|/√s bCM = p1,lab/(E1,lab+m2) E1,2,CM=(s+m1,22-m2,12)/(2√s) Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007

Energieschwellwert E1, p1, m1 E2, p2, m2 E3, p3, m3 E4, p4, m4 Sei c=1. q Kinematisch erlaubter Bereich in s: s > (m3 + m4 )2 (im Schwerpunktsystem muß mindestens die Ruhemasse der Ausgangs-teilchen produziert werden) Beispiele: gg e+e- für “head-on” Kollision s = 2Eg1Eg2 ≥ (2me)2 Eg1 ≥ 2me2/Eg2 p+g p+p0 für “head-on” Kollision & Targetproton in Ruhe s = mp2+2Egmp ≥ (mp + mp0)2 Eg ≥ (2mpmp0+mp02)/2mp ≈ 145MeV Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007

Verteilung der p0-Zerfallsphotonen symmetrisch um ½(mp) Zweikörperzerfall E, p, m E1, p1, m1 E2, p2, m2 Sei c=1. Im Ruhesystem des Teilchens mit Masse m: |p1| = |-p2| , p=0 s = E2 – p2 = m2 4er-Impulserhaltung: s = (P1+P2)2 = P12+P22+2P1P2 = m2 (kinemat.Limit) ! ! Beispiel: p0 gg , tlife≈8·10-17s, m1=m2=mg=0, Eg2=E1,22=p1,22=pg2 s=(P1+P2)2=2P1P2=2(E1E2-p1p2)=4E1E2=mp2 Wegen E2=Ep-E1: 4E1E2-mp2 = 4E12-4E1Ep+mp2 = 0 Lsg.: Eg = E1 = ½(Ep±pp) = 1/2gpmp(1±bp) = 1/2mp[(1±bp)/(1 bp)]1/2 Verteilung der p0-Zerfallsphotonen symmetrisch um ½(mp) ± Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007

Wichtigster hadronischer Gammastrahlen-produktionskanal! p0-Zerfall Sei c=1. Ep,pp,mp E1, p1 E2, p2 g p0 Wichtigster hadronischer Gammastrahlen-produktionskanal! Also: Eg,min,max = ½mp[ (1 ± bp)/(1 bp) ]1/2 Spektrum der Zerfallsphotonen für jede Pionenergie enthält 1/2mp für ein Spektrum von Pionenenergien ist das resultierende Energiespektrum der Zerfallsphotonen so überlagert, daß das resultierende g-spektrum ein Maximum bei 1/2mp≈67.5MeV besitzt: “p0-bump” ± Eg Eg,min Eg,max 1/2mp Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007

p- p0 p+ g g n m+ n m- e+ e- e+ g e- m+ e+ g e+ n n neutrale Pionen Gamma-Photonen geladene Pionen Neutrinos g g n m+ n m- e+ e- e+ g e- m+ e+ g e+ n n

wegen g’m klein, ist: gp ≈ gm Neutrinoproduktion … hauptsächlich (nicht ausschließlich!) über p±– und m±–Zerfall: tlife≈26ns p± m± + nm(nm) mit gm’=(mp2+mm2)/(2mpmm)≈1 im Pionruhesystem (4er-Impulserhaltung & mn≈0) wegen g’m klein, ist: gp ≈ gm m± e± + ne(ne) + nm(nm) Man findet: <Ee±> ≈ ¼<Ep±>, <En> ≈ ¼<Ep±>, <Eg> = ½<Ep0> tlife≈2.2ms Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007

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

Die Wechselwirkungsrate c/l Relativistische Reaktionsrate r (invariant!) zweier Teilchen= # WW / dVdt: [Landau-Lifschitz] mit dni = # Teilchen / dVdp, bi=pi/Ei, ds = (invarianter) WW-Querschnitt , (invariante) Geschwind- igkeit eines Teilchens 1 im Ruhesystem des anderen Teilchens 2, pi=4er-Impuls Für isotrope Teilchenverteilungen: [cosQ = p1·p2/p1p2 ] Beispiel: Photomesonproduktion p + g b1=b, b2=1, br=1, dn1=1, dn2 = ½ n(e)de r ~ ∫de n(e) ∫dcosq ½(1-bcosq) spg(s) mit s = mp2+2Ee(1-bcosq) [z.B. Dermer 1984] Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007

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

Die Photomesonproduktion eg s1/2threshold=mp+mp0 s = (∑E)2 – (∑p)2 = = mp2c4 + 2Ee(1-bcosQ) = = mp2c4 + 2mpc2e’ 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] Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007

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

Der SOPHIA Monte Carlo [Mücke et al., 2000, Comp.Phys.Comm., 124, 290 Ng-Photomesonproduktion, inklusive aller relevanten Wechselwirkungsprozesse bis zu s1/2 ~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 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007

Vergleich mit Beschleunigerdaten Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007

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

Vergleiche mit D1232-Approximation: Pionenmultiplizität n-Produktion hauptsächlich durch: p± m±nmnm e± nmnm(ne/ne) g-Produktion hauptsächlich durch: p0 gg p0 p- p+ ~s1/4 Vergleiche mit D1232-Approximation: p0 : p+ = 2 : 1, keine p-/ne Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007

Photon*-zu-Neutrino-Verhältnis Vergleiche mit D1232-Approximation: aus p0 : p+ = 2 : 1 ∑Eg : ∑En ≈ 3 : 1 ∑ Vergleiche mit D1232-Approximation: <En> : Ep ≈ 1 : 20 * e± besitzen 100% Strahlungseffizienz Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007

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

Target nph ~ e-a, emin <e<emax … in astrophysikalischer Umgebung: Target nph ~ e-a, emin <e<emax Hochenergieteil (s1/2 >2 GeV) des sNg kann in der Astrophysik nicht vernachläßigt werden! Target: Schwarzkörper-strahler der Temp. T Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007

Energieverlustlänge xloss = l/Kp Anwendung Targetphotonenfeld= (1) Schwarzkörperstrahler (T) (2) Potenzgesetz (a) Kp = DEp/Ep = prozentualer Energieverlust Einfluß des sekundären Resonanzbereichs Energieverlustlänge xloss = l/Kp Minimum von xloss bei Ep≈1.16·1012/T[K] GeV Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007

Anwendung: Schwarzkörperstrahler ∑Eg/∑En ≈ 1.5 (während D-Approx. Verhältnis 3:1 gibt) <Eg>/<En> maximiert bei EpkT ≈ 0.1GeV2 ∑ Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007

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

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

Anwendung: GRB Targetphotonenfeld n(e) ~ e-2/3 für 10-3eV≤e≤1keV ~ e-2 für 1keV≤e≤100MeV Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007

Anwendung: GRB Targetphotonenfeld ∑ ∑Eg/∑En ≈ 1 bei hohen Energien Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007

Anwendung: TeV-Blasar Targetphotonenfeld n(e) ~ e-1 für 10-7eV≤e≤10-2eV ~ e-2 für 10-2eV≤e≤10eV Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007

Anwendung: TeV-Blasar Targetphotonenfeld ∑ ∑Eg/∑En ≈ 1-1.2 20%-30% Dissipation in g & n Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007

Das „Greisen-Zatsepin-Kuzmin“-Limit Nukleonen wechselwirken mit dem kosmischen Mikrowellenhintergrund (CMB) via: Photomeson-Produktion Paarproduktion Photomeson-Produktion kosm.Expansion 1 pgCMB pe+e- N + gCMB N + ps + … GZK-cutoff @ Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007