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