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Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007
Zusammenfassung
Energieverlustrate d/dt Emissionskoeffizient j()*Inverse
Compton
Synchrotr.-
strahlung
Rel. Brems-
strahlung
~ uph22
(Thomson-Limit)
~ uB22
(klassisch)
~ ni ~ 1-p
*Für ein Potenzgesetz des emittierenden Teilchenspektrums N() ~ -p
~ -(p-1)/2
~ -(p-1)/2
Anwendung:
Die galaktische diffuse Gammastrahlung
Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007
~85% der gesamten -Strahlung >100MeV ist
galaktisch diffusen Ursprungs
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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
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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
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Galaktisch diffuse Gammastrahlung (3)
Zum Gal.Zentrum
CO Himmelsdurchmusterung (|b|>10o)
[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
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Galaktisch diffuse Gammastrahlung (4)
• 21cm-Linie als Indikator für atomaren Wasserstoff HI
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.]
Rmax=20kpc, zmax=5kpc
Staub
CMBSterne
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Galaktisch diffuse Gammastrahlung (6)
decay
[Strong et al.]
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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
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Extragalaktische diffuse Gammastrahlung: Bestimmung
[Sreekumar etal. 1997, Strong etal. 2004]
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
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Origin?
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
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F0(E;z) × e-(E,z) = F(E;z=0)
Gammastrahlen von Quelle
Emittiertes Spektrum
Gammastrahlenabsorption im Kosmos
e+
e-
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ultra-relativ. Limit:
h≈mec2:
≈0.2T
T
=
Die Photon-Photon Paarproduktion (1)
mit 0=1/2re2, =e± Geschwindigkeit im CMF System,
s=212(1-cos)
e+
e-
Die Photon-Photon Paarproduktion (2)
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Schwerpunktsenergie s1/2: s=(∑E)2 – (∑p)2
s = 212(1-cos)
s1/2 ≥ 2mec2 (Paarproduktion)
thr ≥ 2me2c4/[1(1-cos)]
EBL-”Messung” in der -Astronomie!
Kompaktness-
Problem in -
Blazaren!
Die Photon-Photon Paarproduktion (3)
Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007Hochenergie-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≈0.3T
• symmetrische Verteilungsfunktion
• kleine s: e≈/2
• große s: dominater Energieanteil der WW von einem e± getragen
[aus: Aharonian 2004]
Das Paarproduktionsspektrum
x=e/
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Anwendung:
(1) EBL-”Messung” in der -Astronomie
(2) Kompaktheit-Problem in -lauten AGN
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CMB
EBL EGRB
[aus: Ressell & Turner 1989]
Die diffuse extragalaktische Strahlung
Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007
Sterne Staub
CMB
0.1-2TeV1-10TeV
7-30TeV
[aus: Aharonian et al. 2006]
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
Die extragalaktische Hintergrundstrahlung bei IR/optischen Energien (EBL)
Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007
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
EBL(z)
durch eeγγ
Integration entlang der Sichtlinie
Die optische Tiefe des Universums
Der Gammastrahlen-Horizont
Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007
Der Gammastrahlen-Horizont
Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007
• 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 UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007
Beiträge zur diffusen Strahlung im IR-Energiebereich:
• Sternstrahlung der Milchstraße
• diffuse Emission von interplanetarem Staub und interstellarem Medium (z.B. Zodiakallicht: dominant bei 1.25-140m)
• 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 UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007
• energieunabhängige Absorption @2-6TeV: spektrale Form des ursprünglichen Quell-flußes identisch mit gemessenen Spektrum
• Versteilerung des Spektrums @0.2-2TeV, Abbruch @ >6TeV
ir
EBL
Deformation des Quellspektrums durch Absorption
• Absorption erhöht sich mit Rotverschiebung und EBL-Fluß
F0(E;z)
exp(-(E;z))× =
Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007
Grenzen für die EBL-Dichte
Limit bei 1-4m nahe am EBL-Wert der Quellen (Galaxien)-Zählungen!
HESS
Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007
optische Tiefe (E,z) nimmt mit Rotverschiebung zu
eindeutige Signatur für Absorption im EBL?
[aus: Primack et al. 2000]
Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007Hochenergie-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]:
Aber: ...
300 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 UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007
Der diffuse extragalaktische -Hintergrund
[Dermer 2006]
Kalorimeter der Hochenergieemissivität des Universums:
Q≈1050erg/s Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 10. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik I, 10. Oktober 2007
Absorption im diffusen
Photonenhintergrund modifiziert Spektrum!
Anwendung:
(1) EBL-”Messung” in der -Astronomie
(2) Kompaktheit-Problem in -lauten AGN
Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007
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• Tvar ≈ Remi/c (Lichtlaufzeit-Argumente, Kausalität!):
HE Strahlung aus einem gut lokalisierten Bereich
Blasare im -Energiebereich
Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007
Beispiele von spektralen Energieverteilungen (SED) von Blasaren:
syn.
syn.
?
?
flat-spectrum radio quasar (=FSRQ)
Lbol ≥ 1047erg/s
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 Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007
Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007
Kompaktheit
• Breitband-Hochenergiestrahlung mit
• hoher Leuchtkraft L
• aus einem kompakten Gebiet R ≤ cTvar
≈ T L / (4c E R)
Transparenz fordert « 1:
Kompaktheit-Parameter
l=TL/(mec3R)
ABER: für viele EGRET-Blasare findet man:
≈ 100 L46 E-1MeV T-1
1hr »1
L46 =L/1046erg s-1,
EMeV=E/1MeV,
T1hr =Tvar/1hr
= n R ≈ n T R mit n ≈ urad/E = L/(4cR2E) Photonendichte
Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007
Die Eliot-Shapiro-Relation
Strahlungs- druck
Gravitations- druck≤
mit R≤cTvarR2
• 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 rg entweichen:2GM/c2 = rg ≤ R ≤ c Tvar
Tvar/sec ≥ L / 1043erg s-1
d.h. die scheinbare Winkelgeschwindigkeit vapp eines sich mit Geschwindigkeit v bewegenden Objekts ist größer als die Lichtgeschwindigkeit!
Superluminalen Bewegung
Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007
Relativistisches „beaming“
Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007Hochenergie-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
• Scheinbare Geschwindigkeit vapp=capp maximiert, wenn:
dapp/d = (cos-2)/(1-cos) = 0 cos=
Das Prinzip der superluminalen Bewegung (2)
Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007Hochenergie-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
Relativistisches „beaming“
Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007Hochenergie-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-FaktordE’ = D dE Dopplerverschiebung der Energie
dt’ = D dt Zeitdilatation
d’ = D2 d Photonen nach vorne gebeamt im sich bewegenden System
Emittierte Leistung pro Frequenz L = dE/(dt dd) = D3 L’
Relativistisches „beaming“ (2)
• Also: L = D3 L’
Photonendichte im Jetsystem erheblich dünner
Eliot-Shapiro-Relation/Transparenz-Kriterium damit erfüllt
• Sei L’ ~ - (“blob”-Emission). Dann: Lobs = D3+ Lemi mit obs = D emi
• Verhältnis der beobachteten Leuchtkräfte für sich annähernden (‘appr’) zu entfernenden (‘rec’) “blob”:
Lappr/Lrec = [ (1+cos) / (1-cos) ]3+
Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007
3C 84
zweiseitiger Jet auf kleiner Längenskala
intrinsisch bipolare relativistische Jets er-scheinen einseitig
M87
Relativistisches „beaming“ (3)
Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007Hochenergie-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
Ende
Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007
Anita Reimer, HEPL & KIPAC, Stanford UniversitySchule 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 Wechselwirkung2. Anwendungen in der Astrophysik
Die Kinematik von 2 2 Prozessen
Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007
s = (P1 + P2)2 = (E1+E2)2 – (p1+p2)2 = m12+m2
2+2E1E2(1-12cos)
- Im Schwerpunktsystem: p1,CM = -p2,CM
s = ( E1,CM + E2,CM )2
- Im Ruhesystem von Teilchen 2:
s = m12 + m2
2 + 2E1,labm2
Bewegung des Schwerpunktsystems:
|pCM|=m2|p1,lab|/√s
CM = p1,lab/(E1,lab+m2)
E1,2,CM=(s+m1,22-m2,1
2)/(2√s)
E1, p1, m1
E2, p2, m2
E3, p3, m3
E4, p4, m4
Sei c=1.
Betrachte: 4er-Vektor
P=(E,p), √s=totale Schwerpunktsenergie des Systems (lorentz-
invariant!)
Energieschwellwert
Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007
Kinematisch erlaubter Bereich in s: s > (m3 + m4 )2
(im Schwerpunktsystem muß mindestens die Ruhemasse der Ausgangs-teilchen produziert werden)
E1, p1, m1
E2, p2, m2
E3, p3, m3
E4, p4, m4
Sei c=1.
Beispiele:
(1) e+e- für “head-on” Kollision
s = 2E1E2 ≥ (2me)2 E1 ≥ 2me2/E2
(2) p+ p+0 für “head-on” Kollision & Targetproton in Ruhe
s = mp2+2Emp ≥ (mp + m0)2 E ≥ (2mpm0+m0
2)/2mp ≈ 145MeV
Zweikörperzerfall
Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007
Im Ruhesystem des Teilchens mit Masse m: |p1| = |-p2| , p=0
s = E2 – p2 = m2
4er-Impulserhaltung: s = (P1+P2)2 = P12+P2
2+2P1P2 = m2 (kinemat.Limit)
E, p, mE1, p1, m1
E2, p2, m2
Sei c=1.
!
!
Beispiel: 0 tlife≈8·10-17s, m1=m2=m=0, E
2=E1,22=p1,2
2=p2
s=(P1+P2)2=2P1P2=2(E1E2-p1p2)=4E1E2=m2
Wegen E2=E-E1: 4E1E2-m2 = 4E1
2-4E1E+m2 = 0
Lsg.: E = E1 = ½(E±p) = 1/2m(1±) = 1/2m[(1±)/(1 )]1/2
Verteilung der 0-Zerfallsphotonen symmetrisch um ½(m)
±
0-Zerfall
Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007Hochenergie-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,mE1, p1
E2, p2
0
±
EEmin Emax1/2m
Wichtigster
hadronischer
Gammastrahlen-
produktionskanal!
+-
+
+ -
e+
e+ e-
e+
0
e-
e+
neutrale Pionen
Gamma-Photonen
geladene Pionen
Neutrinos
Neutrinoproduktion
Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007
- ± ± + () mit ’=(m2+m
2)/(2mm)≈1 im Pionruhesystem (4er-Impulserhaltung & m≈0)
wegen ’ klein, ist: ≈
- ± e± + e(e) + ()
Man findet: <Ee±> ≈ ¼<E±>, <E> ≈ ¼<E±>, <E = ½<E0>
… hauptsächlich (nicht ausschließlich!) über ±– und ±–Zerfall:
tlife≈26ns
tlife≈2.2s
Zwischenspiel
Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007
Die Wechselwirkungsrate c/
Relativistische Reaktionsrate r (invariant!) zweier Teilchen= # WW / dVdt:
Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007
mit dni = # Teilchen / dVdp, i=pi/Ei, d = (invarianter) WW-Querschnitt
, (invariante) Geschwind-
igkeit eines Teilchens 1 im Ruhesystem des anderen Teilchens 2, i=4er-Impuls
Für isotrope Teilchenverteilungen: [cos = p1·p2/p1p2 ]
Beispiel: Photomesonproduktion p +
1=, 2=1, r=1, dn1=1, dn2 = ½ n()d
r ~ ∫d n() ∫dcos ½(1-cos) p(s) mit s = mp2+2E(1-
cos)
[Landau-Lifschitz]
[z.B. Dermer 1984]
Die Mesonproduktion
Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007
(1) Photomesonproduktion
(2) Proton-Nukleon Wechselwirkung
p np
p n p
n
p
Die Photomesonproduktion
Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007
Ep
s1/2threshold=mp+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 =
= mp2c4 + 2E(1-cos) =
= mp2c4 + 2mpc2’
Resonanzen: (1232), N(1440), N(1520), N(1535), N(1650), N(1680)/ N(1675), (1905), (1950)
diffraktive Streuung: Vektormeson-Produktion: :=9:1Multipionenproduktion: 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 UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007
Der SOPHIA Monte
Carlo
• N-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
[Mücke et al., 2000, Comp.Phys.Comm., 124, 290
Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007
Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007
Vergleich mit Beschleunigerdaten
Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007
Vergleich mit Beschleunigerdaten (2)
Rapidität y
y = 1/2 ln[(E+p||)/(E-p||)]
Pionenmultiplizität
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-Produktion hauptsächlich durch: ± ± e± (e/e)
-Produktion hauptsächlich durch: 0 0 -
+
~s1/
4 Vergleiche mit 1232-
Approximation:
0 : + = 2 : 1, keine -/e
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* e± besitzen 100% Strahlungseffizienz
Vergleiche mit 1232-
Approximation:
aus0 : + = 2 : 1 ∑E : ∑E≈ 3 : 1
Vergleiche mit 1232-
Approximation:
<E> : Ep ≈ 1 : 20
∑Photon*-zu-Neutrino-Verhältnis
Proton-zu-Neutron Konvertierung
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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
Target: Schwarzkörper-strahler der Temp. T
Target nph ~ -
, min <<max
Hochenergieteil (s1/2 >2 GeV) d
es N
kann in der A
strophysik nicht
vernachläßigt werden!
… in astrophysikalischer Umgebung:
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Anwendung
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Targetphotonenfeld= (1) Schwarzkörperstrahler (T)
(2) Potenzgesetz ()
Energieverlustlänge xloss = /Kp
Einfluß des sekundären Resonanzbereichs
Minimum von xloss bei
Ep≈1.16·1012/T[K] GeV
Kp = Ep/Ep = prozentualer Energieverlust
Anwendung: Schwarzkörperstrahler
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∑∑E/∑E ≈ 1.5
(während -Approx. Verhältnis
3:1 gibt)
<E/<E maximiert bei
EpkT ≈ 0.1GeV2
Anwendung: Potenzgesetz-Strahlungsfeld (2)
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∑
∑E/∑E ≈ 1 für all
flache Potenzgesetzspektren: E/Emehr als eine Größen-ordnung kleiner
Anwendung: Potenzgesetz-Strahlungsfeld (1)
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Maximaler Energieverlust in harten Targetphotonenfeldern
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Anwendung: GRB Targetphotonenfeld
n() ~ -2/3 für 10-3eV≤≤1keV
~ -2 für 1keV≤≤100MeV
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Anwendung: GRB Targetphotonenfeld
∑
∑E/∑E ≈ 1 bei hohen Energien
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Anwendung: TeV-Blasar Targetphotonenfeld
n() ~ -1 für 10-7eV≤≤10-2eV
~ -2 für 10-2eV≤≤10eV
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Anwendung: TeV-Blasar Targetphotonenfeld∑
•∑E/∑E ≈ 1-1.2
•20%-30% Dissipation in &
Das „Greisen-Zatsepin-Kuzmin“-Limit
Nukleonen wechselwirken mit dem kosmischen Mikrowellenhintergrund (CMB) via:
N + CMB N + s + …
eV1044
2 192
th
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Photomeson-Produktion
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Photomeson-Produktion
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