1

Kosmische Strahlung in unserer Galaxie

Das Interstellare Medium Gas Staub

Sternentstehung und -entwicklung Interstellares Photonenfeld

Wechselwirkung von kosmischer Strahlung Photonen geladene Komponente

2

Photon-Photon Paarproduktion

low

high

e-

e+

high

3

Lokales interstellares Photonenfeld

4

Koordinatensystem

5

Interstellares Photonenfeld in der Galaxie

6

Krebsnebel

7

Teilchensorten

Primäre und sekundäre Kerne (Protonen)

Primäre und sekundäre Elektronen Sekundäre Positronen

8

Wechselwirkung geladener Kosmischer Strahlung

1) Pion Produktion durch hadronische Welchselwirkung (KS und ISM) (katastrophaler Verlust + Emission dominant > 100 MeV

2) Bremsstrahlung von relativistischen Elektronen an Kernen des ISM (Energieverluste + Emission wichtig <100MeV)

3) Inverse Compton Streuung von Elektronen am interstellaren Photonenfeld (Energieverluste + Emission wichtig <100 MeV)

Synchrotronemission (Energieverlust + Radioemission) Ionisation (Energieverlust) Coulomb-Wechselwirkung (Energieverlust)

9

Galaktischer Gammastrahlungshintergrund

Strong & Moskalenko (1998)

10

Wechselwirkung geladener Kosmischer Strahlung

Pion Produktion durch hadronische Welchselwirkung (KS und ISM)

Bremsstrahlung von relativistischen Elektronen an Kernen des ISM

Inverse Compton Streuung von Elektronen am interstellaren Photonenfeld

11

Pion Produktionp+p p + p+p p + +e+ + e ++

p

12

-Meson Zerfall

p+p p + p + -

3,2 Gammaphotonen pro ZerfallEnergie für 3,2 Photonen: E = 0.81 E

13

Pionen Energiespektrum Energie des Pions E

Energie des Protons Ep

x Übertragende Energie vom Proton auf das Pion Inklusiver totaler Wirkungsquerschnitt Grenzenergieübertrag x=m/Ep

p

tinel

pp

EEx

pddpdE

ExF

/

),( 23

3

),(),( pp ExdxdExF

(x,Ep) ausSimulationsrechnungen mit SYBILL, QGSJET …

p+p p +

14

Pionen Energiespektren 0 ~ + ~ - Verteilung – Verteilung jeweils ein (KS) Proton

mit Energien 0.1-103 TeV

Simulation SYBILLals Histogramm

Parametrisierung als glatte Kurve

Kelner,Aharonian & Bugayov(2006)

p+p p +

15

Pionenzerfall: 1.

Energieverteilung der Gammaphotonen Q Pionenspektrum J Anzahl der Photonen NN Gesamtenergien = p

00

0

)()(

2)(

)(2)(

dEEJEdEEQE

dEEQ

EdEEJEQ

E

Beispiel: Potenzgesetz für Pionenspektrum

Laborsystem

p+p p +

16

Pionenzerfall: 2.

m

mmE

mmm

E2

,2

220

220

000 Epp

427.0/1

1

22

00max,

mm

EppEEm

E

Laborsystem

Ruhesystem0

/

)()(E E

dEEJEQ

p+p p +

Beispiel: Potenzgesetz für Pionenspektrum

17

Myonenzerfall: ee

Beschreibung eines Dreikörperzerfall ist komplexer

Elektron- und Neutrinospektren aus Myonenzerfall werden bis zur Pionenenergie reichen

Unterschied zu Neutrinospektren aus Pionenzerfall. Die reichen nur bis 0.427 E !

EppEEm

E )(1 00max,

p+p p + e

18

Energiespektren aller Sekundärteilchen

Monoenergetisches Pion (neutrales und geladenes haben gleiche Energie)

Aller Verteilungen sind normiert:

1

0

1dxdxdw

K, A & B (2006)

p+p p + ep+p p +

19

Vom Pion zurück zum Proton

J Jp(Ep)

p+p p + ep+p p +

20

KS-Protonenverteilung

J Jp(Ep)

0

exp)(EE

EAEJ p

ppp

21

Sekundärspektren für Protonenverteilung

Parametrisierung bis Ep>0.1 TeV Deltafunktionsnäherung Ep<0.1 TeV

p

pp

pp

EppinelH E

dEE

EE

FEJEcndEdN

,)()(

(ersetze durch e oder für weitere Sekundärspektren)

22

Sekundärteilchen Verteilung

Kelner, Aharonian & Bugayov (2006)

23

Wechselwirkung geladener Kosmischer Strahlung

Pion Produktion durch hadronische Welchselwirkung (KS und ISM)

Bremsstrahlung von relativistischen Elektronen an Kernen des ISM

Inverse Compton Streuung von Elektronen am interstellaren Photonenfeld

24

Elektronen in unserer Galaxie

Elektronen und Positronen als Sekundärteilchen aus Pion-Zerfall

Elektronen als beschleunigte Primärteilchen

Moskalenko & Strong (1998)

25

Energieverluste

nH =nH II =0.01 cm-3

Strong & Moskalenko (1998)

26

Diffusionsgleichung für Elektronen

Verteilung von Elektronen zwischen E und E+E: N(E)dE

-(dE/dE) = b(E) Energieverluste (pos) und Gewinne (neg)

Injektionsrate Q(E,t) Betreten und Verlassen des

Volumens durch DiffusionVolumen dV

ee e

)()()( ENEbdEd

dtEdN

),( tEQ

InjektionsrateElektronen Q(E, t)

ee

)(2 END

27

„Steady-state“ Lösung

Gleichmässige, unendliche Verteilung an Quellen injizieren rel. Elektronen

mit dem Spektrum Q(E)= kE-p

Diffusion unwichtig

)()( ENEbdEd )(EQ

28

Elektronen im ISM

Integriere für N(E)0, E

)()()( EQENEbdEd

)()1()(

)1(

EbpkEEN

p

23221 8.19ln)( EAEA

cmEA

dtdEEb

e

Ionisationsverluste Bremsstrahlung IC, Synchrotron

29

Änderung des Anfangsspektrums

1) Ionisationsverluste: N(E)E-(p-1) (flacher um E) 2) Bremsstrahlung N(E) E-p (unverändert) 3) IC, Synchrotronverluste N(E) E-(p+1)

(steiler um E)

30

Wechselwirkung geladener Kosmischer Strahlung

Pion Produktion durch hadronische Welchselwirkung (KS und ISM)

Bremsstrahlung von relativistischen Elektronen an Kernen des ISM

Inverse Compton Streuung von Elektronen am interstellaren Photonenfeld