TOA - Curso 2010/2011 Astrofísica de Altas Energías - I
Astrofísica de Altas Energías:Procesos Físicos
Xavier BarconsInstituto de Física de Cantabria (CSIC-UC)
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¿Qué vemos?
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La atmósfera terrestre y los observatorios
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1E+02 1E+04 1E+06 1E+08 1E+10 1E+12 1E+14
Photon energy (eV)
De los rayos X a los rayos muy energéticos
keV MeV GeV TeV
UV MIROpt
Los mensajeros
• Radiación electromagnética:
– Rayos X– Rayos γ
• Rayos cósmicos• Neutrinos• Ondas Gravitatorias
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Energía [eV]
Flu
jo
Acelerador
humano
más
potente
Rayos cósmicos• Composición: 99%
núcleos atómicos• Energías: 12 órdenes de
magnitud• Flujo: entre 1/m2/s y
1/km2/año
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Procesos físicos
• Ciclotrón y sincrotrón• Radiación de frenado• Efecto Compton• Creación y aniquilación de pares• Radiación de átomos e iones• Absorción atómica• Radiación por núcleos atómicos• Creación y desintegración de piones
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Beaming relativistaBeaming relativista
Radiación de cargas en movimiento: fórmula de Larmor
Radiación de cargas en movimiento: fórmula de Larmor
Algunos fundamentos
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€
dE
dt=
2q2
3c 3 γ6 a
→ 2
− v→
/c × a→ ⎛
⎝ ⎜
⎞ ⎠ ⎟2 ⎡
⎣ ⎢
⎤
⎦ ⎥
€
=1
1 − v /c( )2
Radiación ciclotrón
• Partícula moviéndose en un campo magnético
• Frecuencia de giro:
• Potencia radiada
• Espectro discreto, frecuencia υB.
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Radiación sincrotrón
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1.
2. 3.
• Electrones relativistas en un campo magnético:1. Armónicos de órden
superior de υB
2. Beaming relativista
3. Efecto Doppler:
υobs ≈ γ2υem
Radiación sincrotrón: espectro
Único γ N( ) = const γ γ-p
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0
0.2
0.4
0.6
0.8
1
0 1 2 3 4 5 6
x
F(x
)
υ –(p-1)/2
υ5/2
Auto-absorción
Radiación de frenado (Bremsstrahlung)
Concepto básico
• Desvío de la trayectoria de electrones al pasar cerca de un ión
Espectro
• Frecuencia de corte
ω0=v/2b
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b
v
Bremsstrahlung térmico
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Electrones a temperatura T
d dV d
Z2 ni ne T-1/2 g(,T) e-/kT
d
dt dV = 1.43 10-41 Z2 T1/2 ni ne g(T) erg cm-3 s-1
(1+(kT/mc2)) (corrección relativista)
Efecto Compton
• Interacción elástica entre electrones y fotones
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Efecto Thomson h << mcυ 2
Efecto Thomson h << mcυ 2
Efecto Compton
•Directo h > Eυ elec
•Inverso h < Eυ elec
Efecto Compton
•Directo h > Eυ elec
•Inverso h < Eυ elec
Scattering Thomson
• Potencia dispersada por el electrón
• Proceso ineficiente para electrones relativistas (Klein-Nishina)
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d
dt= T c U
Interacción entre radiación y electrones sin intercambio de energía
Interacción entre radiación y electrones sin intercambio de energía
Efecto Compton
Directo
• Electrón inicialmente en reposo
Inverso
• Electrón relativista
• Potencia total radiada por efecto Compton
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Eout=Ein
1+Ein/mc2(1-cos )
Eout~ 2 Ein
d
dt =(4/3) T c U (v/c)2 2
Comptonización (I)
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En cada colisión Compton de un fotón con electrones a temperatura T se intercambia una energía
En cada colisión Compton de un fotón con electrones a temperatura T se intercambia una energía
€
ΔEE
=4kT − E
mc 2
Profundidad Compton
Número de colisiones Compton por fotón:•Ncol = τT si τT < 1•Ncol= τT
2 si τT > 1
Profundidad Compton
Número de colisiones Compton por fotón:•Ncol = τT si τT < 1•Ncol= τT
2 si τT > 1€
τT =σT ne∫ dl
Parámetro de Comptonización:Parámetro de Comptonización:
€
y =kT
mc 2 Ncol
€
Eout = e4yE in
Comptonización (II)
• La radiación que incide sobre un medio Compton-grueso adquiere un espectro de Bose-Einstein:– Planck si se establece
equilibrio radiación-materia
– Wien en otro caso
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υ3 e-hυ/kT
Ecuación maestra:•N( ,t), distribución de γelectrones•Q( ), tasa de inyección de γelectrones•d /dt, enfriamientoγ
Ecuación maestra:•N( ,t), distribución de γelectrones•Q( ), tasa de inyección de γelectrones•d /dt, enfriamientoγ
Enfriamiento Compton
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€
∂N∂t
+∂
∂γ
dγ
dt
⎛
⎝ ⎜
⎞
⎠ ⎟N
⎡
⎣ ⎢
⎤
⎦ ⎥=Q(γ )
Los electrones pierden energía por efecto ComptonLos electrones pierden energía por efecto Compton
€
dγ
dt∝ −γ 2
Soluciones estacionarias:
• Q( ) monoenergética o γQ( ) ≈ γ γ-Γ, con <1Γ
•Q( )≈γ γ-Γ, con >1Γ
Soluciones estacionarias:
• Q( ) monoenergética o γQ( ) ≈ γ γ-Γ, con <1Γ
•Q( )≈γ γ-Γ, con >1Γ
€
N(γ) ∝ γ −2
€
N(γ) ∝ γ −Γ −1
Pares electrón positrón
Condición energética Compacidad
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€
E1E2( )1
2 > mc 2
0
0.05
0.1
0.15
0.2
0.25
0.3
0.6
0.9
1.2
1.5
1.8
2.1
2.4
2.7 3
3.3
3.6
3.9
4.2
4.5
4.8
(E1*E2)**(1/2) (MeV)
Sec
ció
n E
ficaz
€
τ =nγσ e +e −R >1
Para que se creen pares electrón-positrón, la fuente debe ser compacta:
Para que se creen pares electrón-positrón, la fuente debe ser compacta:
€
l =LσTRmc 3 > 60
Transiciones atómicas en Astrofísica
• Por debajo de 108 K algunos átomos no están completamente ionizados y aparecen transiciones atómicas
– Libre-libre (contínuo)– Ligado-libre (fotoionización, umbrales de absorción)– Ligado-ligado (líneas de emisión y absorción)
• Probablilidad de transición mediante transiciones E1: M1:M2 en razón a 1:10-5:10-8
• En condiciones de laboratorio, sólo se observan transiciones dipolares eléctricas o permitidas
• En condiciones de muy baja densidad (astrofísica), se observan también líneas de emisión prohibidas.
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Emisión en átomos e iones
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Tipo Proceso Descripción
Línea de emisión Ligado-ligado Un electrón ligado baja a un nivel de menor energía
Contínuo de emisión
Recombinación radiativa libre-ligado
Captura de un electrón libre hacia un estado ligado
Línea de emisión Recombinación dielectrónica
Captura de un electrón libre, estado doblemente excitado
Contínuo de emisión
Contínuo a dos fotones Emisión simultánea de dos fotones desde un estado
metaestable
Generación de líneas de emisión
Recombinación
• Electrón libre a electrón ligado
• Puede venir acompañada de un continuo
Fluorescencia
• Caída de un electrón a un hueco en capa interno
• Compite con efecto Auger (Fe muy “fluorescente”)
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Modelos de plasmas astrofísicos
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Equilibrio de ionización
ni Densidad de iones con estado de carga i
ne Densidad de electrones libres
Ci Tasa de ionización pos colisiones
αi Tasa de recombinaciones
βi Tasa de fotoinizaciones
€
Cinine + βini = α ini+ine
Modelo τ Inonización Ejemplos
Coronal <<1 Colisiones Corona solar, restos de SN
Nebular <1 Fotoionización Galaxias Activas
Opaco >>1 Colisiones Interiores estelares
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Absorción fotoeléctrica
Sección eficaz:
abs()7.8 10-18LL
( )3 Z4
n5cm2 for >LL
OVII K: 0.739 keVOVIII K: 0.874 keVFe I K: 7.1 keV
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Procesos de emisión γ
• Transiciones nucleares ligado-ligado
• Aniquilación materia-antimateria
• Desintegración de piones
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Resumen
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Mensajero # fuentes Comentarios
Rayos X (0.1-40 keV) 300.000 Gas caliente, acreción
Rayos blandos (< 10 γGeV)
1.000 Sincrotrón, transiciones nucleares, choques
Rayos duros (TeV)γ 100 Aceleración de partículas cargadas
Rayos Cósmicos ? ¿Galaxias activas?
Neutrinos 1 Sol (+ Supernovas, etc.)
Ondas gravitatorias 0 Colapso gravitatorio, colisiones
Procesos físicos
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Proceso Ingredientes, comentarios
Ciclotrón Electrones, campos magnéticos
Sincrotrón Electrones relativistas, campos magnéticos
Bremsstrahlung Gas ionizado > 106K
Efecto Compton Electrones energéticos y fotones
Pares Fotones > 1 MeV y fuente compacta
Líneas de emisión atómicas
Iones a < 108. Excitación por fotoionización y colisiones.
Línes de emisión nucleares
Creación de isótopos inestables o metaestables
Desintegración de partículas
Creación de partículas inestables por núcleos energéticos
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