Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 1 Otwarte pytania astrofizyki Identyfikacja źródeł promieniowania kosmicznego wysokich energii.

Podobne prezentacje


Prezentacja na temat: "Mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 1 Otwarte pytania astrofizyki Identyfikacja źródeł promieniowania kosmicznego wysokich energii."— Zapis prezentacji:

1 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 1 Otwarte pytania astrofizyki Identyfikacja źródeł promieniowania kosmicznego wysokich energii Zrozumienie pochodzenia UHECR (Ultra Hight Energy Cosmic Rays) – to jest chyba podstawowe i najważniejsze pytanie Wyjaśnienie zagadki ciemnej materii Neutrina a astrofizyka

2 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 2 ASTROFIZYKA NEURTRIN Porównanie informacji niesionej przez promieniowanie kosmiczne – protony, ciężkie jądra fotony neutrina Efekt GZK Mechanizm produkcji neutrin SNR AGN GRB Przypomnienie Strumienie / energie neutrin Posumowanie

3 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 3 Nośniki informacji Przypomnienie Wiedza o wszechświecie jest oparta na 4 nośnikach informacji, którymi są Fotony - pewnie najlepiej i najdawniej badane Promienie kosmiczne (protony, inne jądra, elektrony etc) Neutrina Fale grawitacyjne (?) Ogh

4 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 4 zjawiska w których występują neutrina procesy zachodzące w Słońcu (gwiazdach) procesy zachodzące w SN kosmologia promieniowanie kosmiczne Aktywne jądra galaktyk (AGN) oraz GRB

5 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 5 Astrofizyka neutrin Energetyczne widmo neutrin – zbadany obszar neutrin słonecznych, atmosferycznych migneco ?

6 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 6 Promieniowanie kosmiczne (CR)Strumień CR w funkcji energii Zmiany strumienia 10 4 – arbitrary units Zmiany energii eV Jaki jest mechanizm przyspieszania promieniowania kosmicznego

7 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 7 Varenna Strumień promieni kosmicznych Obserwacja promieniowania Kosmicznego - Strumień pozagalaktyczny definiuje skalę modeli przyspieszania Promieniowanie kosmicznegoObserwacja

8 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 8 Podsumowujęstrumień promieniowania kosmicznego Waxman

9 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 9 Waxman Promieniowanie kosmiczne Najwyższe energie

10 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 10 Przechodzenie promieniowania przez Wszechświat: FOTONY Znajomość Wszechświata oparta jest na obserwacji Fotonów Mają szereg zalet jako nośniki informacji Neutralne Produkowane w dużej liczbie Łatwe w detekcji Niosą informacje o własnościach fizycznych i składzie chemicznym źródeł Ale gorące i gęste rejony centralne gwiazd, AGN i innych źródeł energii są całkowicie dla fotonów nieprzezroczyste i badanie takich obszarów przy pomocy fotonów nie jest możliwe fotony HE oddziaływają z CMB, powstają pary e+ e- (efekt GZK). Uniemożliwia to obserwacje dla odległości > 100 Mpc w obszarze energii fotonów > 10 TeV

11 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 11 Przechodzenie cząstek przez Wszechświat : NUKLEONY Efekt GZK, czyli Greisena, Zatsepina, Kuzmina Nukleony mogą w reakcji: p + 3 K + N oddziaływać z CMB (cosmic microwave background) produkować piony Związek m. energią protonu i na progu produkcji E p E = (E 2 – E p 2 ) / 2 Ponieważ E CMBR ~ 6.6·10 -4 eV produkcja zachodzi powyżej energii progowej rzędu E p > 3* eV intro_astro/spec_proton_one.html

12 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 12 Przechodzą przez Wszechświat NUKLEONY Przewidywania efektu GZK Dla wysokoenergetycznych promieni kosmicznych CMB jest wiązka promieni gamma (E>140 MeV w CMS). Nukleony mogą produkować piony na CMB proton + Czas życia (osłabienia) powyżej progu GZK dla protonów jest 10 8 lat, poniżej tego progu lat Osłabienie strumienia powyżej obcięcia GZK jest 1/100 (stosunek strumienia z GZK / strumienia bez GZK) Straty energii na fotonach CMB epiphany.ifj.edu.pl/current/ programme/pres/sommers_astrophysics.ppt cdfinfo.in2p3.fr/Dieppe/sigl.ppt Zakłada: Specjalna teoria względności i znane fakty (produkcja pionow

13 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 13 Przechodzenie cząstek przez Wszechświat : NEUTRINA Dlaczego neutrina: Wszyscy wiedzą, są Lekkie Neutralne Słabo oddziaływujące *) Doskonałe do badań astrofizycznych Nie są odchylane w polach magnetycznych – przychodzą z kierunku źródła Ich strumień nie jest osłabiany – przebywają odległości ~ Gpc Obserwacja jest trudna - *)Ale: Wszechświat może się stać nie przezroczysty dla neutrin o bardzo wielkich energiach, produkcja Z, W Yoshida

14 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 14 Przechodzenie cząstek przez Wszechświat Neutrina i Relict Neutrino Background (RNB), Gdy Temperatura Wszechświata wynosiła K (temperatura poniżej progu na produkcje mionów, powyżej na produkcje elektronów) elektrony fotony neutrina w równowadze termicznej Elektrony i neutrina mają rozkład Fermiego, Fotony mają rozkład Bosego Gdy Wszechświat się rozszerza gęstość neutrin maleje przestają być w równowadze termicznej Maleje temperatura neutrin (obecnie T = 1.9 K) Ale są

15 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 15 Przechodzenie cząstek przez Wszechświat NEUTRINA Z burst model Jeżeli istnieje RNB Wszechświat może się stać nie przezroczysty dla neutrin o bardzo wielkich energiach, rezonansowy wzrost następuje produkcja Z w kanale s: E > eV Produkcja W 2 K Z-> X + e -> W -> X Yoshida

16 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 16 NeutrinaZ burst model 2 K Z -> X E > eV

17 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 17 Przechodzenie neutrin Obserwowane są cząstki przez Wszechświatpowyżej obcięcia GZK Można (?) je wytłumaczyć bez odwoływania się do nowej fizyki Z burst a efekt GZK (yoshida) e e,, q q UHE neutrino oddziaływując z Relic Neutrino Backround produkują kaskady m.in. hadronów, z rozpadów pionów i mionów powstają ponownie neutrina, elektrony i fotony etc W jetach hadronowych jest domieszka nukleonów Czy Ultra Hight Energy Cosmic Rays obserwowane powyżej obcięcia GZK są wynikiem kaskad neutrinowych? 3C279 is one of the brightest high-energy gamma-ray objects in the sky. This is all-the- more remarkable considering its tremendous distance of about 4 billion LY. 3C279 is now considered to be the archetypical member of a new class of active galaxies known as blazars.

18 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 18 Przechodzenie neutrin przez Wszechświat Ich widmo energetyczne jest / może być modyfikowane Sesto Fiorentino, Przechodząc przez materie neutrina tracą energię na skutek NC i CC We wnętrzu Ziemi / gwiazd są to oddziaływania N oraz e. W gęstych ośrodkach dochodzi do oddziaływań Widmo energetyczne neutrin na drodze źródło – detektor jest modyfikowane przez środowisko źródła CMBR Ziemię Pytanie ile X przebywa neutrino R Ziemi > długość na oddziaływanie dla jeżeli E ~ 35 TeV anty E anty ~60 TeV

19 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 19 Przechodzenie cząstek przez WszechświatPodsumowuję Cząstki oddziaływujące silnie i elektromagnetycznie powyżej energii eV tracą energię na odległościach mniejszych niż 50 Mpc Protony promieniowania kosmicznego – ich kierunek jest rozmywany przez pola Magnetyczne. Strumień osłabiany przez zderzenia z promieniowaniem Reliktowym. Można uzyskać informacje z obszaru rzędu 50 Mps, Fotony: ich strumień powyżej energii ~10 3 TeV jest osłabiony przez zderzenia z promieniowaniem reliktowym CMB -> e + + e -. (Takie fotony nie docierają do nas już z końca Galaktyki). Neutrina praktycznie nie oddziaływają. Trudne do rejestracji. Przy wysokich energiach tylko neutrina mogą dostarczyć bezpośredniej informacji o odległych czy też gęstych obszarach Powyżej energii ~100 TeV strumień neutrin jest osłabiany przez Ziemię

20 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 20 Przechodzenie cząstek przez WszechświatFotony Nukleony Neutrina

21 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 21 Astrophysical source neutrinos Low energy protons deflected High energy gammas: 10 Mpc -> ee PodsumowującFOTONYNUKLEONYNEUTRINA Propagacja przez Wszechświat migneco High energy protons: 50 Mpc p - > -> n

22 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 22 GeV TeV PeV EeV Nośniki informacji o WszechświeciePodsumowanie w funkcji energii: S. Barwick 2001 Cząstki oddziaływujące silnie i elektromagnetycznie powyżej energii eV tracą energię na odległościach mniejszych niż 50 Mpc Fotony o energii rzędu 10 3 TeV nie dotrą na Ziemię ze względu na krotką drogę swobodną w promieniowaniu reliktowym CBM e+ e- Neutrina niosą informację w szerokim zakresie Energii i Odległości

23 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 23 Wysokoenergetyczne cząstkijak powstają HE neutrina we Wszechświecie Niezależnie od mechanizmu przyspieszania cząstki HE oddziaływają z CMBR oraz z ISM (Interstellar Medium). Zachodzą reakcje fotoprodukcji na fotonach nukleon-nukleon N powstają piony (neutrina) p + X + powstają gammy Czego można oczekiwać Strumień i jest podobny – izospin Widmo energii neutrin jest nie zaburzone jest zmienione przez produkcję par (dla E > eV ) Pojawienie się neutrin wysokiej energii wskazuje jednoznacznie na przyspieszanie cząstek w kosmosie.

24 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 24 Wysokoenergetyczne cząstki we Wszechświecie Jaki jest mechanizm przyspieszania promieniowania kosmicznego Jakie są źródła promieniowania kosmicznego ex/pdf/0405/ pdf ? ong

25 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 25 Top Down M X ~ eV CR eV decay or annihilation acceleration p,e at rest gammas and neutrinos widmo gamm i neutrin E -2 Bottom Up CR eV flat spectrum Wysokoenergetyczne cząstki Wydaje się że istnieją 2 możliwości we Wszechświecie 1. Rozpad dużej masy 2.przyspieszanie TOP – DOWN nie będę omawiać

26 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 26 Przyspieszanie protonów Czarna Mechanizm Fermiego daje dziura widmo energetyczne dN/dE p ~ E -2 Procesy zachodzące w jej otoczeniu beam dump na nukleonach na CMBR p + -> n + + ~ promieniowanie kosmiczne + -> p + 0 ~ promieniowanie kosmiczne + Wysokoenergetyczne cząstki we przyspieszanie Wszechświecie

27 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 27 Przyspieszanie Mechanizm Fermiego Dla wyjaśnienia pochodzenia CR Naładowane cząstki oddziaływują z poruszającym się międzygwiezdnim polem magnetycznym Cząstki tracą lub zyskują energie W średniej zyskują Mechanizm Przyspieszania Fermiego wymaga Silnych pól magnetycznych Dużych obiektów kosmicznych Dużych prędkości fal uderzeniowych Warunki takie spełniają bardzo jasne źródła (kosmiczne akceleratory) SNR - Super Nova Remanenet AGN - Active Galactic Nuclei L~10 47 erg / sec GRB - Gamma Ray BurstL~10 52 erg / sec F/Fermi_acceleration.html

28 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 28 przyspieszanie cząstek Pozostałości wybuchu Super Nowej - SNR Kosmiczny beam dump halzen Neutrino Nobel S 2004 Wydaje się że strumień neutrin z SNR jest stały w czasie, E. Waxman: Sources of UHE- neutrinos es/transparencies/beacom/index.h tml Dla Magdy es/transparencies/beacom/index.h tml

29 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 29 Przyspieszanie cząstek Pozostałości wybuchu Super Nowej – widziana w X oraz SNR: RX J widziana przez High Energy Spectroscopic System w gammach (Namibia): E : 800 GeV - 10 TeV w promieniowaniu X znana przed 2003, linie – jest to mapa w X Z obserwowanego strumienia przewidywany strumień ~40 / km2 /rok nouvelle/nov04/snr.en.shtml

30 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 30 Przyspieszanie cząstekAGN aktywne jądro galaktyki Istnieją galaktyki z bardzo silnym źródłem promieniowania, które jest silniejsze od promieniowania termicznego gwiazd. AGN Emitują promieniowanie elektromagnetyczne w szerokim zakresie energii podczerwień światło widzialne ultrafiolet X. Niektóre quasary emitują fale radiowe i promieniowanie gamma. Dla wytłumaczenia potrzebne jest szereg procesów fizycznych: promieniowanie termiczne (w podczerwieni) pyłów, synchrotronowe (fale radiowe), odwrotny efekt Comptona (X).

31 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 31 Przyspieszanie cząstekAGN własności są podobne do gwiazd ich widma nie są termiczne występują przy dużych z typy Seyferta (na ogół w galaktykach spiralnych) Blazary (BL Lack objects) Quasary (Quasi Stelar Objects jądro jest jaśniejsze od galaktyki) Wydaje się że typ zależy od kierunku obserwacji jetu Giant Radio Galaxy 3C 236 Jet – zogniskowany strumień zjonizowanego gazu (relatywistycznych elektronów) Mpc

32 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 32 Przyspieszanie cząstekAGN aktywne jądro galaktyki Aktywna galaktyka NGC 4261 w świetle optycznym i falach radiowych, lobes i akreujący dysk. Widoczna z Ziemi Teleskopu Hubble 400 Ly Ly gsfc.nasa.gov /docs/science/ know_l2/activ e_galaxies.ht ml

33 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 33 Przyspieszanie cząstekAGN aktywne jądro galaktyki Charakterystyki AGN Duża zmienność w czasie – strumień promieniowania może się zmieniać o czynnik 2 w czasie rzędu miesięcy (czy nawet dni). Ten czas definiuje (ogranicza) wymiary AGN do odległości przebywanej przez światło w czasie tygodni W widmach niektórych AGN szerokie linie emisyjne wskazujące na istnienie chmury zjonizowanego gazu (rekombinacja elektronów z atomami zjonizowanego gazu prowadzi do powstawania fotonów o dobrze określonej energii). Szerokość takich linii przez efekt Dopplera sugeruje istnienie w AGN chmur zjonizowanego gazu poruszających się z prędkością rzędu km/s.

34 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 34 AGNMechanizm powstawania jetów rozumowanie: Wydaje się że powstają na skutek akrecji materii przez supermasywna czarną dziurę. Argumenty: Duża świetlność duża zmienność Granica Eddingtona -> Grawitacja równoważy promieniowanie niewielki wymiar źródła duża masa Pomiar świetlności daje minimalną masę w granicy Eddigtona AGN mogą być wytłumaczone przez akrecję materii przez supermasywną czarną dziurę. w centrum galaktyki lecturenotes/hea/HEA_AGN_2003_04.ppt

35 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 35 Przyspieszanie cząstekGRB - Gamma Ray Bursts Własności GRB oraz poświata Model Fire Ball : Internal and external Shock Możliwe modele źródła zaburzenia (central engine) GRB - Gamma Ray Bursts obserwacje Emisja fotonów (GRB) są to najbardziej gwałtowne procesy obserwowane we Wszechświecie. L ~ erg/sec GRB Występują z częstością (dla z~1) R GRB ~ 3 / Gpc 3 year (obserwowane kilka GRB / dzień) - Występują 10 3 / rok Pochodzenie GRB jest pozagalaktyczne (pomiar z dla szeregu GRB) Mają rozkład izotropowy we Wszechświecie Charakterystyki fotonów GRB: bardzo zmienna struktura czasowa t: ~ 0.01s (0.001) Czas trwania 0.1 – 200 s, (1/3 z t<2sec) energia fotonów 0.1 – 1 MeV Strumień energii f= erg/cm 2 s

36 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 36 GRB własności podsumowuję Guetta1 Widm o energetyczne fotonów E dla E < E 0 N(E) ~ E E > E 0 Zjawiska towarzyszące GRB - poświata (opóźnioną?) promieniowaniu X, optycznym, radiowym

37 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 37 Dodatkowa wiedza o GRB z towarzyszącej poświaty pochodzą z obszarów w których powstają gwiazdy (star forming regions) Odzwierciedlają rozkład gwiazd Wybuchy mają kilka foe (10 51 erg) energii, sa skolimowane Większość SN nie pochodzi z GRB ale GRB mogą być skorelowane z SN GRB – SN 1998bw GRB – SN 2001ke GRB – SN 2003dh, GRBco chcielibyśmy wiedzieć Jak powstają – Mechanizm centralny nie jest znany i NIE ISTNIEJE MOŻLIWOŚĆ BEZPOŚREDNIEJ OBSERWACJi Źródła Wybuchu (Central engine) Ale wiadomo że ma ono niewielkie rozmiary, jest ukryte w zewnętrznych warstwach. neutrino Piranhttp://nedwww.ipac.caltech.edu/level5/March04/Piran/Piran8_2.html

38 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 38 F.Halzen Nobel_S 2004

39 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 39 GRB - mechanizm powstawania Afterglow theory Sari Niewielkie źródło, energia E > erg Relatywistyczna energia kinetyczna Fire Ball Promieniowanie powstałe w wyniku internal shock – G R B Promieniowanie powstałe w wyniku external shock –P O Ś W I A T A

40 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 40 GRB - mechanizm powstawaniaINTARNAL - EXTERNAL SHOCK Model powstawania GRB w wyniku wewnętrznego – zewnętrznego szoku Powstanie GRB INTARNAL - SHOCK Kompaktne źródło produkuje bardzo zmienny strumień cząstek wewnętrzny szok następuje w odległości m gdy szybsze powłoki materii przechodzą przez wolniejsze Promieniowanie gamma powstaje na skutek promieniowania synchrotronowego elektronów przyspieszonych w fali uderzeniowej Powstanie poświaty EXTERNAL SHOCK W odległości m od źródła fala uderzeniowa z Fire ballu oddziaływuje z ISM Promieniowanie synchrotronowe przyspieszonych elektronów prowadzi do powstania X, fal radiowych światła widzialnego. Zderzenie fali uderzeniowej fire ball z ISM prowadzi do powstania reverse shock w wyniku czego powstaje błysk optyczny (obserwowany dla GRB021004, GRB021211). mse/phys/joes_thesis/node36.html

41 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 41 definicja pojęć FB fire ball Guetta1 ISM pył międzygwiezdny

42 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 42 GRB4 etapy Niewielkie źródło E> erg Relatywistyczna energia Kinetyczna GRB powstałe w wewnętrznym zderzeniu (Internal Shocks) Poświata z zewnętrznego zderzenia (External Shocks) Wyznaczanie z Lyman alpha systems and cosmology

43 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 43 Gamma-Ray Burst : 4 Stages 1) Compact Source, E>1051erg 2) Relativistic Kinetic Energy 3) Radiation due to Internal shocks = GRBs 4) Afterglow by external shocks The Central Compact Source is Hidden qso.lanl.gov/~clf/papers/lecture3.ppt

44 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 44 Yuki Kaeno 2003 GRB – mechanizm powstawania INTERNAL – EXTERNAL SHOCK

45 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 45 Inner Engine Relativistic Wind Internal Shocks -rays External Shock Afterglow OPTICAL FLASH GRB – mechanizm powstawania INTERNAL – EXTERNAL SHOCK C. Frayerqso.lanl.gov/~clf/papers/lecture3.ppt

46 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 46 4/Stamatikos_Poster.pdf

47 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 47 qso.lanl.gov/~clf/papers/lecture9.ppt

48 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 48 GRB – CENTRAL ENGINE - FIRE BALL Mechanizm powstawania fire ball nie jest znany, coraz mocniejsze jest przekonanie (poparte obserwacja) ze w powstawaniu fire ballu mogą uczestniczyć gwiazdy neutronowe czarne dziury wirujące zapadające się gwiazdy z silnym polem magnetycznym W objętości o R ~ 100 km w krótkim czasie pojawia się energia rzędu 0.1 Mo (1 Mo?) Obserwowane powstają w wyniku promieniowania synchrotronowego elektronów przyspieszanych w szoku (fali uderzeniowej) który zmienia początkowy nieprzezroczysty dla światła fire ball o czynnik 10 6 w t =1 s

49 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 49 GRBmechanizm central engine cfa- rbconf/ index/speaker_pres entation/meszaros. pdf

50 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 50 Podsumowuje – neutrina stowarzyszone z GRB Guetta1 Protony przyspieszone do eV rozchodzą się w obszarze Fire Ballu Oddziaływają z fotonami, w fotoprodukcji powstają (piony) neutrina Sygnał poprzedzający GRB – emisja neutrin o energii rzędu TeV - pojawia się z oddziaływań p –p i p –, gdy jet przebija się przez warstwy kolapsara gdzie powstał. E ~ 1 TeV J ~ 100 / km 2 rok prekursor W koincydencji czasowej i przestrzennej z GRB pojawiają się neutrina z INTERNAL SHOCK o energii rzędu 1000 TeV. (protony z FB oddziaływują z fotonami z FB) E ~ 100 TeV J µ ~ 10 / km2 rokw koincydencji Opóźnione neutrina o energii ~1000 PeV powstałe w zewnętrznym odwróconym zderzeniu fali uderzeniowej towarzyszą wczesnej poświacie. E ν ~ 100 PeV J µ ~ 5 / km2 rok opóźniony Szacowane strumienie (nie podejmuję się uzasadnienia),

51 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 51 Neutrina z GRBSzacowanie liczby oddziaływań (mionów) waxman Nobel

52 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 52 Źródła Neutringwarantowane Nie podejmuje szczegółowej dyskusjihipotetyczne punktowe Gwarantowane rozmyte Oddziaływania promieniowania kosmicznego z CMBR (0.1–kilka oddziaływań/rok w IceCube) w płaszczyźnie Galaktyki w gromadach galaktyk w Słońcu Rozpady neutronów EeV GRB RXJ1713 Supernova 1994D w galaktyce NGC 4526 F.Halzen NEURTRINO Nobel S 2004

53 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 53 Ograniczenie Waxman i Bahcall (migneco) Górna granica na rozmyty strumień neutrin otrzymana przy założeniu że obserwowane UHECR są jedynym źródłem neutrin Źródło jest optycznie cienkie dla UHECR W źródłach następuje przyspieszanie ( rozpady super ciężkich obiektów są wykluczone)

54 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 54 Neutrina HE posumowanie waxman Nobel Wiedza doświadczalna Przewidywania oparte na znajomości strumienia CR Przewidywania GZK Świetlana przyszłość s/gammarays.html

55 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 55

56 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 56 GRB a promieniowanie kosmiczne Te 2 zjawiska mają podobne (wspólne?) pochodzenie Warunki panujące w fire ball pozwalają na przyspieszenie protonów przez mechanizm Fermiego do energii ~10 20 eV Średnia energia emitowana w promieniowaniu w GRB jest porównywalna z energią potrzebna na wytworzenie UHECR (e > eV) kosmologicznych

57 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 57 Neutrina Jeżeli protony są przyspieszane to powinny istnieć HE neutrina Jeżeli powstają neutrina to jakie są ich (przewidywane ) strumienie Zapachy Możliwości obserwacji Strumień neutrin pozaziemskich jest modyfikowany przez Źródłaanihilacje w gęstych/gorących ośrodkach Materię na drodze wysokoenergetyczne są pochłaniane źródło - detektor Ziemię tracą energie na skutek oddziaływań NC i CC Odległość oscylacje zmieniają zapach z odległością

58 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 58 Neutrina stosunek strumieni różnych zapachów zależy od mechanizmów produkcji i parametrów oscylacji Produkcja neutrin – skład w źródle Powstałe w wyniku z rozpadów i to e oraz ( a także ich anty ). Mają skład e : = 1:2:0 Zmiany zapachu dla 13 =0, 23 =45 0, 12 =30 0 w macierzy MNS Neutrina docierają do detektora po niezmiernie długiej drodze W wyniku oscylacji zmienia się skład wiązki neutrin kosmicznych. Na Ziemi ma ona skład : e : = 1:1:1 ma specjalne własności regeneracji - ważne dla obserwacji

59 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 59 NeutrinaLiczba oddziawań / jednostkę czasu / jednostkę powierzchni STRUMIEŃ*PRZEKRÓJ CZYNNY*TRANSMISJA W ZIEMI BERNARD Strumień neutrin Prawdopodobieństwo powstania mierzalnego mionu (E > E min ) Przezroczystość Ziemi dla neutrin Obserwacja CC neutrin mionowych w obszarze TeV wymaga detektorów o powierzchni rzędu km 2 migneco

60 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 60 Neutrina Przechodzenie przez Ziemie regeneracja ( Bottai orazxHalzen str 50) e oraz zostają praktycznie zaabsorbowane po 1 długości na oddziaływanie CC dla E n ~10 15 eV int CC ~R ziemi Leptony rozpadają się w locie (mają bardzo krótki czas życia) co zapewnia ich regeneracje: Ziemia jest przezroczysta dla (anty do energii 1-10 EeV. (Fiorentino) R ziemia > oddziaływanie dla o energii 35 TeV, anty 60 TeV e e atmosfera Ziemia

61 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 61 Fioretino

62 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 62 Neutrina NeutrinaExpected astrophysical neutrino induced muons in 1 km2 – migneco Diffuse Guaranteed (GZK):few / year ? Diffuse GRB:20 / year Diffuse AGN (thin):few / year (thick):>100 / year Point-like GRB (030329): 1 10 / burst AGN (3C279):few / year Galactic SNR (Crab):few / year ? Galactic microquasars:1 100 / year Virgo cluster 60MLy z SN ~0.168

63 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 63

64 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 64 Cowen zapisany

65 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 65 Astrophysical sources are expected to produce a diffuse high energy neutrino flux with spectral index 2 The most powerful and/or the closest sources could give a clear point- like neutrino signal Time correlations between events and photons will be clear signatures for transient source detection migneco

66 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 66 Neutrinadetektory mniej znane od SNO czy SK czy ICARUSA

67 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 67 Fioretino str 12

68 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 68 Bottai str 31

69 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 69 Neutrino flux spectrum Probabilty to produce a detectable (E >Emin) muon Earth transparency to HE neutrinos >PeV neutrinos search for horizontal tracks migneco The observation of TeV neutrino fluxes requires km2 scale detectors

70 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 70 High energy astrophysical neutrino fluxes are expected on the base of CR and observations Neutrino detection will provide unique informations on astrophysical sources: overcomes the limitations of and CR astronomy due to absorption on CMBR at cosmological distances; evidence on the role of hadronic processeses in astrophysics Neutrino events correlated in space and time with point-like (transient) sources will be probably the first evidence of detection of astrophysical neutrinos The expected fluxes from sources implies >1km 2 effective area to detect TeV-PeV neutrinos High energy astrophysical neutrino fluxes are expected on the base of CR and observations Neutrino detection will provide unique informations on astrophysical sources: overcomes the limitations of and CR astronomy due to absorption on CMBR at cosmological distances; evidence on the role of hadronic processeses in astrophysics Neutrino events correlated in space and time with point-like (transient) sources will be probably the first evidence of detection of astrophysical neutrinos The expected fluxes from sources implies >1km 2 effective area to detect TeV-PeV neutrinos Podsumowaniemigneco

71 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 71 Ewolucja fire ball i towarzyszące temu emisja Opóźnionej (godziny dni) poświaty w X, radiowych i optycznych nie zależą od (nieznanej) natury mechanizmu powstania fb. Obserwacje dają ograniczenia na mechanizm FB jednak nie jest on znany dokładnie At present, the two leading progenitor scenarios are collapses of massive stars [36,81], and mergers of compact objects [42,79]. As explained in §2, the evolution of the fireball and the emission of γ-rays and afterglow radiation (on time scale of a day and longer) are largely independent of the nature of the progenitor. Thus, although present observations provide stringent constraints on the fireball model, the underlying progenitors remain unknown (e.g. [66]; see [61,70] for discussion). I

72 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 72 Neutrina towarzyszące GRB to E ~ (100 TeV) ~10 14 eV w koincydencjioddziaływują protony na z GRB E w GRB ~ 1 MeV E p na produkcję ~ eV ~ 5% E p E ~ eV E n ~ eVopóźnione ~10 sec E n ~ 10 GeVw koincydencji At present, the two leading progenitor scenarios are collapses of massive stars [36,81], and mergers of compact objects [42,79]. As explained in §2, the evolution of the fireball and the emission of γ-rays and afterglow radiation (on time scale of a day and longer)

73 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 73 Dodatkowa wiedza o GRB z poświaty pochodzą z obszarów w których powstają gwiazdy (star forming regions) Odzwierciedlają rozkład gwiazd Wybuchy mają kilka foe (10 51 erg) energii, sa skolimowane Większość SN nie pochodzi z GRB ale GRB mogą być skolimowane z SN NIE ISTNIEJE BEZPOŚREDNIA OBSERWACJA Źródła Wybuchu (Central engine) o niewielkich rozmiarach, jest ono ukryte. Neutrino a GRB detale przewidywań mogą zależeć od mechanizmu CE, oraz rozwoju wybuchu, ale

74 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 74 Neutrino a GRB - 1 MeV - Model Collapsar lub Neutron Star merger przewidywana silna produkcje neutrin 1 MeV Nie będą one widziane z pozagalaktycznych źródeł przez istniejące / przewidywane detektory Nie sposób ich będzie wydzielić z neutrin pochodzących z wybuchów SN

75 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 75

76 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 76 kosmicznym akceleratorem może być A L E: pulsary nie wydaje się by były w płaszczyźnie Galaktyki AGNnie ma ich w zasięgu GZK GRB nie ma w zasięgu GZK Produkty rozpadu pozostałości Wielkiego Wybuchu brak źródeł? Ważne ostatnie slidy: hep1.phys.ntu.edu.tw/vhentw/proceeding/Sigl.ppt

77 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 77 Pozostałości wybuchu SN Materiał wyrzucony z prędkością do 10 4 km/sec, silne źródło X fal radiowych widma widzialnego Fala uderzeniowa przemieszcza się na czole wyrzuconego materiałyu podgrzewa pyl międzygwiezdny do 10 6 – powoduje to emisję X Elektrony przyspieszone w wybuchu promieniują synchrotronowo. Electrons accelerated by the shock, emit synchrotron radiation at radio wavelengths. Filled-center remnants or plerions, of which the Crab Nebula is the prime example, emit the bulk of their radiation from within the expanding shell because of the presence of a pulsar. The pulsar continuously supplies high-speed electrons which give off intense synchrotron radiation in the inner part of the SNR. Composite remnants are a cross between the shell remnants and plerions. They may appear shell-like or filled or both depending in which part of the electromagnetic spectrum they are being observed. SNR tends to involve three main phases. During the first, known as free expansion, the front of the expansion is formed from the shock wave interacting with the ambient interstellar medium (ISM). This phase is characterized by constant temperature within the SNR and constant expansion velocity of the shell. In the second phase, known as the Sedov or adiabatic phase, the SNR material slowly begins to decelerate and cool. The main shell of the SNR experiences Rayleigh-Taylor instability, which causes the SNRs ejecta to become mixed with the gas that was just shocked by the initial shock wave. This mixing also enhances the magnetic field inside the SNR shell. The third phase, known as the snowplow or radiative phase, begins after the shell has cooled to about 106 K, so the shell can more efficiently radiate energy. This, in turn, cools the shell faster, making it shrink and become more dense, which cools it faster still. Because of the snowplow effect, the SNR quickly develops a thin shell and radiates away most of its energy as optical light. Outward expansion stops, the SNR starts to collapse under its own gravity, and, after millions of years, the remnant is absorbed into the ISM.synchrotron radiationCrab NebulapulsarRayleigh-Taylor instability Photo: G , a young, oxygen-rich supernova remnant with a pulsar at its center surrounded by outflowing material, imaged by NASA's Chandra X-ray Observatory. With an age estimated at 1,600 years and a diameter of 36 light-years, G is one of three known oxygen-rich supernovae in our Galaxy. These objects are of great interest to astronomers because they are one of the primary sources of the heavy elements necessary to form planets.

78 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 78

79 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 79 Cosmic neutrinos with high enough energy produce detectable Extensive Air Showers (EAS) Not suffering of the Greisen-Zatsepin-Kuzmin (GZK) effect and being immune from magnetic field deflection or from an apreciable time delay caused by Lorentz factors. These particles are ideal for disentangling source related mechanisms from propagation induced effects. The opening of the High Energy Neutrino Astronomy as a new branch of Science will allow to probe the extreme boundaries of the Universe. Astronomy at the highest energies must be performed by neutrinos rather than by photons because the Universe is opaque to photons at these energies. Astrophysical neutrinos, however demand a very large detector for observation. The orbiting night-sky watcher, EUSO, will observe a large area of Earth's atmosphere providing several thousands of nucleonic events above 1020 eV and possibly allowing an exploration of the neutrinos flux. Some theories predict abundant neutrinos above 1021 eV. If so, a further exploration of the Big Bang relic neutrinos in the Cluster of Galaxies can be envisaged, since they should become observable by EUSO due to the ZO-resonance by neutrinos above 1021 eV.

80 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 80 Ultra-High Energy * Status: At E 1018 eV, some events show directionality; The rate falls almost to zero at 1020 eV, but there may be about 5 events/km2/sr/cy at higher energies; 2004, The total number of events is 6, so the evidence may be considered flimsy. * Projects: 2007: Auger project planned, for array of water detectors to measure showers with E > 1019 eV. * GZK effect: Cosmic rays of energies above E > 1019 eV interact with the cmb and produce pions; This has led to the prediction of a sharp cutoff (knee) in the number of cosmic rays above that energy. * GZK puzzle: Cosmic rays at energies above the Greisen-Zatsepin-Kuzmin cutoff are not expected, but observed.

81 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 81 Halzen amanda

82 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 82 Galactic protons E -2.7 Knee Galactic nuclei E -3 Ankle migneco

83 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 83 Komentarz GRB rozbłyski gamma GRB (Gamma Ray Bursts) are the most powerful emissions of gamma rays ever observed. Happens at cosmological distances The observation rate is few/day

84 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 84

85 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 85 Powstawanie promieniowania kosmicznego: Decay products of even higher-energy particles: remnants of BigBang defects Cosmic accelerators: high energy: jets, shocks magnetic fields GZK effect limits distance to 100 Mpc (1024 m) Zrodła promieniowania kosmicznego Cosmic accelerators: objects like: pulsars no preference seen for galactic plane Decay products of even higher-energy particles: remnants of BigBang defects Active Galactic Nuclei none within GZK range Gamma Ray Bursts none within GZK range no sources! intro_astro/spec_proton_one.html

86 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 86 Oprzeczytac cdfinfo.in2p3.fr/Dieppe/sigl.ppt Oraz migneco2 zapisany na c w neutrinach

87 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 87 1.) electromagnetically or strongly interacting particles above 1020 eV loose energy within less than about 50 Mpc..) in most conventional scenarios exceptionally powerful acceleration sources within that distance are needed. The observed distribution seems to be very isotropic (except for a possible interesting small scale clustering) Cząstki oddziaływujące silnie i elektromagnetycznie powyżej energii eV tracą ja na odległościach mniejszych niż 50 Mpc Gdzie są źródła Obserwowane rozkłady wydają się z małymi wyjątkami świadczyć o izotropowości. cdfinfo.in2p3.fr/Dieppe/sigl.ppt

88 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 88 Cząstki oddziaływujące silnie i elektromagnetycznie powyżej energii eV tracą ją na odległościach mniejszych niż 50 Mpc Gdzie są źródła Obserwowane rozkłady wydają się z małymi wyjątkami świadczyć o izotropowości. cdfinfo.in2p3.fr/Dieppe/sigl.ppt

89 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 89 Detekcja neutrin Neutrina są rejestrowane pośrednio, w wyniku procesów CC zachodzących na jądrze tarczy cm 2

90 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 90 Dla E >TeV energii muon i neutrino są co-linearne. Reconstrucja trajektorii pozwala na wyznaczenie kierunku. X N

91 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 91 liczba przypadków z mionem na powierzchnię detektora A i w czasie T: Przezroczystość Ziemi dla HE neutrin dla E n > PeV poszukiwanie horizontal tracks Strumień neutrin Prawdopodobieństwo wyprodukowania obserwawolnego mionu

92 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 92 GRBco o nich wiemy GRB są to rozbłyski fotonów z t – 200 s, (1/3 z t<2sec) energii 0.1 – 1 MeV 1.Pochodzenie GRB jest pozagalaktyczne (pomiar z dla galaktyk w których powstają GRB lub z ich afterglow) Z pomiaru z i energii – typowa energia GRB ~ erg Częstość GRB (dla z~1) R grb ~ 3 / Gpc 3 year L = erg/s t s (1/3 <2 sec) GRB have recentely been shown to be associated with SN, as indicated by the GRB – SN 2003dh correlation GRB (Gamma Ray Bursts) are the most powerful emissions of gamma rays ever observed. Happens at cosmological distances The observation rate is few/day

93 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 93 Sygnał neutrin tau w up going Bottai

94 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 94 Bottai

95 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 95 Zapasowy mse/phys/joes_thesis/node36.html Procesy w których powstaja kwanty gamma n astrophysical sources, HE (and above) rays are usually produced by secondary interactions with charged particles. These charged particles must first be accelerated to very high energies since they must have at least as much energy as the rays that they produce. There are four main physical interactions that produce rays: inverse Compton scattering, pion decay, bremsstrahlung, and synchrotron radiation. Inverse Compton scattering and pion decay are the two physical processes most often invoked to explain TeV photon production in astrophysical sources. Bremsstrahlung is one of the two main physical processes involved in the development of extensive air showers. (The other process, pair production, results in the destruction of a ray rather than the creation of one and will be discussed in Chapter 3.). Synchrotron radiation is capable of producing photons from radio through rays and is responsible for much of the non-thermal broadband emission observed from many astrophysical sources. Inverse Compton scattering is one of the most important processes in high-energy astrophysics. In inverse Compton scattering, a high energy electron scatters a low energy photon to very high energies. In the limit where the energy of the photon is much less than, the photon frequency ( ), and hence its energy ( ), is boosted by a factor of : (1)

96 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 96 Dodatkowa wiedza o GRB z towarzyszącej poświaty pochodzą z obszarów w których powstają gwiazdy (star forming regions) Odzwierciedlają rozkład gwiazd (energia wysyłana w stożku – jecie) - Są skolimowane świetlności L = erg (uwzględnione z i kolimacja jetu) Wybuchy mają kilka foe (1051 erg) energii, sa skolimowane

97 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 97 GRB – co już wiemy GRBs are distant (z~1), energetic and enigmatic E.g. core collapse of very massive SN to compact rotating black hole with energy emitted in beamed relativistic fireball jets containing copious neutrino fluxes. Ghisellini astro-ph/

98 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 98 Approximately m from the source, a forward shock is produced when the fireball ejecta expand into the ISM. Synchrotron radiation from accelerated electrons give rise to x-ray, radio, and optical afterglows. The collision of the fireball ejecta with the ISM also produces a reverse shock that generates a prompt optical flash. mse/phys/joes_thesis/node36.h tml Schematic illustration of the internal-external shock model for GRBs. A compact source produces a highly variable particle wind. Internal shocks are formed at a distance of m from the source when a faster shell overtakes a slower shell. rays are produced through synchrotron radiation of electrons accelerated in the shocks.

99 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 99 Sari Afterglow theory

100 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 100 Gamma Ray BurstsCENTRAL ENGINE - FIRE BALL Mechanizm powstawania fire ball relatywistycznego rozprzestrzeniania się energii nie jest znany, ale: coraz mocniejsze jest przekonanie (poparte obserwacja) ze w powstawaniu fire ballu mogą uczestniczyć gwiazdy neutronowe czarne dziury wirujące zapadające się gwiazdy z dużym polem magnetycznym– fire ball W objętości o R ok. 100 km pojawia się energia rzędu 0.1 Mo (1 Mo?) Obserwowane powstają w wyniku promieniowania synchrotronowego elektronów przyspieszanych w fali uderzeniowej który zmienia początkowy nieprzezroczysty dla światła fire ball o czynnik 10 6 w t =1 sec

101 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 101 Z - burst, yoshida

102 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 102 Objaśnienia obiektu 3C279 This EGRET image shows the gamma-ray quasars 3C279 and 3C273. Prior to the launch of the Compton Observatory in June of 1991, the quasar 3C273 was the only extragalactic source of high-energy gamma-rays known. However, when the EGRET instrument viewed this region of the sky, they discovered another quasar, 3C279, to be brighter than 3C273. In fact, 3C279 was one of the brightest high-energy gamma-ray objects in the sky in June This is all-the-more remarkable considering its tremendous distance of about 4 billion light years. 3C279 is now considered to be the archetypical member of a new class of active galaxies discovered by EGRET known as blazars. cossc.gsfc.nasa.gov/cgro/egret_blazars.html n astronomy, blazars, also known as BL Lac Objects or BL Lacs, are bright, starlike objects that can vary rapidly in their luminosity. Rapid fluctuations of blazar brightness indicate that the energy producing region is small. Blazars emit polarized light with a featureless, nonthermal spectrum, not unlike synchrotron radiation. Blazars are thought to be active galaxy nuclei, not very different from quasars, with jets directly pointing to the observer.astronomyluminosityspectrumsynchrotron radiationactive galaxy nuclei quasars

103 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 103 Przechodzenie neutrin Obserwowane są cząstki przez Wszechświatpowyżej obcięcia GZK Można (?) je wytłumaczyć bez odwoływania się do nowej fizyki Z burst a efekt GZK (yoshida) e e,, q q UHE neutrino oddziaływując z RNB produkują kaskady m.in. hadronów, z rozpadów pionów i mionów powstają ponownie neutrina, elektronów i fotonów etc W jetach hadronowych jest domieszka nukleonów Czy są to UHECR (Ultra Hight Energy Cosmic Rays) obserwowane powyżej obcięcia GZK są wynikiem kaskad neutrinowych?

104 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 104 Mechanizm Przyspieszania Fermiego wymaga Silnych pól magnetycznych Dużych obiektów kosmicznych Dużych prędkości fal uderzeniowych Warunki takie spełniają bardzo jasne źródła Active Galactic Nuclei L~10 47 erg / sec Gamma Ray Burst L~10 52 erg / sec

105 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 105 Promieniowanie powstaje na skutek procesów zachodzących w dysku materii wciąganej do czarnej dziury M51 Zrozumienie AGN: Założenia Istnieje czarna dziura o masie M o Otoczona jest dyskiem akretacyjnym z chmurą zjonizowanego gazu PrzyspieszanieAGN aktywne jądro galaktyki Strumień promieniowania jest bardzo zmienny (skala dni / tygodni). To ogranicza wielkość AGN – natężenie źródła nie może fluktuować szybciej niż czas przejścia światła przez źródło. W widmach większości AGN widać linie emisyjne pochodzącego ze zjonizowanego gazu, którego prędkość może osiągać 10'000 km/s.

106 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 106 GRB a neutrina Kinematyka fotoprodukcji neutrin Protony i elektrony są przyspieszane do wysokich energii w reverse shock Protony Oddziaływają z fotonami 10 eV - 1 keV wypromieniowanymi z elektronów Powstaje burst neutrin o bardzo wysokiej energii są to opóźnione (10s?) afterglow neutrinos o energii –10 19 eV, ( TeV ) Procesy modyfikujące widmo energetyczne neutrin Strumień niskoenergetycznych neutrin osłabia proces produkcji par (?) Promieniowanie synchrotronowe zmniejsza energie co osłabia strumień wysokoenergetycznych neutrin

107 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 107 Koniecznie E_Waxman-High energy_neutrino_sources.pdf Mniej wazne marwww.in2p3.fr/Houches/ Proceedings/HEneutrinos/Guetta2.pdf Literaratura

108 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 108 Wysokoenergetyczne cząstki we przyspieszanie Wszechświecie

109 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 109 Niezły przeglad detektorow polkuli połnocnej www7.nationalacademies.org/bpa/nfac_mtg1_carr.pdf

110 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 110 Przyspieszanie protonów Mechanizm Fermiego daje widmo energetyczne dN p /dE ~ E -2 Oddziaływanie protonów beam dump na nukleonach na CMBR Produkcja pionów Rozpad pionów i mionów Produkcja neutrin p + p ( ) X, + e CR + neutrina Wysokoenergetyczne cząstki we przyspieszanie Wszechświecie

111 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 111 Halzen str 50

112 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 112 przyspieszanie cząstek Źródła promieniowania kosmicznego (hipotetyczne) Pozostałości po wybuchach SN (SNR) GRB - Rozbłyski gamma mają świetlność L 1052 erg/sec AGN - aktywne jądra galaktyk, jasne AGN L 1047 erg/sec Ciemna materia Supernova 1994D w galaktyce NGC 4526

113 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 113 Źródła neutrin gwarantowane źródła neutrin kosmicznych F.Halzen NEURTRINO Nobel S 2004 Są to: Oddziaływania promieniowania kosmicznego z CMBR 0.1–kilka oddziaływań/rok w IceCube w płaszczyźnie Galaktyki w gromadach galaktyk w Słońcu Rozpady neutronów EeV GRB RXJ1713

114 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 114 przyspieszanie cząstek Pozostałości wybuchu nastąpić Super Nowej - SNR Kosmiczny beam dump halze Źródłem CR do E ~3*10 15 eV mogą być SNR: Nie ma w Galaktyce źródła które mogłoby dostarczać energię potrzebną do istnienia stałego strumienia promieniowania kosmicznego ~10 48 erg / rok. Energię taką mogą dostarczyć SN zakładając: 10% energii kinetycznej SN jest zużyte na przyspieszanie 1 SN wybucha / 50 – 100 lat Widmo CR (E -2.7 ) jest zgodne z widmem częstości radiowych SN SNR mogą przyspieszać elektrony Czy udało się skorelować SNR z protonami (2002r)? Obserwowane widmo wydaje się / nie wydaje się (w zależności od Autorów), wskazywać na rozpad 0,, produkowanych przez protony pochodzące z obszaru pozostałości SN RX J (Jacco Vink astro-ph/ )

115 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie he telescope array H.E.S.S. could obtain for the first time in August 2003 (during its development phase with only 2 telescopes), a map of the supernova remnant RX J between 800 GeV and 10 TeV. Thanks to the stereoscopic observation of the Cherenkov blue light of the cosmic showers produced in the upper Earth's atmosphere by the extreme gamma rays coming from this source, it was possible to derive the direction of the electromagnetic signal with a precision of about one arc minute and to reveal the shell structure of this very high energy emission. It demonstrates directly that shock waves in supernova shells are indeed able to accelerate charged particles up to more than 100 TeV, and could solve the long debated question of the origin of galactic cosmic rays. Zapasowe informacje- Pochodzenie pozagalaktycznych CR – zaobserwowani o protony pochodzące z obszarów galaktyk zawierających śpiące quasary, i z duża pewnością superciężkie rotujące czarne dziury. Powstają tam potężne pola elektryczne przyspieszające.

116 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 116 AGNMechanizm powstawania Believed to be powered by accretion onto supermassive black hole highly variable small source size high luminosities Eddington limit => large mass Accretion onto supermassive black hole lecturenotes/hea/HEA_AGN_2003_04.ppt

117 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 117 Eddington limit has definition In essence, radiation pressure must not exceed gravity. It is the limit beyond which the radiation force on matter in the emitting region is greater than the gravitational forces that hold the star together.radiation pressureforcestar LE = 4πcGM/Ks, where K s = Thomson and/or Compton scattering opacity. Eddington limit for a 1 M sun star, ergs s-1.Comptonscattering Eddington limitstar

118 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 118 GRBmodele mechanizmu wybuchu Guetta

119 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 119 GRBNeutrina (które mogą być) stowarzyszone z GRB Neutrina powstają w wyniku oddziaływań protonów przyspieszanych w fali uderzeniowej Mechanizm powstawania neutrin Protony oddziaływują z fotonami p + n,, e z nukleonamip + N -> z rozpadów Powstają neutrina

120 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 120 GRB Kinematyka fotoprodukcji nneutrin związek m. energią a energią protonów Widmo energetyczne protonów dN/dE p ~ E p -2 Widmo energetyczne w GRB dN / dE ~Ę (E E 0 ) w internal shock: Typowa E ~ 1 MeV, czynnik Lorentza 300 Na progu produkcji : potrzebna jest E p ~10 16 eV Energia neutrin z rozpadu + e e z rozpadu bierze ok. 1/7 pędu z rozpadu bierze ~ ½ jego pędu bierze ~5 % pędu protonu czyli ~10 14 eV. E E p = 0.2GeV 2 2

121 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 121 GRBHE neutrina3 grupy Podsumowuje – Guetta1 neutrina powstałe w wyniku oddziaływań fali uderzeniowej przyspieszanych protonów w wewnętrznych warstwach (Internal shock) energia rzędu 10 3 TeV, w koincydencji czasowej z GRB10 3 TeV przyspieszanych protonów w zewnętrznych warstwach external (reverse) shock energia rzędu 10 6 TeV opóźnione w stosunku do GRB (10s?)10 6 TeV jetu z zewnętrznymi powłokami kolapsara, gdy jet opuszcza gwiazdę przychodzą przed GRB (jako prekursor) energia rzędu TeV,

122 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 122 Halzen Koniec widma promieniowania kosmicznego: Ultra High Energy Cosmic Ray Spectrum Rozbieżność w danych powyżej logE > 19.5, AGASA i HiRes1 Promieniowanie kosmiczne Najwyższe energie

123 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 123 L'observation de l'Univers en photon à haute énergie (au-delà de 10 TeV, c'est- à-dire, milliards d'électron-volts) se limite aux distances inférieures à 100 Mpc (300 millions d'années lumières. La galaxie a une taille d'environ années lumières, et l'Univers 12 à 15 milliards d'années lumières). Les sources produisant les rayons cosmiques primaires sont susceptibles de produire des photons de haute énergie, mais également des neutrinos très énergétiques.

124 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 124 energy fluences in -rays and neutrinos are comparable due to isospin symmetry. The neutrino spectrum is unmodified, whereas -rays pile up below the pair production threshold on the CMB at a few 1014 eV. The Universe acts as a calorimeter for the total injected electromagnetic energy above the pair threshold. This constrains the neutrino fluxes. Dieppe 18

125 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 125 Opis Intestellar medium The interstellar medium (or ISM) is a term used in astronomy to describe the rarefied gas and dust that exists between the stars (or their immediate "circumstellar" environment) within a galaxy. The matter normally consists of about 99% gas particles and usually 1% of dust. This compound is usually extremely tenuous, with typical densities ranging from a few single to a few hundreds of a particles per cubic centimeter. Generally the gas is roughly 90% hydrogen and 10% helium, with additional elements ("metals" in astronomical parlance) present in trace amounts.astronomystarsgalaxy

126 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 126 Fioretino 32 33

127 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 127 Seyfert galaxies are spiral or irregular galaxies containing an extremely bright nucleus, most likely caused by a supermassive black hole, that can sometimes outshine the surrounding galaxy. The light from the central nucleus varies in less than a year, which implies that the emitting region must be less than one light year across.spiralirregulargalaxiessupermassive black holelight year A quasar (from quasi-stellar radio source) is an astronomical object that looks like a star in optical telescopes (i.e. it is a point source), and has a very high redshift. The general consensus is that this high redshift is cosmological, the result of Hubble's law, which implies that quasars must be very distant and must emit more energy than dozens of normal galaxies.astronomicalobjectstartelescopes redshiftHubble's lawgalaxies Some quasars display rapid changes in luminosity, which implies that they are smallluminosity

128 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 128 A blazar is a galaxy with a very compact and highly variable energy source at the center of the host galaxy. Blazars are among the most violent phenomena in the universe and are an important topic in extragalactic astronomy.Blazars are members of a larger group of Active Galaxies, also termed Active Galactic Nuclei (AGN). However, blazars are not a homogenous group and can be divided into two groups of galaxies: highly variable quasars, sometimes called Optically Violently Variable (OVV) quasars (these are a small subset of all quasars) and BL Lacertae objects (BL Lac objects or simply BL Lacs).galaxyhost galaxyastronomyActive Galaxiesquasars Blazars, like all AGN, are ultimately powered by material falling onto a supermassive black hole at the center of the host galaxy. Gas, dust and the occasional star are captured and spiral into this central black hole creating a hot accretion disk which generates enormous amounts of energy in the form of photons, electrons, positrons and other elementary particles. This region is quite small, approximately 103 parsecs in size. supermassive black hole photonselectronspositronselementary particlesparsecs Blazars are thought to be active galaxy nuclei, with relativistic jets oriented close to the line of sight with the observer.active galaxy nuclei

129 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 129 What causes the Active Galactic Nuclei (AGN) phenomena? -Gas in Accretion Disk is heated by friction to of millions of degrees Disk emits Ultra-violet (UV) and X-ray radiation - Magnetic field of Super-massive Black Hole produces two jets of gas along rotation axis of Disk (like stellar black holes in binary star systems) jets extend out of galaxy above and below Accretion Disk and plow into the gas in the Intergalactic Medium (IGM) produces two radio emitting lobes on either side of galaxy - a Super-massive Black Hole accreting matter at a rate of 1 /year could power typical radio lobes Unified model for different types of Active Galactic Nuclei (AGN): Main idea: All the different types of AGN (Seyfert galaxies of type I and II, BL Lac objects (Blazars), and Radio-galaxies) can be explained by a Super- massive Black Hole surrounded by an Accretion Disk at galactic center - which type of AGN you see depends on the orientation of the Accretion Disk with respect to your line-of-sight to the galactic nucleus: a galaxy becomes an AGN galaxy only if the central Super-massive Black Hole is accreting matter

130 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 130 GRB was first detected by HETE II and its early afterglow has been observed. There is a break in its afterglow light curve at about 12 min after the bursts, before the break the optical flux decays with a power-law index of about - 1.6, while at late time the power-law slope is about -1 (Chornock et al. 2002). Here we will show that the afterglow light curve of GRB can be explained within the framework of the standard fireball model. We show that the afterglow emission before the break time is the contribution of the emission from both the reverse shock and the forward shock, while the afterglow emission after the break time is mainly due to the forward shock emission. From the fitting we can give constraints on the parameters: the initial Lorentz factor, and the surrounding medium density atoms. We propose that since the values of and are somewhat smaller for GRB , so the peak energy of the reverse shock emission is well below the optical band, and thus it is substantially fainter than at similar epochs. Also we suggest that such a break might be a common feature in early optical afterglows.2002 aanda.u-strasbg.fr:2002/articles/ aa/full/2003/16/aafa171/aafa171.html

131 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 131 The neutrino spec- trum is determined by the observed gamma-ray spectrum, which is well described by a broken power-law, dN/dE E with different val- ues of β at low and high energy [1]. The ob- served break energy (where β changes) is typi- cally Eb 1MeV, with β 1 at energies below the break and β 2 above the break. The inter- action of protons accelerated to a power-law dis- tribution, dNp/dEp E2 p, with GRB photons results in a broken power law neutrino spectrum, dN/dE E with β = 1 for E < Eb, and β = 2 for E > Eb. The neutrino break energyEbis fixed by the threshold energy of protons for photo-production in interaction with the domi-nant 1 MeV photons in the GRB [43],Eb 5 × 1014

132 mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 132 Fioretino str


Pobierz ppt "Mhs 2005 Żródła wysokoenergetycznych neutrin we Wszechświecie 1 Otwarte pytania astrofizyki Identyfikacja źródeł promieniowania kosmicznego wysokich energii."

Podobne prezentacje


Reklamy Google