Wstęp do Astrofizyki Wysokich Energii

Prezentacja na temat: "Wstęp do Astrofizyki Wysokich Energii"— Zapis prezentacji:

1 Wstęp do Astrofizyki Wysokich Energii
Wykład wprowadzający

2 Particle Flux ( m2 s sr GeV )-1
Widmo promieniowania kosmicznego (składowa jądrowa) 1 particle/m2 s Particle Flux ( m2 s sr GeV )-1 „Knee” 1 particle/m2 yr „Ankle” 1 particle/km2 yr 1 J  61018 eV Energy eV

3 Zakres wysokich energii E 2.5 Particle Flux Energy (eV)

4 SNR

5

6 Czarne Dziury

7

8

9 Pulsary

10

11 Mgławica Krab : : szerokopasmowe widmo obejmuje 20 dekad fotony  – detekcja w 9 dekadach !
100 keV – 100 TeV IC: syn, opt, IR, micro, CMB COMPTEL EGRET SYN HEGRA CELESTE B=160 G Ee ~1015 eV

12 Kwazary

13 zaglądamy w bezpośrednie otoczenie centralnej czarnej dziury
Takahashi et al. 2000 Mkn 421 SYN IC eV TeV keV TeV zaglądamy w bezpośrednie otoczenie centralnej czarnej dziury czas w dniach

14 Radioźródła

15

16

17 Słońce

18

19

20 f ~ r B SpectralEnergyDistribution: Energy emitted per log(E) interval
Radio Infrared Visible light X-rays VHE gamma rays SpectralEnergyDistribution: Energy emitted per log(E) interval Stars B f ~ r Cosmic proton accelerators Cosmic electron accelerators Dust magnetic field adjusts relative height of peaks

21 Obserwacje astronomiczne obejmują bardzo szeroki
zakres widma elektromagnetycznego z charakterystycznymi częstościami: 108 109 Hz – zakres radiowy 1011 Hz – daleka podczerwień 1014 Hz – bliska podczerwień 1015 Hz – zakres optyczny (1 eV) 1016 Hz – ultrafiolet 1018 Hz – promieniowanie rentgenowskie (keV) 1021 Hz – miękkie promieniowanie gamma (MeV) 1024 Hz – promieniowanie gamma (GeV) 1027 Hz – promieniowanie gamma wysokich energii (TeV) 1029 Astronomia wykorzystuje obserwacje promieniowania elektromagnetycznego obejmujące ponad 20 rzędów wielkości w zakresie energii (częstości) fotonów !

22 Okna astronomii gamma :
LE lub MeV : MeV ( *) HE lub GeV : GeV ( *) VHE lub TeV : TeV ( *) UHE lub PeV : PeV EHE lub EeV : EeV są otwarte w zakresach MeV, GeV, i TeV: LE,HE – obserwacje z kosmosu VHE, obserwacje z powierzchni ziemi actually this, so called "last window" covers 15 or more decayds more than in all other bands together (10^-6 to 10^6 eV) these bands are : gamma-rays at all these energies interact effectively with mater with mean free path of about 100 g/cm^2, which is an order of magnitude shorter than the depth of our atmosphere. Therefore gamma-ray instruments should be located above the atmosphere, i.e. like X-ray astronomy gamma-ray astronomy is generaly is considered to be a part of space-based astronomy. However, if 1 m^2 area or les of X-ray detectors are quite adequate for studies of X-rays, due to the low gamma-ray statistics the detector area is the weakest aspect of ground-based gamma-ray astronomy. It is small allready at GeV energies, and certainly much smaller at TeV and higher energies. The solution ? Use the atmosphere as target. At very high energies gamma-rays are not simply absorbed but they lead to cascades which can be detected by ground-based detectors directly or through their Cherenkov light. The latter provides the lowest energy energy threshold, and it is not a surprise that all imporftant results in gamma-ray astronomy are obtained by Cherenkov detectors This activity started almost parallel with the first steps in X-ray astronomy in the sixties, but the success came much later * niewiele wyników naukowych

23 Podstawowe procesy promieniste w których biorą udział
cząstki promieniowania kosmicznego Elektrony: - promieniowanie synchrotronowe („SYN”) odwrotne rozpraszanie Comptona („IC”) nietermiczny bremsstrahlung (zwykle nieistotny) Protony: - oddziaływania p-p piony fotony 

24 lat Promieniowanie synchrotronowe ("SYN") Hz
emisja relatywistycznego elektronu "spiralującego" w polu magnetycznym Promieniowana energia jest "wypikowana" koło (B-4  B/[10-4 G]) Dla B-4=1 i E~ GeV -> Hz TeV -> Hz PeV -> 1020 Hz Hz Czas wyświecania elektronu lat dla powyższych B i E, odpowiednio, ~106, ~103 i ~1 lat

25 lat Promieniowanie w odwrotnym rozpraszaniu Comptona ("IC")
emisja relatywistycznego elektronu odbijającego fotony niskiej energii W zakresie Thompsona ( o  < mec2 , wyżej zakres K-N) Czas wyświecania elektronu (z Uo,-10 = Uo/[10-10 erg/cm3]) lat Energie rozpraszanych fotonów Przykładowo, dla rozpraszania fotonów CMB (o~10-4 eV) i Ee = 1 GeV, TeV, PeV mamy ' = 100 eV, 100 MeV, 100 TeV

26 Obiekty zainteresowania Astrofizyki Wysokich Energii
neutron stars black holes NSXB BHXB accreting X-ray pulsars rotation powered pulsars milisecond pulsars plerions SNR cataclysmic variables microquasars Sgr A* stellar winds near O/B quasars balzars Syfert 1 Syfert 2 AGN MAS jets kpc-scale jets radio lobes hot spots in radio lobes GRB GRB afterglow soft gamma ray repeaters magnetars Solar protuberances interplanetary shock waves Earth magnetosphere CME cosmic rays high energy neutinos