Zusammenfassung Energieverlustrate Inverse Compton Synchrotr strahlung Rel Bremsstrahlung
Zusammenfassung Energieverlustrate Inverse Compton Synchrotr. strahlung Rel. Bremsstrahlung dg/dt ~ uphb 2 2 (Thomson-Limit) ~ u. Bb 2 2 Emissionskoeffizient j(e)* ~ -(p-1)/2 (klassisch) ~ ni ~ 1 -p *Für ein Potenzgesetz des emittierenden Teilchenspektrums N( ) ~ -p Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007
Anwendung: Die galaktische diffuse Gammastrahlung ~85% der gesamten Strahlung >100 Me. V ist galaktisch diffusen Ursprungs Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007
Galaktisch diffuse Gammastrahlung (1) Komponenten: • p 0 -Zerfallsphotonen: p 0 aus CR Proton-Nukleon Kollisionen • relativistische Bremsstrahlung • inverse Compton Streuung Anita Reimer, Stanford University CR, Gasverteilung CR e-, Strahlungsverteilung Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007
Galaktisch diffuse Gammastrahlung (2) • 21 cm-Linie als Indikator für atomaren Wasserstoff HI • CO-Linie als Indikator für molekularen Wasserstoff H 2 kleiner Anteil an ionisierten Wasserstoff HII • H 2 konzentriert zur galaktischen Ebene, HI-Verteilung etwas breiter, HII mit geringstem Gasanteil Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007
Galaktisch diffuse Gammastrahlung (3) • CO-(J=1 0) Linie als Indikator für molekularen Wasserstoff. Zum Gal. Zentrum CO Himmelsdurchmusterung (|b|>10 o) [Dame, Hartmann, Thaddeus 2001, Dame & Thaddeus 2004] dichte, molekulare interstellare Wolken bei hohen galaktischen Breiten mit kleinem Füllfaktor Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007
Galaktisch diffuse Gammastrahlung (4) • 21 cm-Linie als Indikator für atomaren Wasserstoff HI Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007
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 - Streuung der Sternstrahlung an Staub Komp. Staub [Porter et al. ] Anita Reimer, Stanford University IR 10 -30% der opt. Sterne CMB Rmax=20 kpc, zmax=5 kpc Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007
Galaktisch diffuse Gammastrahlung (6) decay [Strong et al. ] Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007
Galaktisch diffuse Gammastrahlung (7) Der Ge. V-Exzess Mögliche Gründe: • Fehlerhafte p-Produktionsfunktion? auf keinen Fall alleinige Erklärung [Hunter et al. 1997] [Mori et al. 1997, Kamae et al. 2006] – • Mißkalibrierung des Instruments? – eher nicht alleinige Erklärung • Unaufgelöste Punktquellen? [Pulsare: Pohl et al. 1997; Geminga-ähnliche Pulsare: Strong 2006] - Probleme mit Breiten-/Längenverteilung Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007
Extragalaktische diffuse Gammastrahlung: Bestimmung [Sreekumar etal. 1997, Strong etal. 2004] Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007
Der diffuse extragalaktische -Hintergrund Ori = Quellbeitrag + diffuse Komponente Beiträge durch: gin? • unaufgelöste Quellen verschiedener kosmischer Objektklassen (AGN, GRBs, Galaxien verschiedener Klassen, Galaxienhaufen, …) • Paarkaskadenemission/unaufgelöste Paarhalos von Te. V-Quellen • Paarkaskadenemission von GZK-CR Propagation [Dermer 2006] Anita Reimer, Stanford University • kosmologisch-diffuse Komponente (Strukturbildung, Materie-Antimaterie Annihilation, Verdampfung schwarzer Löcher, “dark matter”-Annihilation, …) Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007
Der diffuse extragalaktische -Hintergrund …unaufgelöste Blasare als ein garantierter Beitrag: [Mücke & Pohl 2000; Dermer 2006] Log(N)-Log(S) reflektiert kosmische Historie der Blasar/AGNBildung Quellbeiträge unaufgelöster Quellen stark abhängig von physikalischen Objekteigenschaften, räumliche Verteilung, Evolution der Objektklasse! Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007
Gammastrahlenabsorption im Kosmos Gammastrahlen von Quelle Emittiertes Spektrum F 0(E; z) Anita Reimer, Stanford University × e- (E, z) = F(E; z=0) Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007
Die Photon-Photon Paarproduktion (1) mit s 0=1/2 pre 2, b=e± Geschwindigkeit im CMF System, s=2 e 1 e 2(1 -cos. Q) e+ s. T s Q e- ultra-relativ. Limit: hw≈mec 2: ≈0. 2 s. T = w Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007
Die Photon-Photon Paarproduktion (2) Schwerpunktsenergie s 1/2: s=(∑E)2 – (∑p)2 s = 2 e 1 e 2(1 -cos. Q) s 1/2 ≥ 2 mec 2 Q (Paarproduktion) ethr ≥ 2 me 2 c 4/[e 1(1 -cos. Q)] e+ e- EBL-”Messung” in der Astronomie! Kompaktness -Problem in -Blazaren! Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007
Die Photon-Photon Paarproduktion (3) w • resonanzartiger Anstieg des Wirkungsquerschnitts nahe am Energieschwellwert der Wechselwirkung • >1/2 aller Wechselwirkungen in engem Photonenergieintervall: De≈(4/3± 2/3)e*, e*≈0. 8 e. V(E /Te. V)-1 • smax≈0. 3 s. T Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007
Das Paarproduktionsspektrum x=ee/e [aus: Aharonian 2004] • symmetrische Verteilungsfunktion • kleine s: ee≈e /2 • große s: dominater Energieanteil der WW von einem e± getragen Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007
Anwendung: (1) EBL-”Messung” in der -Astronomie (2) Kompaktheit-Problem in -lauten AGN Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007
Die diffuse extragalaktische Strahlung CMB EBL EGRB [aus: Ressell & Turner 1989] Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007
Die extragalaktische Hintergrundstrahlung bei IR/optischen Energien (EBL) 0. 1 -2 Te. V 1 -10 Te. V 7 -30 Te. V CMB Quellenzählung Gardner et al. 2001 HST Sterne Staub Madau & Pozzetti 2000 HST Fazio et al. 2004 Spitzer Elbaz et al. 2002 ISO Dole et al. 2006 Spitzer Anita Reimer, Stanford University [aus: Aharonian et al. 2006] Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007
Die optische Tiefe des Universums durch Integration entlang der Sichtlinie EBL(z) 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
Der Gammastrahlen-Horizont Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007
Der Gammastrahlen-Horizont Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007
EBL Modelle • 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] Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007
Direkte Messungen des EBL Himmelshelligkeit 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 -140 mm) [aus: Leinert 1998] 2 “Techniken”: • EBL (extrem schwach im Vergleich zur Vordergrundstrahlung!) • Integration aller extragalaktischen Punktquellen/Galaxien im EBLEnergiebereich (untere Grenze für EBL!) • Subtraktion der dominanten(!) Vordergrundstrahlung von gesamter Himmelshelligkeit im EBL-Energiebereich große Unsicherheiten/Systematiken: Suche nach unabhängiger Methode Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007
Deformation des Quellspektrums durch Absorption F 0(E; z) × EBL ir exp(-t(E; z)) = • Absorption erhöht sich mit Rotverschiebung und EBL-Fluß • energieunabhängige Absorption @2 -6 Te. V: spektrale Form des ursprünglichen Quellflußes identisch mit gemessenen Spektrum • Versteilerung des Spektrums 2 Te. V, Abbruch @ >6 Te. V Anita Reimer, Stanford University @0. 2 - Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007
Grenzen für die EBL-Dichte HESS Limit bei 1 -4 mm nahe am EBL-Wert der Quellen (Galaxien)-Zählungen! Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007
Die kosmische Evolution des EBL [aus: Primack et al. 2000] • Bestimmung: anstatt Untersuchung an individuellen Quellen – suche nach systematischem Absorptionseffekt als Funktion der Rotverschiebung in einem großen Ensemble [z. B. Chen et al. 2004]: optische Tiefe t(E, z) nimmt mit Rotverschiebung zu eindeutige Signatur für Absorption im EBL? Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007
Aber: . . . NE 300 Ge. V 100 Ge. V NE [aus: Reimer 2007] Rotverschiebungsabhängigkeit von “lokaler” Absorption innerhalb der Quelle (hier: AGN) zu erwarten! (Evolution der Targetphotonenfelder, Rotverschiebung der WW-Energie, …) Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007
Der diffuse extragalaktische -Hintergrund Absorption im diffusen Photonenhintergrund modifiziert Spektrum! [Dermer 2006] Kalorimeter der Hochenergieemissivität des Universums: Q ≈1050 erg/s Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 10. Oktober 2007
Anwendung: (1) EBL-”Messung” in der -Astronomie (2) Kompaktheit-Problem in -lauten AGN Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007
Blasare im -Energiebereich EGRET (> 100 Me. V) • O(102) Blasare bei >100 Me. V detektiert • >10 Blasare bei Te. VEnergien detektiert • nicht-thermische Kontinuumsemission dominiert die beobachtete Strahlung • stark variabel bei allen Energien (radio-Te. V): Wochen - Minuten • Tvar ≈ Remi/c (Lichtlaufzeit-Argumente, Kausalität!): HE Strahlung aus einem gut lokalisierten Bereich Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007
Beispiele von spektralen Energieverteilungen (SED) von Blasaren: syn. high frequency peaked BL Lac Object (HBL) Lbol ~ 1043 -44 erg/s low frequency peaked BL Lac Object (LBL) Lbol ~ 1045 -47 erg/s Anita Reimer, Stanford University ? BL Lac Objekt flat-spectrum radio quasar Lbol ≥ 1047 erg/s (=FSRQ) syn. ? Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007
Kompaktheit • Breitband-Hochenergiestrahlung mit • hoher Leuchtkraft L • aus einem kompakten Gebiet R ≤ c. Tvar t = n s R ≈ n s. T R mit n ≈ urad/E = L/(4 pc. R 2 E) Photonendichte Kompaktheit. Parameter l=s. TL/(mec 3 R) t ≈ s. T L / (4 p c E R) Transparenz fordert ABER: t « 1: für viele EGRET-Blasare findet man: t ≈ 100 L 46 E-1 Me. V T-11 hr » 1 Anita Reimer, Stanford University L 46 =L/1046 erg s-1, EMe. V=E/1 Me. V, T 1 hr =Tvar/1 hr Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007
Die Eliot-Shapiro-Relation • Das Eddington-Limit: Strahlungsdruck ≤ Gravitationsdruck R 2 mit R≤c. Tvar • Photonen können nur außerhalb des Schwarzschild-Radius rg entweichen: maximal erreichbare Leuchtkraft für ein akkretierendes Objekt ist die Eddington-Leuchtkraft* 2 GM/c 2 = rg ≤ R ≤ c Tvar/sec ≥ L / 1043 erg s-1 * Praktisch kann das Eddington-Limit um einen Faktor <5 gebrochen sein Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007
Superluminalen Bewegung d. h. die scheinbare Winkelgeschwindigkeit vapp eines sich mit Geschwindigkeit v bewegenden Objekts ist größer als die Lichtgeschwindigkeit! Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007
Relativistisches „beaming“ • 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 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007
Das Prinzip der superluminalen Bewegung (2) • Scheinbare Geschwindigkeit vapp=cbapp maximiert, wenn: dbapp/dq = (bcosq-b 2)/(1 -bcosq) = 0 cosq = b • maximaler Wert ist also: bapp = bsinq/(1 -bcosq) = …. . = Gb » 1 wenn b≈1 & G>1 Messung von bapp setzt ein unteres Limit an b. G Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007
Relativistisches „beaming“ • 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 -bcosq)]-1 Doppler-Faktor d. E’ = D d. E Dopplerverschiebung der Energie dt’ = D dt Zeitdilatation d. W’ = D 2 d. W Photonen nach vorne gebeamt im sich bewegenden System Emittierte Leistung pro Frequenz Ln = d. E/(dt dn d. W) = D 3 L’n Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007
Relativistisches „beaming“ (2) • Also: Ln = D 3 L’n Photonendichte im Jetsystem erheblich dünner Eliot-Shapiro-Relation/Transparenz-Kriterium damit erfüllt • Sei L’n ~ n-a (“blob”-Emission). Dann: Lobs = D 3+a Lemi mit nobs = D nemi • Verhältnis der beobachteten Leuchtkräfte für sich annähernden (‘appr’) zu entfernenden (‘rec’) “blob”: Lappr/Lrec = [ (1+bcosq) / (1 -bcosq) ]3+a M 87 intrinsisch bipolare relativistische Jets erscheinen einseitig 3 C 84 zweiseitiger Jet auf kleiner Längenskala Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007
Relativistisches „beaming“ (3) Bestimmung von “blob”-Geschwindigkeit b und Sehwinkel q: • Wenn “blobs” gleichzeitig mit bc in entgegengesetzter Richtung emittiert werden, gilt: bappr = b sinq / (1 -bcosq) brec = b sinq / (1+bcosq) Mit Messung von bappr und brec ist Gleichungssystem vollständig lösbar. Zusammenfassung: Relativistische Bewegung in kleinem Sichtwinkel…. … verstärkt Intensitäten und Energien D …. kontrahiert Zeitintervalle Jets mit kleinem Sichtwinkel erscheinen heller und variabler. Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007
Ende Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. 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 Wechselwirkung 2. Anwendungen in der Astrophysik Anita Reimer, HEPL & KIPAC, Stanford University Schule fur Astroteilchenphysik, Obertrubach-Bärnfels, 9. Oktober 2007
Die Kinematik von 2 E 1 , p 1 , m 1 Betrachte: 4 er-Vektor P=(E, p), √s=totale Schwerpunktsenergie des Systems (lorentz-invariant!) E 3 , p 3 , m 3 q E 2 , p 2 , m 2 2 Prozessen E 4 , p 4 , m 4 Sei c=1. s = (P 1 + P 2)2 = (E 1+E 2)2 – (p 1+p 2)2 = m 12+m 22+2 E 1 E 2(1 -b 1 b 2 cosq) - Im Schwerpunktsystem: p 1, CM = -p 2, CM s = ( E 1, CM + E 2, CM )2 - Im Ruhesystem von Teilchen 2: s = m 12 + m 22 + 2 E 1, labm 2 Bewegung des Schwerpunktsystems: |p. CM|=m 2|p 1, lab|/√s b. CM = p 1, lab/(E 1, lab+m 2) E 1, 2, CM=(s+m 1, 22 -m 2, 12)/(2√s) Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007
Energieschwellwert E 1 , p 1 , m 1 q E 2 , p 2 , m 2 E 3 , p 3 , m 3 E 4 , p 4 , m 4 Sei c=1. Kinematisch erlaubter Bereich in s: s > (m 3 + m 4 )2 (im Schwerpunktsystem muß mindestens die Ruhemasse der Ausgangsteilchen produziert werden) Beispiele: (1) für “head-on” Kollision s = 2 E 1 E 2 ≥ (2 me)2 (2) p+ (3) e+ep+p 0 E 1 ≥ 2 me 2/E 2 für “head-on” Kollision & Targetproton in Ruhe s = mp 2+2 E mp ≥ (mp + mp 0)2 145 Me. V Anita Reimer, Stanford University E ≥ (2 mpmp 0+mp 02)/2 mp ≈ Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007
Zweikörperzerfall E, p, m E 1 , p 1 , m 1 E 2 , p 2 , m 2 Sei c=1. Im Ruhesystem des Teilchens mit Masse m: |p 1| = |-p 2| , p=0 s = E 2 – p 2 = m 2 ! 4 er-Impulserhaltung: s = (P 1+P 2)2 = P 12+P 22+2 P 1 P 2 = m 2 (kinemat. Limit) Beispiel: p 0 , tlife≈8· 10 -17 s, m 1=m 2=m =0, E 2=E 1, 22=p 2 ! 2 s=(P 1+P 2)2=2 P 1 P 2=2(E 1 E 2 -p 1 p 2)=4 E 1 E 2=m p Wegen E 2=Ep-E 1: E = E 1 = ½(Ep±pp) = 1/2 pmp(1±bp) = 1/2 mp[(1±bp)/(1 bp)]1/2 ± Lsg. : 4 E 1 E 2 -mp 2 = 4 E 12 -4 E 1 Ep+mp 2 = 0 Verteilung der p 0 -Zerfallsphotonen symmetrisch um ½(mp) Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007
p 0 -Zerfall E 1 , p 1 Ep, pp, mp p 0 Sei c=1. W ha icht Ga dro igs pr mma nisc ter od uk stra her tio hl ns enka na l! E 2 , p 2 E , min, max = ½mp[ (1 ± bp)/(1 ± Also: bp) ]1/2 - Spektrum der Zerfallsphotonen für jede Pionenergie enthält 1/2 mp - für ein Spektrum von Pionenenergien ist das resultierende Energiespektrum der Zerfallsphotonen so überlagert, daß das resultierende -spektrum ein Maximum bei 1/2 mp≈67. 5 Me. V besitzt: “p 0 -bump” E , min Anita Reimer, Stanford University 1/2 mp E , max Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007 E
p 0 neutrale Pionen n m+ n Gamma-Photonen m- e+ e- geladene Pionen Neutrinos p- p+ e+ em+ e+ n n
Neutrinoproduktion … hauptsächlich (nicht ausschließlich!) über p±– und m±–Zerfall: - p± tlife≈26 ns m± + nm(nm) mit m’=(mp 2+mm 2)/(2 mpmm)≈1 im Pionruhesystem wegen ’m klein, ist: - tlife≈2. 2 ms m± (4 er-Impulserhaltung & mn≈0) p ≈ m e± + ne(ne) + nm(nm) Man findet: <Ee±> ≈ ¼<Ep±>, <En> ≈ ¼<Ep±>, <E > = ½<Ep 0> Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007
Zwischenspiel Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007
Die Wechselwirkungsrate c/l Relativistische Reaktionsrate r (invariant!) zweier Teilchen= # WW / d. Vdt: [Landau-Lifschitz] mit dni = # Teilchen / d. Vdp, bi=pi/Ei, ds = (invarianter) WW-Querschnitt , (invariante) Geschwind- igkeit eines Teilchens 1 im Ruhesystem des anderen Teilchens 2, pi=4 er-Impuls Für isotrope Teilchenverteilungen: [cos. Q = p 1·p 2/p 1 p 2 ] [z. B. Dermer 1984] Beispiel: Photomesonproduktion p + b 1=b, b 2=1, br=1, dn 1=1, dn 2 = ½ n(e)de r ~ ∫de n(e) ∫dcosq ½(1 -bcosq) sp (s) mit s = mp 2+2 Ee(1 -bcosq) Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007
Die Mesonproduktion (1) Photomesonproduktion (2) Proton-Nukleon Wechselwirkung n p p Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007
Die Photomesonproduktion Ep s 1/2 e s = (∑E)2 – (∑p)2 = = mp 2 c 4 + 2 Ee(1 -bcos. Q) = threshold=mp+mp 0 = mp 2 c 4 + 2 mpc 2 e’ 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] Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007
SOPHIA – Simulation Of Photo. Hadronic Interactions in Astrophysics [Mücke et al. (SOPHIA Kollaboration) 2000] Resonanzen: D(1232), N(1440), N(1520), N(1535), N(1650), N(1680)/ N(1675), D(1905), D(1950) direkte Pionenprodukt. : - nicht-resonante p np+, p Dp - „Hintergrund“ nahe Schwellwert diffraktive Streuung: Vektormeson-Produktion: r: w=9: 1 Multipionenproduktion: QCD String-Fragmentationsmodell (Lund JETSET 7. 4) Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007
Der SOPHIA Monte Carlo [Mücke et al. , 2000, Comp. Phys. Comm. , 124, 290 • N -Photomesonproduktion, inklusive aller relevanten Wechselwirkungsprozesse bis zu s 1/2 ~1 Te. V • 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 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007
Vergleich mit Beschleunigerdaten Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007
Vergleich mit Beschleunigerdaten (2) Rapidität y y = 1/2 ln[(E+p||)/(E-p||)] Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007
Pionenmultiplizität n-Produktion hauptsächlich durch: p± -Produktion hauptsächlich durch: p 0 Anita Reimer, Stanford University e± nmnm(ne/ne) p- ~s 1/4 p+ m±nmnm Vergleiche mit D 1232 Approximation: p 0 : p+ = 2 : 1, keine p-/ne Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007
Photon*-zu-Neutrino-Verhältnis Vergleiche mit D 1232 Approximation: ∑ aus p 0 : p+ = 2 : 1 ∑E : ∑En ≈ 3 : 1 Vergleiche mit D 1232 Approximation: <En> : Ep ≈ 1 : 20 * e± besitzen 100% Strahlungseffizienz Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007
Proton-zu-Neutron Konvertierung Möglichkeit einer UHECR-Quelle: Neutronen (nicht an B-Feld gebunden!) können einer Protonquelle entweichen; erleiden b-Zerfall im kpc-Bereich der Quelle: n p e- n e Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007
… in astrophysikalischer Umgebung: Target nph ~ e-a, emin <e<emax in n kan en! N erd s es gt w d V) läßi e G ach 2 > ern 1/2 v s ( t il nich e t e i ik g s r y e n oph e h r c t o s H A r e d Target: Schwarzkörperstrahler der Temp. T Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007
Anwendung Targetphotonenfeld= (1) Schwarzkörperstrahler (T) (2) Potenzgesetz (a) Kp = DEp/Ep = prozentualer Energieverlust Einfluß des sekundären Resonanzbereichs Energieverlustlänge xloss = l/Kp Minimum von xloss bei Ep≈1. 16· 1012/T[K] Ge. V Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007
Anwendung: Schwarzkörperstrahler ∑E /∑En ≈ 1. 5 ∑ (während D-Approx. Verhältnis 3: 1 gibt) <E >/<En> maximiert bei Epk. T ≈ 0. 1 Ge. V 2 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007
Anwendung: Potenzgesetz-Strahlungsfeld (2) ∑ ∑E /∑En ≈ 1 für all a flache Potenzgesetzspektren: E /En mehr als eine Größenordnung kleiner Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007
Anwendung: Potenzgesetz-Strahlungsfeld (1) Maximaler Energieverlust in harten Targetphotonenfeldern Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007
Anwendung: n(e) ~ e-2/3 ~ e-2 Anita Reimer, Stanford University GRB Targetphotonenfeld für 10 -3 e. V≤e≤ 1 ke. V≤e≤ 100 Me. V Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007
GRB Targetphotonenfeld ∑ Anwendung: ∑E /∑En ≈ 1 bei hohen Energien Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007
Anwendung: Te. V-Blasar Targetphotonenfeld n(e) ~ e-1 ~ e-2 Anita Reimer, Stanford University für 10 -7 e. V≤e≤ 10 -2 e. V für 10 -2 e. V≤e≤ 10 e. V Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007
Te. V-Blasar Targetphotonenfeld ∑ Anwendung: • ∑E /∑En ≈ 1 -1. 2 • 20%-30% Dissipation in & n Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007
Das „Greisen-Zatsepin-Kuzmin“-Limit Nukleonen wechselwirken mit dem kosmischen Mikrowellenhintergrund (CMB) via: Photomeson-Produktion kosm. Expansion N + CMB Paarproduktion p CMB pe+e- N + ps + … GZK-cutoff @ Photomeson-Produktion 1 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007
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