HochenergieAstrophysik II

1
Zusammenfassung
Energieverlustrate dg/dt
Emissionskoeffizient j(e) Inverse
Compton Synchrotr.- strahlung Rel.
Brems- strahlung
uphb2g2 (Thomson-Limit)
g-(p-1)/2
uBb2g2 (klassisch)
g-(p-1)/2
g1-p
nig
Für ein Potenzgesetz des emittierenden
Teilchenspektrums N(g) g-p
2
Anwendung Die galaktische diffuse
Gammastrahlung
85 der gesamten g-Strahlung gt100MeV ist
galaktisch diffusen Ursprungs
3
Galaktisch diffuse Gammastrahlung (1)

• Komponenten
• p0-Zerfallsphotonen p0 gg
• aus CR Proton-Nukleon Kollisionen CR,
  Gasverteilung
• relativistische Bremsstrahlung CR e-,
  Gasverteilung
• inverse Compton Streuung CR e-,
  Strahlungsver-teilung

4
Galaktisch diffuse Gammastrahlung (2)

• 21cm-Linie als Indikator für atomaren
  Wasserstoff HI
• CO-Linie als Indikator für molekularen
  Wasserstoff H2
• kleiner Anteil an ionisierten Wasserstoff HII

H2 konzentriert zur galaktischen Ebene,
HI-Verteilung etwas breiter, HII mit geringstem
Gasanteil
5
Galaktisch diffuse Gammastrahlung (3)

• CO-(J1 0) Linie als Indikator für molekularen
  Wasserstoff

Zum Gal.Zentrum
CO Himmelsdurchmusterung (bgt10o)
Dame, Hartmann, Thaddeus 2001, Dame Thaddeus
2004
dichte, molekulare interstellare Wolken bei hohen
galaktischen Breiten mit kleinem Füllfaktor
6
Galaktisch diffuse Gammastrahlung (4)

• 21cm-Linie als Indikator für atomaren
  Wasserstoff HI

7
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 IR
• Streuung der Sternstrahlung an Staub
  10-30 der opt. Komp.

Staub
CMB
Sterne
Porter et al.
Rmax20kpc, zmax5kpc
8
Galaktisch diffuse Gammastrahlung (6)
decay
Strong et al.
9
Galaktisch diffuse Gammastrahlung (7)

• Mögliche Gründe
• Fehlerhafte p-Produktionsfunktion? Mori et al.
  1997, Kamae et al. 2006 auf keinen Fall
  alleinige Erklärung
• Mißkalibrierung des Instruments? eher nicht
  alleinige Erklärung
• Unaufgelöste Punktquellen? Pulsare Pohl et
  al. 1997 Geminga-ähnliche Pulsare Strong 2006
  - Probleme mit Breiten-/Längenverteilung

10
Extragalaktische diffuse Gammastrahlung
Bestimmung
Sreekumar etal. 1997, Strong etal. 2004
11
Der diffuse extragalaktische g-Hintergrund
Quellbeitrag diffuse Komponente
Origin?

• Beiträge durch
• unaufgelöste Quellen verschiedener kosmischer
  Objektklassen (AGN, GRBs, Galaxien verschiedener
  Klassen, Galaxienhaufen, )
• Paarkaskadenemission/unaufgelöste Paarhalos von
  TeV-Quellen
• Paarkaskadenemission von GZK-CR Propagation
• kosmologisch-diffuse Komponente
  (Strukturbildung, Materie-Antimaterie
  Annihilation, Verdampfung schwarzer Löcher, dark
  matter-Annihilation,)

Dermer 2006
12
Der diffuse extragalaktische g-Hintergrund
unaufgelöste Blasare als ein garantierter
Beitrag
Mücke Pohl 2000 Dermer 2006
Log(N)-Log(S) reflektiert kosmische Historie der
Blasar/AGN-Bildung
Quellbeiträge unaufgelöster Quellen stark
abhängig von physikalischen Objekteigenschaften,rä
umliche Verteilung, Evolution der Objektklasse!
13

• Gammastrahlenabsorption im Kosmos

Gammastrahlen von Quelle
Emittiertes Spektrum
F0(Ez) e-t(E,z)
F(Ez0)
14
Die Photon-Photon Paarproduktion (1)
mit s01/2pre2, be Geschwindigkeit im CMF
System, s2e1e2(1-cosQ)
ultra-relativ. Limit
hwmec2
0.2sT
15
Die Photon-Photon Paarproduktion (2)
Schwerpunktsenergie s1/2 s(?E)2 (?p)2 s
2e1e2(1-cosQ) s1/2 2mec2
(Paarproduktion) ethr 2me2c4/e1(1-cosQ)
16
Die Photon-Photon Paarproduktion (3)
w

• resonanzartiger Anstieg des Wirkungsquerschnitts
  nahe am Energieschwellwert der Wechselwirkung
• gt1/2 aller Wechselwirkungen in engem
  Photonenergieintervall
• De(4/32/3)e, e0.8eV(Eg/TeV)-1
• smax0.3sT

17
Das Paarproduktionsspektrum
xee/eg
aus Aharonian 2004

• symmetrische Verteilungsfunktion
• kleine s eeeg/2
• große s dominater Energieanteil der WW von
  einem e getragen

18

• Anwendung
• EBL-Messung in der g-Astronomie
• Kompaktheit-Problem in g-lauten AGN

19
Die diffuse extragalaktische Strahlung
aus Ressell Turner 1989
20
Die extragalaktische Hintergrundstrahlung bei
IR/optischen Energien (EBL)

CMB
Quellenzählung Gardner et al. 2001 HST Madau
Pozzetti 2000 HST Fazio et al. 2004
Spitzer Elbaz et al. 2002 ISO Dole et al.
2006 Spitzer
Sterne
Staub
aus Aharonian et al. 2006
21
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
22
Der Gammastrahlen-Horizont
23
Der Gammastrahlen-Horizont
24
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.
  19982006

• 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 Galaxienwechselwirku
  ngen, 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

25
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 1.25-140mm)
• EBL (extrem schwach im Vergleich zur
  Vordergrundstrahlung!)

aus Leinert 1998

• 2 Techniken
• Integration aller extragalaktischen
  Punktquellen/Galaxien im EBL-Energiebereich
  (untere Grenze für EBL!)
• Subtraktion der dominanten(!) Vordergrundstrahlun
  g von gesamter Himmelshelligkeit im
  EBL-Energiebereich

große Unsicherheiten/Systematiken Suche nach
unabhängiger Methode
26
Deformation des Quellspektrums durch Absorption
?
EBL
?ir
F0(Ez)
exp(-t(Ez))

• Absorption erhöht sich mit Rotverschiebung und
  EBL-Fluß

• energieunabhängige Absorption _at_2-6TeV spektrale
  Form des ursprünglichen Quell-flußes identisch
  mit gemessenen Spektrum
• Versteilerung des Spektrums _at_0.2-2TeV, Abbruch _at_
  gt6TeV

27
Grenzen für die EBL-Dichte
Limit bei 1-4mm nahe am EBL-Wert der Quellen
(Galaxien)-Zählungen!
28
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?
29
Aber ...
NE
NE
aus Reimer 2007
30
Der diffuse extragalaktische g-Hintergrund
Dermer 2006
31

• Anwendung
• EBL-Messung in der g-Astronomie
• Kompaktheit-Problem in g-lauten AGN

32
Blasare im g-Energiebereich

• O(102) Blasare bei gt100 MeV detektiert
• gt10 Blasare bei TeV-Energien detektiert

EGRET (gt 100 MeV)

• nicht-thermische Kontinuumsemission dominiert
  die beobachtete Strahlung
• stark variabel bei allen Energien (radio-TeV)
  Wochen - Minuten
• Tvar Remi/c (Lichtlaufzeit-Argumente,
  Kausalität!)
• HE Strahlung aus einem gut lokalisierten
  Bereich

33
Beispiele von spektralen Energieverteilungen
(SED) von Blasaren
?
syn.
?
syn.
34
Kompaktheit

• Breitband-Hochenergiestrahlung mit
• hoher Leuchtkraft L
• aus einem kompakten Gebiet R cTvar

tgg n sgg R n sT R mit n urad/E
L/(4pcR2E) Photonendichte
Kompaktheit-Parameter lsTL/(mec3R)
tgg sT L / (4p c E R)
Transparenz fordert tgg 1
L46 L/1046erg s-1, EMeVE/1MeV, T1hr Tvar/1hr
ABER für viele EGRET-Blasare findet
man tgg 100 L46 E-1MeV T-11hr 1
35
Die Eliot-Shapiro-Relation
maximal erreichbare Leuchtkraft für ein
akkretierendes Objekt ist die Eddington-Leuchtkraf
t

• Photonen können nur außerhalb des
  Schwarzschild-Radius rg entweichen

2GM/c2 rg R c Tvar
Tvar/sec L / 1043erg s-1
Praktisch kann das Eddington-Limit um einen
Faktor lt5 gebrochen sein
36
Superluminalen Bewegung
d.h. die scheinbare Winkelgeschwindigkeit vapp
eines sich mit Geschwindigkeit v bewegenden
Objekts ist größer als die Lichtgeschwindigkeit!
37
Relativistisches beaming

• scheinbar superluminale Bewegung ist
  Projektionseffekt

38
Das Prinzip der superluminalen Bewegung (2)

• Scheinbare Geschwindigkeit vappcbapp maximiert,
  wenn
• dbapp/dq (bcosq-b2)/(1-bcosq) 0 cosq
  b

• maximaler Wert ist also
• bapp bsinq/(1-bcosq)
• .. Gb 1 wenn b1 Ggt1
• Messung von bapp setzt ein unteres Limit
  an bG

39
Relativistisches beaming
40
Relativistisches beaming (2)

• Also Ln D3 Ln

Photonendichte im Jetsystem erheblich
dünner Eliot-Shapiro-Relation/Transparenz-Kriteriu
m damit erfüllt

• Sei Ln n-a (blob-Emission). Dann Lobs
  D3a Lemi mit nobs D nemi

• Verhältnis der beobachteten Leuchtkräfte für
  sich annähernden (appr) zu entfernenden (rec)
  blob
• Lappr/Lrec (1bcosq) / (1-bcosq)
  3a

M87
intrinsisch bipolare relativistische
Jets er-scheinen einseitig
41
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 / (1bcosq)
• Mit Messung von bappr und brec ist
  Gleichungssystem vollständig lösbar.

42
Ende
43
Hochenergie-Astrophysik II
1. Hadronische Prozesse in der Hochenergie-Astroph
ysik (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
44
Die Kinematik von 2 2 Prozessen
s (P1 P2)2 (E1E2)2 (p1p2)2
m12m222E1E2(1-b1b2cosq) - Im Schwerpunktsystem
p1,CM -p2,CM s ( E1,CM E2,CM )2 -
Im Ruhesystem von Teilchen 2 s m12 m22
2E1,labm2
45
Energieschwellwert
Kinematisch erlaubter Bereich in s s gt (m3
m4 )2 (im Schwerpunktsystem muß mindestens die
Ruhemasse der Ausgangs-teilchen produziert werden)
46
Zweikörperzerfall
Im Ruhesystem des Teilchens mit Masse m p1
-p2 , p0
s E2 p2 m2 4er-Impulserhaltun
g s (P1P2)2 P12P222P1P2 m2
(kinemat.Limit)
!
47
p0-Zerfall
Wichtigster hadronischer Gammastrahlen-produktions
kanal!

• Also Eg,min,max ½mp (1 bp)/(1 bp) 1/2
• Spektrum der Zerfallsphotonen für jede
  Pionenergie enthält 1/2mp
• für ein Spektrum von Pionenenergien ist das
  resultierende Energiespektrum der
  Zerfallsphotonen so überlagert, daß das
  resultierende g-spektrum ein Maximum bei
  1/2mp67.5MeV besitzt
• p0-bump

48
p-
p
p0
neutrale Pionen Gamma-Photonen geladene
Pionen Neutrinos
n m
n m-
g
g
e e-
e
g
e-
m
e
g
n
e
n
49
Neutrinoproduktion
hauptsächlich (nicht ausschließlich!) über p
und mZerfall
tlife26ns

• p m nm(nm) mit gm(mp2mm2)/(2mpmm)
  1 im Pionruhesystem (4er-Impulserhaltung mn0)
• wegen gm klein, ist gp gm
• m e ne(ne) nm(nm)
• Man findet ltEegt ¼ltEpgt, ltEngt ¼ltEpgt,
  ltEggt ½ltEp0gt

tlife2.2ms
50
Zwischenspiel
51
Die Wechselwirkungsrate c/l
Relativistische Reaktionsrate r (invariant!)
zweier Teilchen WW / dVdt
Landau-Lifschitz
z.B. Dermer 1984
52
Die Mesonproduktion

• Photomesonproduktion
• (2) Proton-Nukleon Wechselwirkung

53
Die Photomesonproduktion
s (?E)2 (?p)2 mp2c4 2Ee(1-bcosQ)
mp2c4 2mpc2e

• 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

54

• SOPHIA Simulation Of PhotoHadronic 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)
diffraktive Streuung Vektormeson-Produktion
rw91
Multipionenproduktion QCD String-Fragmentationsmo
dell (Lund JETSET 7.4)
55
Der SOPHIA Monte Carlo
Mücke et al., 2000, Comp.Phys.Comm., 124, 290

• Ng-Photomesonproduktion, inklusive aller
  relevanten Wechselwirkungsprozesse bis zu s1/2
  1TeV
• vollständige Simulation der Vielteilchen-Endzustän
  de
• 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
56
Vergleich mit Beschleunigerdaten
57
Vergleich mit Beschleunigerdaten (2)
Rapidität y y 1/2 ln(Ep)/(E-p)
58
Pionenmultiplizität
59
Photon-zu-Neutrino-Verhältnis
Vergleiche mit D1232-Approximation aus p0 p
2 1 ?Eg ?En 3 1
?
e besitzen 100 Strahlungseffizienz
60
Proton-zu-Neutron Konvertierung
61
in astrophysikalischer Umgebung
Hochenergieteil (s1/2 gt2 GeV) des sNg kann in der
Astrophysik nicht vernachläßigt werden!
62
Anwendung
Targetphotonenfeld (1) Schwarzkörperstrahler
(T) (2) Potenzgesetz (a)
Kp DEp/Ep prozentualer Energieverlust
Energieverlustlänge xloss l/Kp
63
Anwendung Schwarzkörperstrahler
?Eg/?En 1.5 (während D-Approx. Verhältnis 31
gibt)
?
64
Anwendung Potenzgesetz-Strahlungsfeld (2)
?Eg/?En 1 für all a
?
flache Potenzgesetzspektren Eg/En mehr als eine
Größen-ordnung kleiner
65
Anwendung Potenzgesetz-Strahlungsfeld (1)
Maximaler Energieverlust in harten
Targetphotonenfeldern
66
Anwendung GRB Targetphotonenfeld
n(e) e-2/3 für 10-3eVe1keV e-2
für 1keVe100MeV
67
Anwendung GRB Targetphotonenfeld
?
68
Anwendung TeV-Blasar Targetphotonenfeld
n(e) e-1 für 10-7eVe10-2eV e-2
für 10-2eVe10eV
69
Anwendung TeV-Blasar Targetphotonenfeld
?

• ?Eg/?En 1-1.2

• 20-30 Dissipation in g n

70

• Das Greisen-Zatsepin-Kuzmin-Limit

Nukleonen wechselwirken mit dem kosmischen
Mikrowellenhintergrund (CMB) via
Photomeson-Produktion
N gCMB N ps
GZK-cutoff _at_