astrofísica de altas energías: procesos físicos

TOA - Curso 2010/2011 Astrofísica de Altas Energías - I

Astrofísica de Altas Energías:Procesos Físicos

Xavier BarconsInstituto de Física de Cantabria (CSIC-UC)


¿Qué vemos?


La atmósfera terrestre y los observatorios


1E+02 1E+04 1E+06 1E+08 1E+10 1E+12 1E+14

Photon energy (eV)

De los rayos X a los rayos muy energéticos

keV MeV GeV TeV

UV MIROpt

Los mensajeros

• Radiación electromagnética:

– Rayos X– Rayos γ

• Rayos cósmicos• Neutrinos• Ondas Gravitatorias


Energía [eV]

Flu

jo

Acelerador humano

más potente

Rayos cósmicos• Composición: 99%

núcleos atómicos• Energías: 12 órdenes de

magnitud• Flujo: entre 1/m2/s y

1/km2/año


Procesos físicos

• Ciclotrón y sincrotrón• Radiación de frenado• Efecto Compton• Creación y aniquilación de pares• Radiación de átomos e iones• Absorción atómica• Radiación por núcleos atómicos• Creación y desintegración de piones


Beaming relativista

Radiación de cargas en movimiento: fórmula de Larmor

Algunos fundamentos


€

dEdt

=2q2

3c 3 γ6 a

→ 2

− v→

/c × a→ ⎛

⎝ ⎜ ⎞ ⎠ ⎟2 ⎡

⎣ ⎢

⎤ ⎦ ⎥

€

=1

1− v /c( )2

Radiación ciclotrón

• Partícula moviéndose en un campo magnético

• Frecuencia de giro:

• Potencia radiada

• Espectro discreto, frecuencia υB.


Radiación sincrotrón


1.

2. 3.

• Electrones relativistas en un campo magnético:1. Armónicos de órden

superior de υB

2. Beaming relativista

3. Efecto Doppler:

υobs ≈ γ2υem

Radiación sincrotrón: espectro

Único γ N( ) = const γ γ-p


0

0.2

0.4

0.6

0.8

1

0 1 2 3 4 5 6

x

F(x)

υ –(p-1)/2

υ5/2

Auto-absorción

Radiación de frenado (Bremsstrahlung)

Concepto básico

• Desvío de la trayectoria de electrones al pasar cerca de un ión

Espectro

• Frecuencia de corte

ω0=v/2b


bv

Bremsstrahlung térmico


Electrones a temperatura T

d dV d

Z2 ni ne T-1/2 g(,T) e-/kT

d dt dV

= 1.43 10-41 Z2 T1/2 ni ne g(T) erg cm-3 s-1 (1+(kT/mc2)) (corrección relativista)

Efecto Compton

• Interacción elástica entre electrones y fotones


Efecto Thomson h << mcυ 2

Efecto Compton

•Directo h > Eυ elec

•Inverso h < Eυ elec

Scattering Thomson

• Potencia dispersada por el electrón

• Proceso ineficiente para electrones relativistas (Klein-Nishina)


ddt

= T c U

Interacción entre radiación y electrones sin intercambio de energía

Efecto Compton

Directo

• Electrón inicialmente en reposo

Inverso

• Electrón relativista

• Potencia total radiada por efecto Compton


Eout=Ein

1+Ein/mc2(1-cos )Eout~ 2 Ein

d

dt =(4/3) T c U (v/c)2 2

Comptonización (I)


En cada colisión Compton de un fotón con electrones a temperatura T se intercambia una energía

€

ΔEE

=4kT − Emc 2

Profundidad Compton

Número de colisiones Compton por fotón:•Ncol = τT si τT < 1•Ncol= τT

2 si τT > 1€

τT =σT ne∫ dl

Parámetro de Comptonización:

€

y =kTmc 2 Ncol

€

Eout = e4yE in

Comptonización (II)

• La radiación que incide sobre un medio Compton-grueso adquiere un espectro de Bose-Einstein:– Planck si se establece

equilibrio radiación-materia

– Wien en otro caso


υ3 e-hυ/kT

Ecuación maestra:•N( ,t), distribución de γelectrones•Q( ), tasa de inyección de γelectrones•d /dt, enfriamientoγ

Enfriamiento Compton


€

∂N∂t

+∂∂γ

dγdt ⎛ ⎝ ⎜

⎞ ⎠ ⎟N

⎡ ⎣ ⎢

⎤ ⎦ ⎥=Q(γ )

Los electrones pierden energía por efecto Compton

€

dγdt

∝ −γ 2

Soluciones estacionarias:

• Q( ) monoenergética o γQ( ) ≈ γ γ-Γ, con <1Γ

•Q( )≈γ γ-Γ, con >1Γ

€

N(γ) ∝ γ −2

€

N(γ) ∝ γ −Γ −1

Pares electrón positrón

Condición energética Compacidad


€

E1E2( )12 > mc 2

0

0.05

0.1

0.15

0.2

0.25

0.3

0.6 0.9 1.2 1.5 1.8 2.1 2.4 2.7 3 3.3 3.6 3.9 4.2 4.5 4.8

(E1*E2)**(1/2) (MeV)

Secc

ión

Efic

az

€

τ =nγσ e +e −R >1

Para que se creen pares electrón-positrón, la fuente debe ser compacta:

€

l=LσTRmc 3 > 60

Transiciones atómicas en Astrofísica

• Por debajo de 108 K algunos átomos no están completamente ionizados y aparecen transiciones atómicas

– Libre-libre (contínuo)– Ligado-libre (fotoionización, umbrales de absorción)– Ligado-ligado (líneas de emisión y absorción)

• Probablilidad de transición mediante transiciones E1: M1:M2 en razón a 1:10-5:10-8

• En condiciones de laboratorio, sólo se observan transiciones dipolares eléctricas o permitidas

• En condiciones de muy baja densidad (astrofísica), se observan también líneas de emisión prohibidas.


Emisión en átomos e iones


Tipo Proceso Descripción

Línea de emisión Ligado-ligado Un electrón ligado baja a un nivel de menor energía

Contínuo de emisión

Recombinación radiativa libre-ligado

Captura de un electrón libre hacia un estado ligado

Línea de emisión Recombinación dielectrónica

Captura de un electrón libre, estado doblemente excitado

Contínuo de emisión

Contínuo a dos fotones Emisión simultánea de dos fotones desde un estado

metaestable

Generación de líneas de emisión

Recombinación

• Electrón libre a electrón ligado

• Puede venir acompañada de un continuo

Fluorescencia

• Caída de un electrón a un hueco en capa interno

• Compite con efecto Auger (Fe muy “fluorescente”)


Modelos de plasmas astrofísicos


Equilibrio de ionización

ni Densidad de iones con estado de carga i

ne Densidad de electrones libres

Ci Tasa de ionización pos colisiones

αi Tasa de recombinaciones

βi Tasa de fotoinizaciones

€

Cinine + βini = α ini+ine

Modelo τ Inonización Ejemplos

Coronal <<1 Colisiones Corona solar, restos de SN

Nebular <1 Fotoionización Galaxias Activas

Opaco >>1 Colisiones Interiores estelares

Astrofísica de Altas Energías - I

Absorción fotoeléctrica

Sección eficaz:abs()7.8 10-18 LL

( )3 Z4

n5cm2 for >LL

OVII K: 0.739 keVOVIII K: 0.874 keVFe I K: 7.1 keV

TOA - Curso 2010/2011

Procesos de emisión γ

• Transiciones nucleares ligado-ligado

• Aniquilación materia-antimateria

• Desintegración de piones


Resumen


Mensajero # fuentes Comentarios

Rayos X (0.1-40 keV) 300.000 Gas caliente, acreción

Rayos blandos (< 10 γGeV)

1.000 Sincrotrón, transiciones nucleares, choques

Rayos duros (TeV)γ 100 Aceleración de partículas cargadas

Rayos Cósmicos ? ¿Galaxias activas?

Neutrinos 1 Sol (+ Supernovas, etc.)

Ondas gravitatorias 0 Colapso gravitatorio, colisiones

Procesos físicos


Proceso Ingredientes, comentarios

Ciclotrón Electrones, campos magnéticos

Sincrotrón Electrones relativistas, campos magnéticos

Bremsstrahlung Gas ionizado > 106K

Efecto Compton Electrones energéticos y fotones

Pares Fotones > 1 MeV y fuente compacta

Líneas de emisión atómicas

Iones a < 108. Excitación por fotoionización y colisiones.

Línes de emisión nucleares

Creación de isótopos inestables o metaestables

Desintegración de partículas

Creación de partículas inestables por núcleos energéticos

astrofísica de altas energías: procesos físicos

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