Ηλεκτροµαγνητικοί Καταιονισµοί. Ακτινοβολία πέδησης ίδυµη Γένεση

Transcript

1 Ηλεκτροµαγνητικοί Καταιονισµοί. Ακτινοβολία πέδησης ίδυµη Γένεση

2 Μοντέλο Heitler Το µήκος ακτινοβολίας και το µήκος διάσπασης θεωρούνται ίσα. Μετά από κάθε µήκος ακτινοβολίας ο αριθµός των σωµατιδίων διπλασιάζεται Ε 0 -> 2 Ε 0 /2 -> 4 Ε 0 /4. Χ=Νλ 2 Ν σωµατίδια Ο υπολογισµός σταµατά όταν Ε=Ε c. N max =E0/Ec X max =λlog 2 (E 0 /E c ) Το µήκος ακτινοβολιας για τον αέρα είναι: ξ 0 =36.62 gr/cm 2 ή X 0 =280 m (κανονικές συνθήκες)

3 Ορισµός κρίσιµης ενέργειας. ΚρίσιμηενέργειαΕ c είναιηενέργειαστηνοποίαη απώλεια λόγω ακτινοβολία πέδης είναι ίση με την απώλειαλόγωιονισμού. Όταν η ενέργεια γίνει μικρότερη από την κρίσιμη, τότε τα ηλεκτρόνια χάνουν ενέργεια χωρίς να μπορούν να δημιουργήσουν νέα σωματίδια.

4 Βασικές ιδιότητες Η.Μ. καταιονισµού. Ο µέγιστος αριθµός σωµατιδίων που δηµιουργούνται : N max =E 0 /E c Το µέγιστο δηµιουργείται σε απόσταση (σε µήκη ακτινοβολίας): X max =λln(e 0 /E c )/ln2

5 Όπου r 1 Εγκάρσιο πλάτος. Το άνοιγµα του κώνου οφείλεται στην σκέδαση των ηλεκτρονίων στα ατοµικά ηλεκτρόνια του µέσου. Πολλαπλή σκέδαση. Η µέση γωνία σκέδασης δίνεται: Η διεύρυνση υπολογίζεται: < δθ 2 Es >= E 2 δx η ακτίνα Molier R r 1 Ec = r E Es = X E c E 1 Ε c = 80 MeV, E s =21 MeV. Ο τύπος ισχύει για χαµηλές ενέργειες στις υψηλότερες η ακτίνα γίνεται στενότερη. O τύπος δίνει r 1 =9,3 g/cm 2, ενώ ο υπολογισµός MC για ένα φωτόνιο ενέργειας 1000 GeV δίδει 5,94 g/cm.

6 Υπολογισµοί Αναλυτικός υπολογισµός από Greisen και Rossi. Γρήγορος, παραµετρικός υπολογισµός. Ιδιαίτερα χρήσιµος την εποχή που οι υπολογιστές δεν είχαν αναπτυχθεί. N β γ e = 031. = exp[x( 1 β 3X s= X+ 2β E E c 3 2 lns)] Υπολογισµός µε τη µέθοδο Monte Carlo. Σε κάθε βήµα 0,5 Χ 0 γίνεται υπολογισµός της πιθανότητας για δηµιουργία νέων σωµατιδίων και υπολογίζονται οι απώλειες και η γωνία σκέδασης. Η διαδικασία επαναλαµβάνεται για κάθε σωµατίδιο και σταµατά όταν η ενέργεια κάτω από την ενέργεια που έχουµε ορίσει.

7 Παραµετρικός υπολογισµός N γ e 3X s= X+ 2β β= = exp[x( 1 β E E c 3 2 lns)] Αριθµός σωµατιδίων και µέγιστο καταιονισµού όπως υπολογίζεται από τους τύπους των Rossi και Greisen. Οι καµπύλες χρησιµοποιούνται για γρήγορο υπολογισµό του βάθους του µεγίστου.

8 Υπολογισµός µε Μόντε Κάρλο Με τον υπολογισµό Μ.Κ. µπορούµε να υπολογίσουµε την διασπορά στη θέση δηµιουργίας, στον αριθµό των σωµατιδίων και το άνοιγµα του καταιονισµού.

9 Μορφή ΗΜ καταιονισµών

10 Ανιχνευτές ακτίνων γάµα

11 Μέτωπο Cerenkov

12 Ιστορία. εκατία 1960 Jelly, πaρατηρήθηκε η ακτινοβολία Cherenkov σε Κ.Α. εκαετία 1980 µια ένδειξη ότι υπάρχει ακτινοβολία που συσχετίζεται µε τον Cyg X3. Νέο ενδιαφέρον για τις ακτίνες γ, ( T. Weeks) 1990 Πιθανό σήµα από Cyg X3 (Whipple). (Μάλλον λάθος ανάλυση) Ξεκινά η κατασκευή νέων τηλεσκοπίων µε µεγάλη διακριτική ικανότητα.

13 Ιδιότητες Μεγάλη κατευθυντικότητατου φωτός, µπορεί να εντοπίσει σηµειακές πηγές. Ανιχνεύουν γ πολύ υψηλής ενέργειας. Μεγάλη έπιφάνεια ανιχνευσης, για γεγονότα µε µικρή συχνότητα. Υπόβαθρο από αδρονικούς καταιονισµούς Οι ΗΜ έχουν στενότερο ίχνος Χρονική διασπορά µικρότερη από 10 ns. Κατασκευή µε πολλούς ανιχνευτές για µεγαλύτερη διακριτότητα. Υψηλό κατώφλι ενέργειας ( 1 TeV) Με τα νέα µεγάλα κάτοπτρα έχει ελαττωθεί στα 50 GeV

14 Hawaii-Athens-Wisconscin

15 Whipple, VERITAS

16 HESS Κάθε τηλεσκόπιο έχει κάτοπτρο 12m επιφάνειας 107m 2 και εστιάζει σε κάµερα µε 960 PMT. Γωνία αποδοχής 5 0 και διακριτότητα 0, κάτοπτρα για στερεοσκοπική εικόνα σε απόσταση 120. Βρίσκεται στην Namibia σε υψόµετρο 1800.

17 HESS

18 MAGIC ιάµετρος κατόπτρου 17m και επιφάνεια 236 m 2 η κάµερα αποτελείται από 576 ΡΜΤ. Ενέργεια κατωφλίου 60 GeV. La Palma Kanarie islands Υψόµετρο 2,2 km.

19 Ιχνος καταιονισµού στην κάµερα. Κάµερα MAGIC

20 KANGAROO 4 κάτοπτρα διαµέτρου 10m και επιφάνεια 57,3 m 2, γωνιακό άνοιγµα 4 0, σε απόσταση 100 m. Αυστραλία.

21 MILAGRO

22 Παραγωγή p + p p (n) + m π 0 + 2m π +- m η πολλαπλότητα. π 0 π + π -- p 1/6 1/6 1/6 1/2 γ γ e + ν e ν µ - ν µ e - ν e ν µ - ν µ Ενέργεια σε γ e+ e- ίση µε την ενέργεια που πάει σε νετρίνα.

23 Πηγές Γαλαξιακές SNR Υπολείµµατα Σουπερ Νόβα. PWN pulsar wind nebule ΒΡ ιαδικοί Πάλσαρ GMC Γιγάντια Μοριακά νέφη. Εξωγαλαξιακές AGN (Blasars) Ενεργοί Πυρήνες Γαλαξιών. Αντιδράσεις: Πρωτόνια αντιδρούν µε το αέριο γύρω από τη πηγή και παράγουν π 0 το οποίο διασπάται σε δύο φωτόνια γ. Ηλεκτρόνια επιταχύνονται στα κύµατα κρούσης, στη συνέχεια, µε αντίστροφη σκέδαση Compton, µεταφέρεται η ενέργεια τους στα φωτόνια γ.

24 Αντίστροφη Σκέδαση Compton Είναι γνωστό το φαινόµενο Compton κατά τo οποίo ένα φωτόνιο σκεδάζεται σε ένα ατοµικό ηλεκτρόνιο, µεταφέροντας ένα µέρος της ενέργειας του στο ηλεκτρόνιο. Εάν το ηλεκτρόνιο έχει µεγάλη κινητική ενέργεια συµβαίνει τον αντίστροφο φαινόµενο δηλαδή το φωτόνιο να κερδίσει ενέργεια. Για µία µετωπική κρούση, υπολογίζεται : Αν ηλεκτρόνιο µε γ=1000 (510 MeV) σκεδαστεί µε φωτόνιο 4 ħ = 3 2 ω γħ R.F. ν=10 9 Hz Ηz (UV) ω I.F ν=3x10 12 Hz 3x10 18 (x-ray) visual v=4x10 14 Hz 4x10 20 (γ 1,6 MeV) 0

25 Πηγές στον Γαλαξία Κατανοµή των πηγών TeV στον Γαλαξία. Παρατηρούµε τη µεγαλύτερη συγκέντρωση στον πυρήνα του γαλαξία. Παρατηρούµε για ορισµένες πηγές TeV σύµπτωση µε πηγές SN R. Ξεχωρίζει η σύµπτωση µε τον SN Επίσης παατηρούµε σύµτωση µε το έφος IC443 ενώ δείχνει κοντά στο νεφέλωµα Crab.

26 Σύγκριση µε θέση SNR Πηγές GeV και TeV σύγκριση µε SNR. Παρατηρούµε ότι στις περισσότερες πηγές δεν υπάρχει ακριβής σύµτπωση.

27 Μοριακά νέφη Οι πηγές που ανίχνευσε το HESS, σε σχέση µε τα µοριακά νέφη. Συµπεραίνουµε ότι στις πηγές επιταχύνονταο πρωτόνια τα οποία αντιδρούν και παράγουν TeV gamma στο υλικό του µοριακού νέφους

28 Ενέργεια από SNR ( υπόλειµµα Σ.Ν.) Παραγωγή TeV γ από πρωτόνια υψηλής ενέργειας

29 Grab Nebula, Αντίστροφη σκέδαση Compton Ακτινοβολία σύγχροτρον Αντίστροφο Compton Fermi-LAT, HESS Παραγωγή TeV γ από Ηλεκτρόνια. Συνδιασµός δορυφορικών και επίγειων µετρήσεων

30 Εικόνα του Γαλαξία από την παρατήσρηση των ακτίνων γ ιακρίνονται η διάχυτη ακτινοβολία στο γαλαξιακό επίπεδο, καθώς και ισχυρές πηγές.

31 Εξωγαλαξιακές πηγές L GeV >L i opt Κατανοµή εξωγαλαξιακών πηγών TeV. Τα δεδοµένα είναι από δορυφορικά και επίγεια πειράµατα. Οι πηγές ταυτίζονται µε ενεργούς γαλαξίες AGN δηλεδή µε γαλαξίες που βρίσκονται σε αρχικό στάδιο ανάπτυξης

32 Απόσταση 16 Mpc Μάζα Μαύρης Οπής 3*10 9 ηλ. Μεταβλητή ροή ακτίνων TeV. Η παραγωγή γίνεται στην κεντρική περιοχή. Ραδιογαλαξίας Μ87

33 FERMI, Μέτρηση ενέργειας ακτίνων γ. Large Area Telescope Gamma-ray Burst Monitor Pair-production instrument NaI and BGO scintillators Energy range: 20 MeV to > 300 GeV Energy range: 8 kev to 40 MeV Field of view: 2.4 steradians Field of view: 9.5 steradians Single photon angular resolution: <1 at 1 GeVGamma-ray burst localization: typical 3 Timing accuracy: 1 microsecond Timing accuracy: 2 microseconds LAT Web site: GBM Web site:

34 FERMI Επιβεβαίωση µοντέλου επιτάχυνσης SNR Μέτρησαν το φάσµα εκποµπής ακτίνων γ από τα δύο νέφη IC433 και W44. Χρησιµοποιώντας το ενεργειακό φάσµα των πρωτονίων, υπολόγισαν το φάσµα των ακτίνων γ, που παράγονται από την διάσπαση των π 0. Η καµπύλη συµφωνεί µε τα δεδοµένα.

35 T. Stanev, High Energy Cosmic rays, Spinger 2009.