Relativistischer Pick-up von interstellaren Neutralgasatomen

Transkript

1 Relativistischer Pick-up von interstellaren Neutralgasatomen Dirk Gerbig Ruhr Universität Bochum - Lehrstuhl für Theoretische Weltraum- und Astrophysik 6. Oktober 2006

2 Übersicht Einleitung

3 Übersicht Einleitung Entdeckung von AGN

4 Übersicht Einleitung Entdeckung von AGN Klassifizierung

5 Übersicht Einleitung Entdeckung von AGN Klassifizierung Standardmodell

6 Übersicht Einleitung Entdeckung von AGN Klassifizierung Standardmodell Stoßfrontmodell

7 Übersicht Einleitung Entdeckung von AGN Klassifizierung Standardmodell Stoßfrontmodell Rechnung

8 Übersicht Einleitung Entdeckung von AGN Klassifizierung Standardmodell Stoßfrontmodell Rechnung Szenario

9 Übersicht Einleitung Entdeckung von AGN Klassifizierung Standardmodell Stoßfrontmodell Rechnung Szenario Annahmen

10 Übersicht Einleitung Entdeckung von AGN Klassifizierung Standardmodell Stoßfrontmodell Rechnung Szenario Annahmen Ladungsaustausch-Ionisation

11 Übersicht Einleitung Entdeckung von AGN Klassifizierung Standardmodell Stoßfrontmodell Rechnung Szenario Annahmen Ladungsaustausch-Ionisation Elektronenstoß-Ionisation

12 Übersicht Einleitung Entdeckung von AGN Klassifizierung Standardmodell Stoßfrontmodell Rechnung Szenario Annahmen Ladungsaustausch-Ionisation Elektronenstoß-Ionisation Diskussion der Ergebnisse

13 Entdeckung Historischer Überblick Anfang 20. Jh.: Entdeckung γ-aktiver galaktischer Kerne

14 Entdeckung Historischer Überblick Anfang 20. Jh.: Entdeckung γ-aktiver galaktischer Kerne Frage

15 Entdeckung Historischer Überblick Anfang 20. Jh.: Entdeckung γ-aktiver galaktischer Kerne Frage Warum erst so spät?

16 Entdeckung Historischer Überblick Anfang 20. Jh.: Entdeckung γ-aktiver galaktischer Kerne Frage Warum erst so spät? Erdatmosphäre absorbiert γ-strahlung Meßinstrumente außerhalb absorbierender Hülle

17 Entdeckung Historischer Überblick Anfang 20. Jh.: Entdeckung γ-aktiver galaktischer Kerne Frage Warum erst so spät? Erdatmosphäre absorbiert γ-strahlung Meßinstrumente außerhalb absorbierender Hülle Ende 20. Jh.: Weltraumteleskop für Gammaastronomie: Compton Gamma Ray Observatory

18 Entdeckung Historischer Überblick Anfang 20. Jh.: Entdeckung γ-aktiver galaktischer Kerne Frage Warum erst so spät? Erdatmosphäre absorbiert γ-strahlung Meßinstrumente außerhalb absorbierender Hülle Ende 20. Jh.: Weltraumteleskop für Gammaastronomie: Compton Gamma Ray Observatory Sommer 2007: GLAST Gamma Ray Large Area Space Telescope

19 Klassifizierung der AGN Aktive Galaxie Galaxie Radioemission Ellipse Galaxientyp Spirale dopplerverbreiterte Spektrallinien leise laut schmale und breite schmale RQ QSOs optische Emissionslinien Sy Is Sy IIs keine oder schwache Gammastrahlung starke Radiospektrum schwach stark flach steil R RF< 0.5 R RF> 0.5 BL Lacs FSRQs SSRQs FR I FR II

20 Vereinheitlichtes Modell

21 Relativistisches Stoßfrontmodell Zylinderförmiges Volumenelement Radius R Dicke d Dichte n b

22 Relativistisches Stoßfrontmodell Zylinderförmiges Volumenelement Radius R Dicke d Dichte n b Stoßfront läuft parallel zur Jetachse mit Lorentzfaktor Γ ins interstellare Medium mit Dichte n i

23 Relativistischer Pick-Up Prozess Aus Zentralbereich entspringt homogenes Magnetfeld Γ>>1 n * n * b i

24 Relativistischer Pick-Up Prozess Aus Zentralbereich entspringt homogenes Magnetfeld Plasmablob bewegt sich entlang der Jetachse Γ>>1 n * n * b i

25 Relativistischer Pick-Up Prozess Aus Zentralbereich entspringt homogenes Magnetfeld Plasmablob bewegt sich entlang der Jetachse Blob läuft ins ruhende interstellare Medium und nimmt entgegenkommende Materie auf Pick-up Γ>>1 n * n * b i

26 Relativistischer Pick-Up Prozess Aus Zentralbereich entspringt homogenes Magnetfeld Plasmablob bewegt sich entlang der Jetachse Blob läuft ins ruhende interstellare Medium und nimmt entgegenkommende Materie auf Pick-up Zwei-Strom-Instabilität isotropisiert einlaufendes Material Γ>>1 n * n * b i

27 Vorgehen Szenario

28 Vorgehen Szenario Blob besteht aus Elektron-Proton-Plasma hadronisches Modell

29 Vorgehen Szenario Blob besteht aus Elektron-Proton-Plasma hadronisches Modell interstellares Medium besteht zu großem Teil aus Neutralgasatomen

30 Vorgehen Szenario Blob besteht aus Elektron-Proton-Plasma hadronisches Modell interstellares Medium besteht zu großem Teil aus Neutralgasatomen Blobteilchen stoßen mit Wasserstoff-Atomen und ionisieren diese

31 Vorgehen Szenario Blob besteht aus Elektron-Proton-Plasma hadronisches Modell interstellares Medium besteht zu großem Teil aus Neutralgasatomen Blobteilchen stoßen mit Wasserstoff-Atomen und ionisieren diese Elektronenstoß H + e H + + 2e

32 Vorgehen Szenario Blob besteht aus Elektron-Proton-Plasma hadronisches Modell interstellares Medium besteht zu großem Teil aus Neutralgasatomen Blobteilchen stoßen mit Wasserstoff-Atomen und ionisieren diese Elektronenstoß H + e H + + 2e Ladungsaustausch H + + H H + H +

33 Vorgehen Szenario Blob besteht aus Elektron-Proton-Plasma hadronisches Modell interstellares Medium besteht zu großem Teil aus Neutralgasatomen Blobteilchen stoßen mit Wasserstoff-Atomen und ionisieren diese Elektronenstoß H + e H + + 2e Ladungsaustausch H + + H H + H + Idee Ziel

34 Vorgehen Szenario Blob besteht aus Elektron-Proton-Plasma hadronisches Modell interstellares Medium besteht zu großem Teil aus Neutralgasatomen Blobteilchen stoßen mit Wasserstoff-Atomen und ionisieren diese Elektronenstoß H + e H + + 2e Ladungsaustausch H + + H H + H + Idee Ziel Reaktionsrate des Ionisationsprozesses

35 Vorgehen Szenario Blob besteht aus Elektron-Proton-Plasma hadronisches Modell interstellares Medium besteht zu großem Teil aus Neutralgasatomen Blobteilchen stoßen mit Wasserstoff-Atomen und ionisieren diese Elektronenstoß H + e H + + 2e Ladungsaustausch H + + H H + H + Idee Ziel Reaktionsrate des Ionisationsprozesses Ionisationslänge l H hieraus ermitteln

36 Vorgehen Szenario Blob besteht aus Elektron-Proton-Plasma hadronisches Modell interstellares Medium besteht zu großem Teil aus Neutralgasatomen Blobteilchen stoßen mit Wasserstoff-Atomen und ionisieren diese Elektronenstoß H + e H + + 2e Ladungsaustausch H + + H H + H + Idee Ziel Reaktionsrate des Ionisationsprozesses Ionisationslänge l H hieraus ermitteln Vergleich zwischen Blobdicke d und Ionisationslänge l H

37 Vorgehen Szenario Blob besteht aus Elektron-Proton-Plasma hadronisches Modell interstellares Medium besteht zu großem Teil aus Neutralgasatomen Blobteilchen stoßen mit Wasserstoff-Atomen und ionisieren diese Elektronenstoß H + e H + + 2e Ladungsaustausch H + + H H + H + Idee Ziel Reaktionsrate des Ionisationsprozesses Ionisationslänge l H hieraus ermitteln Vergleich zwischen Blobdicke d und Ionisationslänge l H Ionisationsgrad f ion bestimmen

38 Verteilungsfunktionen Isotrope Protonen-Verteilungsfunktion n p 1 + (p/m p c) 2 f p (p) = 4π(m p c) 3 Θ p K 2 (Θ 1 p ) exp Θ p

39 Verteilungsfunktionen Isotrope Protonen-Verteilungsfunktion n p 1 + (p/m p c) 2 f p (p) = 4π(m p c) 3 Θ p K 2 (Θ 1 p ) exp Θ p Dimensionslose Teilchentemperatur Θ p = k B T /(m p c 2 )

40 Verteilungsfunktionen Isotrope Protonen-Verteilungsfunktion n p 1 + (p/m p c) 2 f p (p) = 4π(m p c) 3 Θ p K 2 (Θ 1 p ) exp Θ p Dimensionslose Teilchentemperatur Wasserstoff-Verteilungsfunktion f H (p) = Θ p = k B T /(m p c 2 ) n H δ(µ + 1)δ(p P) 2πp2

41 Verteilungsfunktionen Isotrope Protonen-Verteilungsfunktion n p 1 + (p/m p c) 2 f p (p) = 4π(m p c) 3 Θ p K 2 (Θ 1 p ) exp Θ p Dimensionslose Teilchentemperatur Wasserstoff-Verteilungsfunktion f H (p) = Θ p = k B T /(m p c 2 ) n H δ(µ + 1)δ(p P) 2πp2 mit µ = cosθ = p p P = ΓmV

42 Reaktionsratenformalismus nach Weaver

43 Reaktionsratenformalismus nach Weaver Reaktionsrate zwischen Teilchen vom Typ 1 und 2 R 12 = c d 3 p 1 d 3 p 2 f 1 (p 1 )f 2 (p 2 )σ(β R ) γ Rβ R γ Γ

44 Reaktionsratenformalismus nach Weaver Reaktionsrate zwischen Teilchen vom Typ 1 und 2 R 12 = c d 3 p 1 d 3 p 2 f 1 (p 1 )f 2 (p 2 )σ(β R ) γ Rβ R γ Γ Wichtige Größen Im Ruhesystem von Teilchen der Sorte 1 bestimmte Größen: γ R = γ Γ (1 β 1 β 2 ) β R = 1 γ 2 R

45 Reaktionsratenformalismus nach Weaver Reaktionsrate zwischen Teilchen vom Typ 1 und 2 R 12 = c d 3 p 1 d 3 p 2 f 1 (p 1 )f 2 (p 2 )σ(β R ) γ Rβ R γ Γ Wichtige Größen Im Ruhesystem von Teilchen der Sorte 1 bestimmte Größen: γ R = γ Γ (1 β 1 β 2 ) β R = 1 γ 2 R Unter Berücksichtigung der Verteilungsfunktionen folgt: β 1 = β(sinθ 1,0,cosθ 1 ) β 2 = B(0,0, 1)

46 Reaktionsratenformalismus nach Weaver Reaktionsrate zwischen Teilchen vom Typ 1 und 2 R 12 = c d 3 p 1 d 3 p 2 f 1 (p 1 )f 2 (p 2 )σ(β R ) γ Rβ R γ Γ Wichtige Größen Im Ruhesystem von Teilchen der Sorte 1 bestimmte Größen: γ R = γ Γ (1 β 1 β 2 ) β R = 1 γ 2 R Unter Berücksichtigung der Verteilungsfunktionen folgt: Einsetzen liefert: β 1 = β(sinθ 1,0,cosθ 1 ) β 2 = B(0,0, 1) γ R = γ Γ (1 + β Bµ 1 ), mit µ 1 = cosθ 1

47 Ergebnisse der Ionisationsprozesse Ionisationslänge l H (Θ p,γ) = V n H R 12 V=Bc = (Γ2 1) c n H ΓR 12

48 Ergebnisse der Ionisationsprozesse Ionisationslänge l H (Θ p,γ) = V n H R 12 V=Bc = Analytische Approximation für Θ p 1 Ergebnis der Ladungsaustausch Ionisation (Γ2 1) c n H ΓR 12 Wirkungsquerschnitt von Lindsay & Stebbings (2005) l H (Θ p 1,Γ) = Γ2 2 Θ1/2 p n p,8 cm

49 Ergebnisse der Ionisationsprozesse Ionisationslänge l H (Θ p,γ) = V n H R 12 V=Bc = Analytische Approximation für Θ p 1 Ergebnis der Ladungsaustausch Ionisation (Γ2 1) c n H ΓR 12 Wirkungsquerschnitt von Lindsay & Stebbings (2005) l H (Θ p 1,Γ) = Γ2 2 Θ1/2 p n p,8 Ergebnis der Elektronenstoss Ionisation Wirkungsquerschnitt von Lotz (1967) cm l H (Θ e 1,Γ) Γ 2 n p,8 cm

50 Elektronenstoss vs. Ladungsaustausch I Numerische Lösung der Ionisationslänge

51 Elektronenstoss vs. Ladungsaustausch II Ionisationslänge l H Ionisationsgrad f ion

52 Elektronenstoss vs. Ladungsaustausch II Ionisationslänge l H Ionisationsgrad f ion Vergleiche Blobdicke d mit l H

53 Elektronenstoss vs. Ladungsaustausch II Ionisationslänge l H Ionisationsgrad f ion Vergleiche Blobdicke d mit l H N 0 Anzahl der ankommenden Teilchen

54 Elektronenstoss vs. Ladungsaustausch II Ionisationslänge l H Ionisationsgrad f ion Vergleiche Blobdicke d mit l H N 0 Anzahl der ankommenden Teilchen S Menge der ionisierten Neutralteilchen nach Durchlaufen von d ( S = N 0 N 0 exp d ) [ ( = N 0 1 exp d )] l l

55 Elektronenstoss vs. Ladungsaustausch II Ionisationslänge l H Ionisationsgrad f ion Vergleiche Blobdicke d mit l H N 0 Anzahl der ankommenden Teilchen S Menge der ionisierten Neutralteilchen nach Durchlaufen von d ( S = N 0 N 0 exp d ) [ ( = N 0 1 exp d )] l l Ionisationsgrad von Wasserstoff f ion = S N 0 = 1 exp ( d ) l

56 Zusammenfassung der Ergebnisse Mit vorher verwendeter Näherung

57 Zusammenfassung der Ergebnisse Mit vorher verwendeter Näherung Ladungsaustausch - Lindsay & Stebbings (2005) f H d l H = d 15 n p,8 Γ 2 2 Θ1/2 p

58 Zusammenfassung der Ergebnisse Mit vorher verwendeter Näherung Ladungsaustausch - Lindsay & Stebbings (2005) Elektronenstoss - Lotz (1967) f H d l H = d 15 n p,8 Γ 2 2 Θ1/2 p f H 1 d 15 n p,8 Γ 2

59 Zusammenfassung der Ergebnisse Mit vorher verwendeter Näherung Ladungsaustausch - Lindsay & Stebbings (2005) Elektronenstoss - Lotz (1967) f H d l H = d 15 n p,8 Γ 2 2 Θ1/2 p f H 1 d 15 n p,8 Γ 2 Ionisation von Wasserstoff

60 Zusammenfassung der Ergebnisse Mit vorher verwendeter Näherung Ladungsaustausch - Lindsay & Stebbings (2005) Elektronenstoss - Lotz (1967) f H d l H = d 15 n p,8 Γ 2 2 Θ1/2 p f H 1 d 15 n p,8 Γ 2 Ionisation von Wasserstoff Vollständige Ionisation durch den Elektronenstoss

61 Zusammenfassung der Ergebnisse Mit vorher verwendeter Näherung Ladungsaustausch - Lindsay & Stebbings (2005) Elektronenstoss - Lotz (1967) f H d l H = d 15 n p,8 Γ 2 2 Θ1/2 p f H 1 d 15 n p,8 Γ 2 Ionisation von Wasserstoff Vollständige Ionisation durch den Elektronenstoss Ladungsaustausch für kleine Temperaturen effektiverer Prozess

62 Zusammenfassung der Ergebnisse Mit vorher verwendeter Näherung Ladungsaustausch - Lindsay & Stebbings (2005) Elektronenstoss - Lotz (1967) f H d l H = d 15 n p,8 Γ 2 2 Θ1/2 p f H 1 d 15 n p,8 Γ 2 Ionisation von Wasserstoff Vollständige Ionisation durch den Elektronenstoss Ladungsaustausch für kleine Temperaturen effektiverer Prozess Elektronenstoss domininater Ionisationsprozess

63 Zusammenfassung der Ergebnisse Mit vorher verwendeter Näherung Ladungsaustausch - Lindsay & Stebbings (2005) Elektronenstoss - Lotz (1967) f H d l H = d 15 n p,8 Γ 2 2 Θ1/2 p f H 1 d 15 n p,8 Γ 2 Ionisation von Wasserstoff Vollständige Ionisation durch den Elektronenstoss Ladungsaustausch für kleine Temperaturen effektiverer Prozess Elektronenstoss domininater Ionisationsprozess Je kleiner Temperatur, desto effektiver Ladungsaustausch

64 Zusammenfassung der Ergebnisse Mit vorher verwendeter Näherung Ladungsaustausch - Lindsay & Stebbings (2005) Elektronenstoss - Lotz (1967) f H d l H = d 15 n p,8 Γ 2 2 Θ1/2 p f H 1 d 15 n p,8 Γ 2 Ionisation von Wasserstoff Vollständige Ionisation durch den Elektronenstoss Ladungsaustausch für kleine Temperaturen effektiverer Prozess Elektronenstoss domininater Ionisationsprozess Je kleiner Temperatur, desto effektiver Ladungsaustausch Pick-up Ionen können Zweistrominstabilitäten anregen

65 Was wurde erzählt? Zusammenfassung Dirk Gerbig Relativistischer Pick-up von interstellaren Neutralgasatomen

66 Was wurde erzählt? Zusammenfassung Überblick über AGN Dirk Gerbig Relativistischer Pick-up von interstellaren Neutralgasatomen

67 Was wurde erzählt? Zusammenfassung Überblick über AGN AGN Klassen, Vereinheitlichtes Modell Dirk Gerbig Relativistischer Pick-up von interstellaren Neutralgasatomen

68 Was wurde erzählt? Zusammenfassung Überblick über AGN AGN Klassen, Vereinheitlichtes Modell Szenario eines Stossfrontmodells Dirk Gerbig Relativistischer Pick-up von interstellaren Neutralgasatomen

69 Was wurde erzählt? Zusammenfassung Überblick über AGN AGN Klassen, Vereinheitlichtes Modell Szenario eines Stossfrontmodells hadronisches Modell, kaltes ISM Dirk Gerbig Relativistischer Pick-up von interstellaren Neutralgasatomen

70 Was wurde erzählt? Zusammenfassung Überblick über AGN AGN Klassen, Vereinheitlichtes Modell Szenario eines Stossfrontmodells hadronisches Modell, kaltes ISM Wird Zweistominstabilität angeregt? Dirk Gerbig Relativistischer Pick-up von interstellaren Neutralgasatomen

71 Was wurde erzählt? Zusammenfassung Überblick über AGN AGN Klassen, Vereinheitlichtes Modell Szenario eines Stossfrontmodells hadronisches Modell, kaltes ISM Wird Zweistominstabilität angeregt? Elektronenstoss analytisch und numerisch berechnet Dirk Gerbig Relativistischer Pick-up von interstellaren Neutralgasatomen

72 Was wurde erzählt? Zusammenfassung Überblick über AGN AGN Klassen, Vereinheitlichtes Modell Szenario eines Stossfrontmodells hadronisches Modell, kaltes ISM Wird Zweistominstabilität angeregt? Elektronenstoss analytisch und numerisch berechnet Ladungsaustausch analytisch und numerisch berechnet Dirk Gerbig Relativistischer Pick-up von interstellaren Neutralgasatomen

73 Was wurde erzählt? Zusammenfassung Überblick über AGN AGN Klassen, Vereinheitlichtes Modell Szenario eines Stossfrontmodells hadronisches Modell, kaltes ISM Wird Zweistominstabilität angeregt? Elektronenstoss analytisch und numerisch berechnet Ladungsaustausch analytisch und numerisch berechnet ENDE Dirk Gerbig Relativistischer Pick-up von interstellaren Neutralgasatomen