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Linus Bösch
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2 Merkmale der kosmischen Strahlung Spektrum Zusammensetzung Energiebetrachtung Astrophysikalische Quellen kosmischer Strahlung Leistungsfähigkeit möglicher Quellen Fermi-Beschleunigung Kandidaten für UHECR Sonnenfleckenpaare Pulsare Doppelsterne Supernovaexplosionen Supernovae vom Typ 1a Modelle mit Hochleistungsrechnern Häufigkeit Offene Fragen 2

3 1000 Teilchen pro s und m 2 1 Teilchen pro m 2 und Jahr Knie: 5*10 15 ev 2.Knie: 3*10 17 ev Knöchel: 3*10 18 ev GZK-CUTOFF [2] 1 Teilchen pro km 2 und Jahrhundert! Keine thermische Beschleunigung 3

4 Knie: 5*10 15 ev 2.Knie: 3*10 17 ev Knöchel: 3*10 18 ev [2] 4

5 Leichte Elemente Eisen Blei [2] Alle Elemente des Periodensystems Verteilung des Sonnensystems bis auf einige Ausnahmen (Spallation: Zerstörung von Atomkernen durch Kollisionen mit anderen Teilchen) 5

6 -> 2-3 Supernovae pro Jahrhundert und Galaxie liefern genug Energie 6

7 Merkmale der kosmischen Strahlung Spektrum Zusammensetzung Energiebetrachtung Astrophysikalische Quellen kosmischer Strahlung Leistungsfähigkeit möglicher Quellen Fermi-Beschleunigung Kandidaten für UHECR Sonnenfleckenpaare Pulsare Doppelsterne Supernovaexplosionen Supernovae vom Typ 1a Häufigkeit Modelle mit Hochleistungsrechnern Offene Fragen 7

8 Elektrostatische oder elektromagnetische Komponente? Bahn des Teilchens in der Beschleunigungsregion durch Magnetfelder Maximale Energie Relativistische Bewegung der Quelle Klassischer Larmor-Radius 8

9 [1] 9

10 Stochastische Beschleunigung: Wechselwirkung mit wandernden magnetischen Wolken Relativistisches Teilchen mit Impuls p trifft senkrecht auf wandernde magnetische Wolke:. Elastische Stöße, Energie nach Verlassen der Wolke via LT 10

11 Stochastische Beschleunigung: Wechselwirkung mit wandernden magnetischen Wolken Relative Energieänderung (Einfallsrichtung!) Winkelabhängigkeit: Summation über alle möglichen Winkel 11

Elastische Stöße, Energie nach Verlassen der Wolke via LT Relative Energieänderung (Einfallsrichtung!

12 Stochastische Beschleunigung: Wechselwirkung mit wandernden magnetischen Wolken Relativistisches Teilchen mit Impuls p trifft senkrecht auf wandernde magnetische Wolke:. Elastische Stöße, Energie nach Verlassen der Wolke via LT Relative Energieänderung (Einfallsrichtung!) Winkelabhängigkeit: Summation über alle möglichen Winkel Nach n Begegnungen. Teilchen haben eine Wahrscheinlichkeit P, die Quelle zu verlassen... 12

Stochastische Beschleunigung: Wechselwirkung mit wandernden magnetischen Wolken Relativistisches Teilchen mit Impuls p trifft senkrecht auf

Relative Die Geschwindigkeiten Elastische Stöße, der Wolken Energieänderung sind jedoch zu Energie nach Verlassen gering. (Einfallsrichtung!

13 Stochastische Beschleunigung: Wechselwirkung mit wandernden magnetischen Wolken Relativistisches Teilchen mit Impuls p trifft senkrecht auf wandernde magnetische Wolke:. Man erhält ein Potenzspektrum. Relative Die Geschwindigkeiten Elastische Stöße, der Wolken Energieänderung sind jedoch zu Energie nach Verlassen gering. (Einfallsrichtung!) der Wolke via LT Der Prozess zweiter Ordnung liefert keine Energien im erhofften Bereich. Winkelabhängigkeit: Summation über alle möglichen Winkel Nach n Begegnungen. Teilchen haben eine Wahrscheinlichkeit P, die Quelle zu verlassen... 13

14 Beschleunigung durch astrophysikalische Schockfronten (shock waves) Radiale Ausdehnungen >> Gyroradius (Schockfront als Ebene) Isotrope Verteilung der ISM vor Ankunft Teilchen gelangen hinter die Schockwelle 14

15 Beschleunigung durch astrophysikalische Schockfronten (shock waves) Radiale Ausdehnungen >> Gyroradius (Schockfront als Ebene) Isotrope Verteilung der ISM vor Ankunft Teilchen gelangen hinter die Schockwelle Streuung: Isotrope Verteilung im Schocksystem Elastische Kopf-an- Kopf Kollisionen (Nur Energiegewinn) Summation über alle Winkel:... 15

Beschleunigung durch astrophysikalische Stoßwellen (shock waves)

magnetischer Wolken lineare Abhängigkeit erhoffte Energien durch

Ordnung Ausmaße der Quellen [4] Je älter ein SNR ist, desto

16 Beschleunigung durch astrophysikalische Stoßwellen (shock waves) Stoßwellengeschwindig keit >> mittlere Geschwindigkeit magnetischer Wolken lineare Abhängigkeit erhoffte Energien durch Fermi-Prozess 1.Ordnung Ausmaße der Quellen [4] Je älter ein SNR ist, desto größer ist die maximal vermittelbare Energie Verluste: Synchrotronstrahlung Altersbedingter Cutoff (Schockgeschw.: 3000 km/s): 16

17 [1] 17

18 1 Teilchen pro m 2 und Jahr ultra-high energy cosmic rays [2] Keine thermische Beschleunigung 18

19 [3] 19

Protonen bei B>100G Jets, Hot Spots + Extended Lobes als

20 Beiträge bis Bruch bei (GZK Cutoff), wenige Radiogalaxien in dieser Region Synchrotronverluste für hochenergetische Protonen bei B>100G Jets, Hot Spots + Extended Lobes als mögliche Quellregionen bei hoher Effizienz des Fermimechanismus 20

21 Rotierende, magnetische Neutronensterne Hohe Dichte nach dem Gravitationskollaps => starke E-Felder Crab Pulsar, Chandra X- Ray [4] 21

22 Systeme aus einem Pulsar und einem Neutronenstern Fluss geladener Teilchen (Akkretion) Starke Felder 22

23 1 Teilchen pro m 2 und Jahr [2] Keine thermische Beschleunigung 23

24 Sonnenflecken entgegengesetzter Polarität Induziertes Feld bei Annäherung (->10 V/m) Geringe Atmosphärendichte Energien im GeV Bereich 24

25 Merkmale der kosmischen Strahlung Spektrum Zusammensetzung Energiebetrachtung Astrophysikalische Quellen kosmischer Strahlung Leistungsfähigkeit möglicher Quellen Fermi-Beschleunigung Kandidaten für UHECR Sonnenfleckenpaare Pulsare Doppelsterne Supernovaexplosionen Supernovae vom Typ 1a Häufigkeit Modelle mit Hochleistungsrechnern Offene Fragen 25

26 Supernova Typ 1a 26 Hubble Space Telescope richtet den Blick auf SN 1994d Kandidaten ohne Wasserstoff- und Heliumlinien: schwarze Löcher weiße Zwerge Neutronensterne Wolf-Rayet Sterne

27 Supernova Typ 1a 27 Hubble Space Telescope richtet den Blick auf SN 1994d Kandidaten ohne Wasserstoff- und Heliumlinien: schwarze Löcher weiße Zwerge NeutronensterneKompakt Wolf-Rayet Sterne

28 Maximale Magnitude Charakteristische Entwicklung der Leuchtkraft Nickel-56 -> Cobalt-56 -> Eisen-56 [5] 28

29 Maximale Magnitude Charakteristische Entwicklung der Leuchtkraft Nickel-56 -> Cobalt-56 -> Eisen-56 [4] SN 1a Explosionen müssen aus weißen Zwergen hervorgehen und instabile Nickelkerne erzeugen 29

Doppelsternsysteme Roche-Grenze Novae: Massenabstoss wiederkehrende Emission geringer Bruchteil der Gesamtenergie wird emittiert vergleichbare kinetische

30 Doppelsternsysteme Roche-Grenze Novae: Massenabstoss wiederkehrende Emission geringer Bruchteil der Gesamtenergie wird emittiert vergleichbare kinetische Energie der abgestoßenen Hülle Hauptstern altert Entwicklung des Begleitsterns Akkretionsscheibe um das zentrale Objekt Novae (äußere Wasserstoffschichten) 30

31 Steigende Dichte, sinkendes Volumen Entartetes Elektronengas Chandrasekhar-Grenze 400 Millionen Grad: Kohlenstoffbrennen im entarteten Zustand (kein Thermostat!) [4] Der Gasdruck kann dem Gravitationsdruck nicht mehr genug Widerstand leisten. Chandrasekhar Grenzmasse 31

Expansion Höhere Temperatur, gleicher Druck Steigende Rate der Kernreaktion

32 ROTER RIESE WEIßER ZWERG Gravitationskontraktion Erhitztes Sternengas Gravitationskontraktion Erhitztes Sternengas Druck und Temperatur steigen Expansion Höhere Temperatur, gleicher Druck Steigende Rate der Kernreaktion Abkühlen Thermonukleare Aktivität beruhigt sich Temperatur steigt Noch mehr Kernreaktion en 32

33 Steigende Dichte, sinkendes Volumen Entartetes Elektronengas Chandrasekhar-Grenze 400 Millionen Grad: Kohlenstoffbrennen im entarteten Zustand (kein Thermostat) Zünden aller Brennstoffe Flammenfront DSMintakaMayer15 Chandrasekhar Grenzmasse 33

34 Deflagration ( ) Flamme unter Schallgeschwindigkeit, Konvektion Detonation ( ) Ausbreitung über Schallgeschwindigkeit (Schockfrontszenario), fast vollständige Fusion in Ni-56 Synthetische Spektra in guter Näherung [5] 34

35 Deflagrations modell Deflagration (Hillebrandt) t=0s 35

36 t=0.3s 36

37 t=0.6s 37

38 t=2s 38

39 TYP 1A Alle Galaxientypen, auch in Halos von Spiralgalaxien TYP 2/ 1B,1C Nicht in elliptischen Galaxien, sondern nur in Spiral- und irregulären Galaxien, vornehmlich zu den Armen hin Elliptische Galaxie NGC 1316 (Hubble Space Telescope) 39

durch die Galaxie, in der sie sich befindet,

40 Elementhäufigkeiten (Unterschiede trotz ähnlicher Lichtkurven, Photometrie: kein Kohlenstoff nach der Explosion (WD!)) Wie stark wird das Licht einer Supernova durch die Galaxie, in der sie sich befindet, abgeschwächt? Computersimulation (Schichtung vs. Durchmischung) Merger Szenarien 40

41 Die maximal mögliche kinetische Energie, die eine Quelle vermitteln kann, ist durch deren Radius R und Magnetfeldstärke B gegeben. Kandidaten für UHECR Quellregionen sind u.a. AGNs, GRBs und Pulsare. Dabei liefert der Fermimechanismus 1.Ordnung ein Modell, das Beschleunigungen zu hohen Energien gewährleisten kann. Typ 1a Supernovae zeichnen sich durch fehlende Wasserstoff- und Heliumlinien aus. Im Gegensatz zu allen anderen Typen geht man davon aus, dass thermonukleare Kontraktion vorliegt. Man vermutet, dass das Knie mit der bei Supernovaexplosionen maximal verfügbaren Energie in Verbindung steht. 41

[1] Hillas: The Origin of Ultra-High-Energy Cosmic Rays, Ann. Rev. Astron. Astrophys. 1984.22:425-44 [2] Blümer et al., Cosmic Rays from the Knee to the Highest Energies, arxiv:0904.

42 [1] Hillas: The Origin of Ultra-High-Energy Cosmic Rays, Ann. Rev. Astron. Astrophys : [2] Blümer et al., Cosmic Rays from the Knee to the Highest Energies, arxiv: v1 [3] Pelletier: Fermi Acceleration of Astroparticles [4] Drexlin: Skript zur Astroteilchenphysik 2 [5] Hillebrandt, Röpke: Supernovae vom Typ 1a, Sterne und Weltraum 05/

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