Galaktische Röntgen- und Gammaquellen (Quellen der kosmischen Strahlung?) Scheinseminar Astro- und Teilchenphysik Matthias Schindler

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1 Galaktische Röntgen- und Gammaquellen (Quellen der kosmischen Strahlung?) Scheinseminar Astro- und Teilchenphysik Matthias Schindler

2 Inhalt 1. Motivation 2. Erzeugung der Strahlung 2.1. Schwarzkörperstrahlung 2.2. Radioaktivität 2.3. Beschleunigungsmechanismen 2.4. Umwandlung in Röntgen- und Gammastrahlung 3. Energieverluste 4. Objekte 4.1. Sterne 4.2. Pulsarwindnebel 4.3. Supernovaüberreste 5. Literaturverzeichnis

3 Licht als elektromagnetische Welle Optisches Licht ist nur ein kleines Spektrum Nicht jede Wellenlänge kann Materie durchdringen Um Strukturen zu untersuchen alle Wellenlängen

4 Ablenkung von Strahlung Particle.astro.kun.nl/hs/0607 Magnetfelder im Weltall (10-10 T) lenken geladene Teilchen ab Photonen werden nicht abgelenkt deuten direkt auf die Quelle Zusätzlich sinnvoll Neutrinos zu beobachten

5 Katalog der Gammaquellen Katalog der VHE Gammaquellen Hinton et al. Milchstraße gesehen von HESS Hoppe et al.

6 Schwarzkörperstrahlung Abstrahlung EM- Strahlung im Thermischen Gleichgewicht Wiensches Verschiebungsgesetz λ max b = T Für Röntgenstrahlung einige Millionen Kelvin

7 Sonne als Thermischer Strahler Oberflächentemperatur von 6000K sichtbares Licht Koronatemperatur von einigen Millionen Kelvin Röntgenstrahlung TeV Strahlung nicht möglich

8 Radioaktivität Zerfall von instabilen schweren Kernen kann Gammastrahlung aussenden Häufig Cobalt-60 Vor allem in Supernovaexplosionen Abklingkurven

9 Woher kommt nun die Röntgenund Gammastrahlung? Da Radioaktivität und Schwarzkörperstrahlung nicht relevant sind für TeV- Strahlung muss es andere Effekte geben Lösung: Abstrahlung von Gammaquanten durch beschleunigte geladene Teilchen Kosmische Strahlung Entdeckt von Viktor Hess (1912) Wikipedia.de

10 Kosmische Strahlung Zusammensetzung -EM-Strahlung -Neutrinos -Klassische kosm. Strahlung 98% ion. Kerne 87% Protonen 12% Helium 1% Z>3 2% Elektronen

11 Hillas-Diagramm

12 Beschleunigungsmechanismen Notwendigkeit der Beschleunigung von Hadronen und Leptonen auf hohe Energien Kosmisches Strahlungsspektrum soll mit Energiespektrum der Photonen korrelieren Fermimechanismus 1. und 2. Ordnung

13 Fermimechanismus 2. Ordnung Teilchen mit Geschwindigkeit v 1 wird an isotrop verteilten magnetisierten Plasmawolken mit Geschwindigkeiten u i gestreut.

14 Fermimechansimus 2. Ordnung Streuung im Wolkensystem isotrop Lorentztrafo in dieses System E = γe (1 β 1 cos 1) 1 Θ Streuung in Wolke sei elastisch E 1 = E 2 Austrittsenergie im Laborsystem durch Rücktransformation E 2 = γ E1( 1+ β cosθ2)(1 β cos 1) 2 Θ

15 Überlegungen zu Fermi 2. Ordnung v 1) v 2) v v u u Ball Ball Wand 1 Wand 2 Wand 1 Wand 2 Stoßwahrscheinlichkeit in Situation 2 etwas größer als in Situation 1 Stochastischer Prozess

16 Fermimechanismus 2. Ordnung Wegen Isotropie der Streuung cosθ2 = 0 Θ 1 -Mittelung komplizierter da Stoßwahrscheinlichkeit von der Relativgeschwindigkeit dn abhängt vrel = u v cos dtd cosθ1 Mittelung über cos Θ 1 Θ 1 cosθ1 β = 3

17 Fermimechanismus 2. Ordnung Für die Energie danach findet man E 2 = E1(1 + β + O( β )) 3 Teilchen nach k Stößen Für das Energiespektrum findet man durch Umformung dn de = dn de ( ) E E 0 E 0 α 4 E k = E (1 ) 3 k 0 + β Entspricht einem Potenzgesetz wie man es erwartet

18 Probleme mit Fermi 2. Ordnung Energiezuwachs sehr klein u/c < 10-4 Mittlere freie Weglänge für eine Kollision mit Plasmawolken O(1pc) Etwa 1 Kollision pro Jahr Energieverlust ähnlich groß wie Gewinn Suche nach linearem Prozess

19 Anforderungen an effektiveren Mechanismus Um den Energiegewinn zu erhöhen: - größere Häufigkeit der Wechselwirkung - größerer Energiegewinn pro Reaktion (frontaler Zusammenstoß am effektivsten) In den 70er Jahren wurde erkannt, dass Überschallschockfronten in magnetischem Plasma solche Bedingungen liefern Fermibeschleunigung 1. Ordnung

20 Schockwellen Supernovaexplosionen bilden Schockwellen Man kann zeigen, dass Geschwindigkeit hinter 3 der Schockfront: u = 4 uschock

21 Fermibeschleunigung 1. Ordnung Beobachter sieht geschockte Welle 3 4 U 3 4 U Beobachter sieht ungeschockte Materie mit auf sich zukommen mit auf sich zukommen Vor und hinter der Schockwelle liegt Symmetrie vor.

22 Fermibeschleunigung 1. Ordnung Anfang genauso wie Fermi 2. Ordnung E 2 = γ E1( 1+ β cosθ2)(1 β cos 1) 2 Θ Da Schockwelle eine Vorzugsrichtung hat, ergibt sich eine andere Mittelung cosθ cosθ 1 2 = 1/ 2 = 1/ 2 Energie nach Stoß 2 E 2 = E1(1 + β + O( β ))

23 Fermibeschleunigung 1. Ordnung Spektrum stimmt mit experimentellen Daten überein dn de = dn de ( E0) E E α = 2,1 Universelles Potenzgesetz Entspricht dem gemessenen Potenzgesetz Gemessen α=-2,7 durch Energieverluste Effizient da linear in β 0

24 Pulsare Komplizierte Objekte Verschiedene Theorien - Goldreich-Julian-Modell - Polar-cap - Outer-gab Starkes B(t) Starke E-felder O(10 12 V/m) Beschleunigung (ee>gravitation) Teilchenstrahlen Für junge Pulsare < 20000a

25 Sonnenflecken (magnetic reconnection) Sonnenflecken unterschiedlicher magnetischer Polarität ziehen sich an E-feld Beschleunigung geladener Teilchen

26 Röntgen- und Gammastrahlung particle.astro.kun.nl/

27 Hadronische Beschleuniger Hochenergetische Protonen können eine pp-, γp- Reaktion eingehen + p + p π 0 + π + π + Ungeladenes Pion erzeugt Gammaquanten 0 π γγ Geladene Pionen π ± ± µ ± µ ( ) ν µ + ( ) + ν µ ( ) ± e + ν e Sinnvoll Beobachtung von Neutrinos und Gammastrahlung X

28 Bremsstrahlung Streuung von Elektronen im Coulombfeld von Kernen τ de dt rad = E = τ n p rad 1 3 cm Rückschlüsse auf Protonendichte s Kühlzeit astro.wisc.edu

29 Synchrotronstrahlung Elektron im B-Feld durch Lorentzkraft bestimmt d p dt Helixbahn mit Gyroradius r = B = z e m p zeb ( p B) Abstrahlung infolge der Beschleunigung a = d

30 Synchrotronstrahlung Im Elektronensystem Abstrahlung wie Dipol Lorentz-Boost in Flugrichtung de dt syn = 4σ TcB 6µ 2 2 β γ 2 = 4 σ Tcu 3 mag 2 β γ 2 Öffnungswinkel m c tanϑ = E 2 0 = 1 γ Kollimiert mit der Elektronengeschwindigkeit

31 Synchrotronstrahlung

32 Inverser Comptoneffekt Streuung hochenergetischer Elektronen an niedrigenergetischen Photonen Strahlung bis in den TeV-Bereich möglich 2 E γ max 4γ E γ de dt IC = 4 2 σ Tcurad β γ 3 2 Kolanosky

33 Spektrenvergleich Rückschluss auf IC wenn man Synchrotronstrahlung als bekannt annimmt Entweder CMB oder B- Feld als bekannt annehmen Zweites Spektrum liegt fest de dt de dt IC syn = σ Tcurad β γ 3 4 = 3 2 σ Tcumagβ γ 2

34 Energieverluste der Photonen Compton-Effekt Paarbildung für s>(2m e c 2 ) 2 Radius der Galaxis 10 kpc spielt intergalaktisch keine Rolle C.Spiering, Phys. Bl. 56 (2000) 53

35 Energiespektrum der Teilchen Malcolm S. Longair: High Energy Astrophysics Knie: Teilchen mit E>10 15 ev können Milchstraße verlassen Knie Entspricht in etwa Energie bei einer SN Knöchel: Extragalaktische Teilchen

36 Sterne Röntgenstrahlung durch magnetic reconnection Röntgenstrahlung durch Schwarzkörperstrahlung Orion Trapez Optisch (ESA) Orion Trapez X-ray (Chandra) Orion Trapez X-ray + Optisch (Chandra)

37 Pulsarwindnebel An den Polen treten hochenergetische Teilchen aus Pulsarwind Verlust von Rotationsenergie Für junge Pulsare < Jahre de/dt >4*10 36 erg s -1 IC und Synchrotronstrahlung TeV-Quellen meist PWN Gaensler und Slane:

38 PWN in Röntgen und Gamma a)vela X b) MSH c) K3 und Rabbit PWN d) J X = Pulsar Hinton et al.

39 Supernovaüberreste: SNR Schockwellenbeschleunigung Wechselwirkung durch IC Synchrotronstrahlung Keppler SNR: Chandra

40 Spektrum RXJ Messdaten von Hess IC und pp-prozesse Beste Näherung pp mit exponentiellem cutoff Hinton et al.

41 Doppelsternsysteme 2 einander umkreisende Sterne Kleiner Abstand (< Roche- Grenze) Massereicher Stern akkretiert Materie vom Begleiter Scheibe um massereichen Stern Ausbildung von Jets Schockwellenbeschleunigung Wikipedia

42 Binärsystem:PSR B Pulsar + 10 Sonnenmassen- Stern Stark exzentrische Bahn Min Abstand cm Inverser Comptoneffekt Erste und bisher einzige variable Quelle im TeV- Bereich

43 Die Galaxis im Gammabereich

44 Quellenverzeichnis Desy Zeuthen: Skript Astrophysik Malcolm S. Longair: High Energy Astrophysics Particle.astro.kun.nl/hs/0607 Hinton et al. 2009: Teravolt Astronomy Gaensler und Slane: Wikipedia Chandra.harverd.edu Kolanosky: Skript Astroteilchenphysik