70
Anita Reimer, Stanford University Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Zusammenfassung Energieverlustrate d/dt Emissionskoeffizient j()* Inverse Compton Synchrotr.- strahlung Rel. Brems- strahlung ~ u ph 2 2 (Thomson-Limit) ~ u B 2 2 (klassisch) ~ n i ~ 1-p *Für ein Potenzgesetz des emittierenden Teilchenspektrums N() ~ -p ~ -(p-1)/2 ~ -(p-1)/2

Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Embed Size (px)

Citation preview

Page 1: Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Zusammenfassung

Energieverlustrate d/dt Emissionskoeffizient j()*Inverse

Compton

Synchrotr.-

strahlung

Rel. Brems-

strahlung

~ uph22

(Thomson-Limit)

~ uB22

(klassisch)

~ ni ~ 1-p

*Für ein Potenzgesetz des emittierenden Teilchenspektrums N() ~ -p

~ -(p-1)/2

~ -(p-1)/2

Page 2: Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Anwendung:

Die galaktische diffuse Gammastrahlung

Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

~85% der gesamten -Strahlung >100MeV ist

galaktisch diffusen Ursprungs

Page 3: Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Galaktisch diffuse Gammastrahlung (1)

Komponenten:

• 0-Zerfallsphotonen: 0

aus CR Proton-Nukleon Kollisionen CR, Gasverteilung

• relativistische Bremsstrahlung CR e-, Gasverteilung

• inverse Compton Streuung CR e-, Strahlungsver-teilung

Page 4: Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Galaktisch diffuse Gammastrahlung (2)

• 21cm-Linie als Indikator für atomaren Wasserstoff HI

• CO-Linie als Indikator für molekularen Wasserstoff H2

• kleiner Anteil an ionisierten Wasserstoff HII

H2 konzentriert zur galaktischen Ebene, HI-Verteilung etwas breiter, HII mit geringstem

Gasanteil

Page 5: Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Galaktisch diffuse Gammastrahlung (3)

Zum Gal.Zentrum

CO Himmelsdurchmusterung (|b|>10o)

[Dame, Hartmann, Thaddeus 2001, Dame & Thaddeus 2004]

• CO-(J=1 0) Linie als Indikator für molekularen Wasserstoff

dichte, molekulare interstellare Wolken bei hohen galaktischen Breiten mit kleinem Füllfaktor

Page 6: Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Galaktisch diffuse Gammastrahlung (4)

• 21cm-Linie als Indikator für atomaren Wasserstoff HI

Page 7: Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Galaktisch diffuse Gammastrahlung (5)

• Galaktisches interstellares Strahlungsfeld:

- anisotrop und energieabhängig

- Sternverteilung (87 Sternklassen) innerhalb der Milchstraße: lokale Dichte, Skalenhöhe, Spektrum [synthetische Spektren: Girardi et al Bibliothek]

- Staub (Graphite, PAH, Silikate) -extinktion: Absorption & Streuung

- Absorption/Reemission von Sternstrahlung an Staub IR

- Streuung der Sternstrahlung an Staub 10-30% der opt. Komp.

[Porter et al.]

Rmax=20kpc, zmax=5kpc

Staub

CMBSterne

Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Page 8: Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Galaktisch diffuse Gammastrahlung (6)

decay

[Strong et al.]

Page 9: Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Galaktisch diffuse Gammastrahlung (7)

Der GeV-Exzess

[Hunter et al. 1997]Mögliche Gründe:

• Fehlerhafte -Produktionsfunktion? [Mori et al. 1997, Kamae et

al. 2006] – auf keinen Fall alleinige Erklärung

• Mißkalibrierung des Instruments? – eher nicht alleinige Erklärung

• Unaufgelöste Punktquellen? [Pulsare: Pohl et al. 1997; Geminga-

ähnliche Pulsare: Strong 2006] - Probleme mit Breiten-/Längenverteilung

Page 10: Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Extragalaktische diffuse Gammastrahlung: Bestimmung

[Sreekumar etal. 1997, Strong etal. 2004]

Page 11: Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Der diffuse extragalaktische -Hintergrund

[Dermer 2006]

Beiträge durch:

• unaufgelöste Quellen verschiedener kosmischer Objektklassen (AGN, GRBs, Galaxien verschiedener Klassen, Galaxienhaufen, …)

• Paarkaskadenemission/unaufgelöste Paarhalos von TeV-Quellen

• Paarkaskadenemission von GZK-CR Propagation

• kosmologisch-diffuse Komponente (Strukturbildung, Materie-Antimaterie Annihilation, Verdampfung schwarzer Löcher, “dark matter”-Annihilation,…)

= Quellbeitrag + diffuse Komponente

Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Origin?

Page 12: Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Der diffuse extragalaktische -Hintergrund

[Mücke & Pohl 2000; Dermer 2006]

Quellbeiträge unaufgelöster Quellen stark abhängig von physikalischen Objekteigenschaften,räumliche Verteilung, Evolution der Objektklasse!

…unaufgelöste Blasare als ein garantierter Beitrag:

Log(N)-Log(S) reflektiert kosmische

Historie der Blasar/AGN-

Bildung

Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Page 13: Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

F0(E;z) × e-(E,z) = F(E;z=0)

Gammastrahlen von Quelle

Emittiertes Spektrum

Gammastrahlenabsorption im Kosmos

Page 14: Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

e+

e-

Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

ultra-relativ. Limit:

h≈mec2:

≈0.2T

T

=

Die Photon-Photon Paarproduktion (1)

mit 0=1/2re2, =e± Geschwindigkeit im CMF System,

s=212(1-cos)

Page 15: Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

e+

e-

Die Photon-Photon Paarproduktion (2)

Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Schwerpunktsenergie s1/2: s=(∑E)2 – (∑p)2

s = 212(1-cos)

s1/2 ≥ 2mec2 (Paarproduktion)

thr ≥ 2me2c4/[1(1-cos)]

EBL-”Messung” in der -Astronomie!

Kompaktness-

Problem in -

Blazaren!

Page 16: Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Die Photon-Photon Paarproduktion (3)

Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

• resonanzartiger Anstieg des Wirkungsquerschnitts nahe am Energieschwellwert der Wechselwirkung

• >1/2 aller Wechselwirkungen in engem Photonenergieintervall:

≈(4/3±2/3)*, *≈0.8eV(E/TeV)-1

• max≈0.3T

Page 17: Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

• symmetrische Verteilungsfunktion

• kleine s: e≈/2

• große s: dominater Energieanteil der WW von einem e± getragen

[aus: Aharonian 2004]

Das Paarproduktionsspektrum

x=e/

Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Page 18: Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Anwendung:

(1) EBL-”Messung” in der -Astronomie

(2) Kompaktheit-Problem in -lauten AGN

Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Page 19: Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

CMB

EBL EGRB

[aus: Ressell & Turner 1989]

Die diffuse extragalaktische Strahlung

Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Page 20: Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Sterne Staub

CMB

0.1-2TeV1-10TeV

7-30TeV

[aus: Aharonian et al. 2006]

Quellenzählung

Gardner et al. 2001 HST

Madau & Pozzetti 2000 HST

Fazio et al. 2004 Spitzer

Elbaz et al. 2002 ISO

Dole et al. 2006 Spitzer

Die extragalaktische Hintergrundstrahlung bei IR/optischen Energien (EBL)

Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Page 21: Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Einige nützliche Referenzen:

Nishikov 1962:

Gould & Schreder 1966

Jelly 1966

Stecker ; Fazio 1969/70

Stecker et al. 1992

COBE – IR bkgrd 1997

Hauser & Dwek 2001 Review

EBL(z)

durch eeγγ

Integration entlang der Sichtlinie

Die optische Tiefe des Universums

Page 22: Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Der Gammastrahlen-Horizont

Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Page 23: Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Der Gammastrahlen-Horizont

Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Page 24: Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

• Rückwärts-Simulation von Quellevolution:

extrapoliert spektrale Eigenschaften von lokalen zu hoch rotverschobenen Galaxien mit Hilfe von parametrisierten Modell [z.B. Stecker et al. 1998…2006]

• Vorwärts-Simulation von Quellevolution:

simuliert Galaxienevolution & Emission auf der Basis von astrophysikalischen Prozessen: Sterneigenschaften & -evolution, Staubprozesse, Staubeigenschaften, …

• Semi-analytische Modelle:

zusätzliche (stark vereinfachte) Berücksichtigung von Strukturbildungsprozessen, Gaskühlung & stochastische Sternbildung in Galaxienwechselwirkungen, etc. [z.B. Primack et al. ]

• Chemische Evolutionsmodelle:

betrachtet Evolution von gemittelten Eigenschaften von Sternen, Gas & Galaxien (Dichte, Metallizität, Emissivität, etc.) [z.B. Kneiske et al. 2004]

EBL Modelle

Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Page 25: Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Beiträge zur diffusen Strahlung im IR-Energiebereich:

• Sternstrahlung der Milchstraße

• diffuse Emission von interplanetarem Staub und interstellarem Medium (z.B. Zodiakallicht: dominant bei 1.25-140m)

• EBL (extrem schwach im Vergleich zur Vordergrundstrahlung!)

2 “Techniken”:

• Integration aller extragalaktischen Punktquellen/Galaxien im EBL-Energiebereich (untere Grenze für EBL!)

• Subtraktion der dominanten(!) Vordergrundstrahlung von gesamter Himmelshelligkeit im EBL-Energiebereich große Unsicherheiten/Systematiken: Suche nach

unabhängiger Methode

Himmelshelligkeit

[aus: Leinert 1998]

Direkte Messungen des EBL

Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Page 26: Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

• energieunabhängige Absorption @2-6TeV: spektrale Form des ursprünglichen Quell-flußes identisch mit gemessenen Spektrum

• Versteilerung des Spektrums @0.2-2TeV, Abbruch @ >6TeV

ir

EBL

Deformation des Quellspektrums durch Absorption

• Absorption erhöht sich mit Rotverschiebung und EBL-Fluß

F0(E;z)

exp(-(E;z))× =

Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Page 27: Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Grenzen für die EBL-Dichte

Limit bei 1-4m nahe am EBL-Wert der Quellen (Galaxien)-Zählungen!

HESS

Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Page 28: Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

optische Tiefe (E,z) nimmt mit Rotverschiebung zu

eindeutige Signatur für Absorption im EBL?

[aus: Primack et al. 2000]

Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Die kosmische Evolution des EBL

• Bestimmung:

anstatt Untersuchung an individuellen Quellen – suche nach systematischem Absorptionseffekt als Funktion der Rotverschiebung in einem großen Ensemble [z.B. Chen et al. 2004]:

Page 29: Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Aber: ...

300 GeV

100 GeV

(Evolution der Targetphotonenfelder, Rotverschiebung der WW-Energie, …)

Rotverschiebungsabhängigkeit von “lokaler” Absorption innerhalb der Quelle (hier: AGN) zu erwarten!

[aus: Reimer 2007]

Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Page 30: Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Der diffuse extragalaktische -Hintergrund

[Dermer 2006]

Kalorimeter der Hochenergieemissivität des Universums:

Q≈1050erg/s Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 10. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik I, 10. Oktober 2007

Absorption im diffusen

Photonenhintergrund modifiziert Spektrum!

Page 31: Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Anwendung:

(1) EBL-”Messung” in der -Astronomie

(2) Kompaktheit-Problem in -lauten AGN

Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Page 32: Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

EGRET (> 100 MeV)• O(102) Blasare bei >100 MeV detektiert

• >10 Blasare bei TeV-Energien detektiert

• nicht-thermische Kontinuumsemission dominiert die beobachtete Strahlung

• stark variabel bei allen Energien (radio-TeV): Wochen - Minuten• Tvar ≈ Remi/c (Lichtlaufzeit-Argumente, Kausalität!):

HE Strahlung aus einem gut lokalisierten Bereich

Blasare im -Energiebereich

Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Page 33: Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Beispiele von spektralen Energieverteilungen (SED) von Blasaren:

syn.

syn.

?

?

flat-spectrum radio quasar (=FSRQ)

Lbol ≥ 1047erg/s

BL Lac Objekt

high frequency peaked BL Lac Object

(HBL)

low frequency peaked BL Lac Object (LBL)

Lbol ~ 1043-

44erg/s

Lbol ~ 1045-

47erg/s Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Page 34: Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Kompaktheit

• Breitband-Hochenergiestrahlung mit

• hoher Leuchtkraft L

• aus einem kompakten Gebiet R ≤ cTvar

≈ T L / (4c E R)

Transparenz fordert « 1:

Kompaktheit-Parameter

l=TL/(mec3R)

ABER: für viele EGRET-Blasare findet man:

≈ 100 L46 E-1MeV T-1

1hr »1

L46 =L/1046erg s-1,

EMeV=E/1MeV,

T1hr =Tvar/1hr

= n R ≈ n T R mit n ≈ urad/E = L/(4cR2E) Photonendichte

Page 35: Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Die Eliot-Shapiro-Relation

Strahlungs- druck

Gravitations- druck≤

mit R≤cTvarR2

• Das Eddington-Limit:

maximal erreichbare Leuchtkraft für ein

akkretierendes Objekt ist die Eddington-

Leuchtkraft*

* Praktisch kann das Eddington-Limit um einen Faktor <5 gebrochen sein

• Photonen können nur außerhalb des Schwarzschild-

Radius rg entweichen:2GM/c2 = rg ≤ R ≤ c Tvar

Tvar/sec ≥ L / 1043erg s-1

Page 36: Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

d.h. die scheinbare Winkelgeschwindigkeit vapp eines sich mit Geschwindigkeit v bewegenden Objekts ist größer als die Lichtgeschwindigkeit!

Superluminalen Bewegung

Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Page 37: Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Relativistisches „beaming“

Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

• Verletzung des Transparenz-Kriteriums

• Verletzung der Eliot-Shapiro-Relation

• scheinbare superluminale Bewegungen beobachtet

Lösung: Emissionsgebiet bewegt sich mit relativistischer Geschwindigkeit in einem kleinen

Winkel zur Sehrichtung [Rees 1966, …]

• scheinbar superluminale Bewegung ist Projektionseffekt

Page 38: Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

• Scheinbare Geschwindigkeit vapp=capp maximiert, wenn:

dapp/d = (cos-2)/(1-cos) = 0 cos=

Das Prinzip der superluminalen Bewegung (2)

Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

• maximaler Wert ist also:

app = sin/(1-cos) = …

..= »1 wenn ≈1 & >1

Messung von app setzt ein unteres Limit an

Page 39: Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Relativistisches „beaming“

Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

• Verletzung des Transparenz-Kriteriums

• Verletzung der Eliot-Shapiro-Relation

• scheinbare superluminale Bewegungen beobachtet

Lösung: Emissionsgebiet bewegt sich mit relativistischer Geschwindigkeit in einem kleinen

Winkel zur Sehrichtung [Rees 1966, …]

• scheinbar superluminale Bewegung ist Projektionseffekt

• relativistisches “beaming”: (L-Trafos!) D = [(1-cos)]-1

Doppler-FaktordE’ = D dE Dopplerverschiebung der Energie

dt’ = D dt Zeitdilatation

d’ = D2 d Photonen nach vorne gebeamt im sich bewegenden System

Emittierte Leistung pro Frequenz L = dE/(dt dd) = D3 L’

Page 40: Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Relativistisches „beaming“ (2)

• Also: L = D3 L’

Photonendichte im Jetsystem erheblich dünner

Eliot-Shapiro-Relation/Transparenz-Kriterium damit erfüllt

• Sei L’ ~ - (“blob”-Emission). Dann: Lobs = D3+ Lemi mit obs = D emi

• Verhältnis der beobachteten Leuchtkräfte für sich annähernden (‘appr’) zu entfernenden (‘rec’) “blob”:

Lappr/Lrec = [ (1+cos) / (1-cos) ]3+

Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

3C 84

zweiseitiger Jet auf kleiner Längenskala

intrinsisch bipolare relativistische Jets er-scheinen einseitig

M87

Page 41: Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Relativistisches „beaming“ (3)

Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Bestimmung von “blob”-Geschwindigkeit und Sehwinkel :• Wenn “blobs” gleichzeitig mit c in entgegengesetzter Richtung emittiert werden, gilt:

appr = sin / (1-cos)

rec = sin / (1+cos)

Mit Messung von appr und rec ist Gleichungssystem vollständig lösbar.Zusammenfassung:

Relativistische Bewegung in kleinem Sichtwinkel….

… verstärkt Intensitäten und Energien

….kontrahiert Zeitintervalle

Jets mit kleinem Sichtwinkel erscheinen heller und variabler.

D

Page 42: Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Ende

Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Page 43: Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Anita Reimer, HEPL & KIPAC, Stanford UniversitySchule fur Astroteilchenphysik, Obertrubach-Bärnfels, 9. Oktober 2007

Hochenergie-Astrophysik II

1. Hadronische Prozesse in der Hochenergie-Astrophysik

(a) Kinematik (b) Photomesonproduktion (c) Gammastrahlen-Resonanzabsorption (d) Bethe-Heitler Paarproduktion (e) inelastische Proton-Proton Wechselwirkung2. Anwendungen in der Astrophysik

Page 44: Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Die Kinematik von 2 2 Prozessen

Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007

s = (P1 + P2)2 = (E1+E2)2 – (p1+p2)2 = m12+m2

2+2E1E2(1-12cos)

- Im Schwerpunktsystem: p1,CM = -p2,CM

s = ( E1,CM + E2,CM )2

- Im Ruhesystem von Teilchen 2:

s = m12 + m2

2 + 2E1,labm2

Bewegung des Schwerpunktsystems:

|pCM|=m2|p1,lab|/√s

CM = p1,lab/(E1,lab+m2)

E1,2,CM=(s+m1,22-m2,1

2)/(2√s)

E1, p1, m1

E2, p2, m2

E3, p3, m3

E4, p4, m4

Sei c=1.

Betrachte: 4er-Vektor

P=(E,p), √s=totale Schwerpunktsenergie des Systems (lorentz-

invariant!)

Page 45: Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Energieschwellwert

Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007

Kinematisch erlaubter Bereich in s: s > (m3 + m4 )2

(im Schwerpunktsystem muß mindestens die Ruhemasse der Ausgangs-teilchen produziert werden)

E1, p1, m1

E2, p2, m2

E3, p3, m3

E4, p4, m4

Sei c=1.

Beispiele:

(1) e+e- für “head-on” Kollision

s = 2E1E2 ≥ (2me)2 E1 ≥ 2me2/E2

(2) p+ p+0 für “head-on” Kollision & Targetproton in Ruhe

s = mp2+2Emp ≥ (mp + m0)2 E ≥ (2mpm0+m0

2)/2mp ≈ 145MeV

Page 46: Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Zweikörperzerfall

Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007

Im Ruhesystem des Teilchens mit Masse m: |p1| = |-p2| , p=0

s = E2 – p2 = m2

4er-Impulserhaltung: s = (P1+P2)2 = P12+P2

2+2P1P2 = m2 (kinemat.Limit)

E, p, mE1, p1, m1

E2, p2, m2

Sei c=1.

!

!

Beispiel: 0 tlife≈8·10-17s, m1=m2=m=0, E

2=E1,22=p1,2

2=p2

s=(P1+P2)2=2P1P2=2(E1E2-p1p2)=4E1E2=m2

Wegen E2=E-E1: 4E1E2-m2 = 4E1

2-4E1E+m2 = 0

Lsg.: E = E1 = ½(E±p) = 1/2m(1±) = 1/2m[(1±)/(1 )]1/2

Verteilung der 0-Zerfallsphotonen symmetrisch um ½(m)

±

Page 47: Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

0-Zerfall

Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007

Also: E,min,max = ½m[ (1 ±)/(1 ) ]1/2

- Spektrum der Zerfallsphotonen für jede Pionenergie enthält 1/2m

- für ein Spektrum von Pionenenergien ist das resultierende Energiespektrum der Zerfallsphotonen so überlagert, daß das resultierende -spektrum ein Maximum bei 1/2m≈67.5MeV besitzt:

“0-bump”

Sei c=1.

E,p,mE1, p1

E2, p2

0

±

EEmin Emax1/2m

Wichtigster

hadronischer

Gammastrahlen-

produktionskanal!

Page 48: Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

+-

+

+ -

e+

e+ e-

e+

0

e-

e+

neutrale Pionen

Gamma-Photonen

geladene Pionen

Neutrinos

Page 49: Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Neutrinoproduktion

Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007

- ± ± + () mit ’=(m2+m

2)/(2mm)≈1 im Pionruhesystem (4er-Impulserhaltung & m≈0)

wegen ’ klein, ist: ≈

- ± e± + e(e) + ()

Man findet: <Ee±> ≈ ¼<E±>, <E> ≈ ¼<E±>, <E = ½<E0>

… hauptsächlich (nicht ausschließlich!) über ±– und ±–Zerfall:

tlife≈26ns

tlife≈2.2s

Page 50: Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Zwischenspiel

Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007

Page 51: Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Die Wechselwirkungsrate c/

Relativistische Reaktionsrate r (invariant!) zweier Teilchen= # WW / dVdt:

Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007

mit dni = # Teilchen / dVdp, i=pi/Ei, d = (invarianter) WW-Querschnitt

, (invariante) Geschwind-

igkeit eines Teilchens 1 im Ruhesystem des anderen Teilchens 2, i=4er-Impuls

Für isotrope Teilchenverteilungen: [cos = p1·p2/p1p2 ]

Beispiel: Photomesonproduktion p +

1=, 2=1, r=1, dn1=1, dn2 = ½ n()d

r ~ ∫d n() ∫dcos ½(1-cos) p(s) mit s = mp2+2E(1-

cos)

[Landau-Lifschitz]

[z.B. Dermer 1984]

Page 52: Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Die Mesonproduktion

Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007

(1) Photomesonproduktion

(2) Proton-Nukleon Wechselwirkung

p np

p n p

n

p

Page 53: Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Die Photomesonproduktion

Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007

Ep

s1/2threshold=mp+m

dominanter Kühlungsprozeß in z.B.

- Propagation von UHECRs über kosmologische Distanzen

“Greisen-Zatsepin-Kuzmin Limit” [Greisen 1966; ….]

- Jets von aktiven galaktischen Kernen (AGN) [e.g. Mannheim etal. 1992, 1993, Protheroe 1997, Mücke et al. 2001, 2003,

…]

- Gamma-Ray Bursts (GRBs) [Vietri 1998, Böttcher & Dermer 1998, Rachen & Meszaros 1998, Asano & Inoue 2007]

s = (∑E)2 – (∑p)2 =

= mp2c4 + 2E(1-cos) =

= mp2c4 + 2mpc2’

Page 54: Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Resonanzen: (1232), N(1440), N(1520), N(1535), N(1650), N(1680)/ N(1675), (1905), (1950)

diffraktive Streuung: Vektormeson-Produktion: :=9:1Multipionenproduktion: QCD String-Fragmentationsmodell (Lund JETSET 7.4)

direkte Pionenprodukt.: - nicht-resonante p n+, p

- „Hintergrund“ nahe Schwellwert

SOPHIA – Simulation Of PhotoHadronic Interactions in Astrophysics

[Mücke et al. (SOPHIA Kollaboration) 2000]

Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007

Page 55: Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Der SOPHIA Monte

Carlo

• N-Photomesonproduktion, inklusive aller relevanten Wechselwirkungsprozesse bis zu s1/2 ~1TeV

• vollständige Simulation der Vielteilchen-Endzustände

• liefert volle Information über die Winkelverteilung der Teilchen-Endzustände

• Ergebnisse in Übereinstimmung mit experimentellen Daten aus der Teilchenphysik

SOPHIA webpage: www://ebl.stanford.edu/index.html

[Mücke et al., 2000, Comp.Phys.Comm., 124, 290

Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007

Page 56: Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007

Vergleich mit Beschleunigerdaten

Page 57: Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007

Vergleich mit Beschleunigerdaten (2)

Rapidität y

y = 1/2 ln[(E+p||)/(E-p||)]

Page 58: Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Pionenmultiplizität

Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007

-Produktion hauptsächlich durch: ± ± e± (e/e)

-Produktion hauptsächlich durch: 0 0 -

+

~s1/

4 Vergleiche mit 1232-

Approximation:

0 : + = 2 : 1, keine -/e

Page 59: Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007

* e± besitzen 100% Strahlungseffizienz

Vergleiche mit 1232-

Approximation:

aus0 : + = 2 : 1 ∑E : ∑E≈ 3 : 1

Vergleiche mit 1232-

Approximation:

<E> : Ep ≈ 1 : 20

∑Photon*-zu-Neutrino-Verhältnis

Page 60: Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Proton-zu-Neutron Konvertierung

Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007

Möglichkeit einer UHECR-Quelle: Neutronen (nicht an B-Feld gebunden!) können einer Protonquelle entweichen; erleiden -Zerfall im kpc-Bereich der Quelle: n p e- e

Page 61: Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Target: Schwarzkörper-strahler der Temp. T

Target nph ~ -

, min <<max

Hochenergieteil (s1/2 >2 GeV) d

es N

kann in der A

strophysik nicht

vernachläßigt werden!

… in astrophysikalischer Umgebung:

Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007

Page 62: Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Anwendung

Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007

Targetphotonenfeld= (1) Schwarzkörperstrahler (T)

(2) Potenzgesetz ()

Energieverlustlänge xloss = /Kp

Einfluß des sekundären Resonanzbereichs

Minimum von xloss bei

Ep≈1.16·1012/T[K] GeV

Kp = Ep/Ep = prozentualer Energieverlust

Page 63: Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Anwendung: Schwarzkörperstrahler

Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007

∑∑E/∑E ≈ 1.5

(während -Approx. Verhältnis

3:1 gibt)

<E/<E maximiert bei

EpkT ≈ 0.1GeV2

Page 64: Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Anwendung: Potenzgesetz-Strahlungsfeld (2)

Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007

∑E/∑E ≈ 1 für all

flache Potenzgesetzspektren: E/Emehr als eine Größen-ordnung kleiner

Page 65: Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Anwendung: Potenzgesetz-Strahlungsfeld (1)

Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007

Maximaler Energieverlust in harten Targetphotonenfeldern

Page 66: Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007

Anwendung: GRB Targetphotonenfeld

n() ~ -2/3 für 10-3eV≤≤1keV

~ -2 für 1keV≤≤100MeV

Page 67: Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007

Anwendung: GRB Targetphotonenfeld

∑E/∑E ≈ 1 bei hohen Energien

Page 68: Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007

Anwendung: TeV-Blasar Targetphotonenfeld

n() ~ -1 für 10-7eV≤≤10-2eV

~ -2 für 10-2eV≤≤10eV

Page 69: Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007

Anwendung: TeV-Blasar Targetphotonenfeld∑

•∑E/∑E ≈ 1-1.2

•20%-30% Dissipation in &

Page 70: Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Das „Greisen-Zatsepin-Kuzmin“-Limit

Nukleonen wechselwirken mit dem kosmischen Mikrowellenhintergrund (CMB) via:

N + CMB N + s + …

eV1044

2 192

th

mmm

E N

Photomeson-Produktion

Anita Reimer, Stanford UniversityAnita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007

GZK-cutoff

@ Paarproduktion

Photomeson-Produktion

kosm.Expansion

1

pCMB pe+e-