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Die Mesonproduktion

Die Mesonproduktion. n. n. p. p. p. n. p. p. Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007. Photomesonproduktion (2) Proton-Nukleon Wechselwirkung. direkte Pionenprodukt.: - nicht-resonante p g n p + , p g Dp - „Hintergrund“ nahe Schwellwert.

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Die Mesonproduktion

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Presentation Transcript

  1. Die Mesonproduktion n n p p p n p p Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007 • Photomesonproduktion • (2) Proton-Nukleon Wechselwirkung

  2. direkte Pionenprodukt.: - nicht-resonante pg np+, pgDp - „Hintergrund“ nahe Schwellwert Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007 [Mücke (alias Reimer) et al. (SOPHIA Kollaboration) 2000] Resonanzen: D(1232), N(1440), N(1520), N(1535), N(1650), N(1680)/ N(1675), D(1905), D(1950) SOPHIA – Simulation Of PhotoHadronic Interactions in Astrophysics diffraktive Streuung:Vektormeson-Produktion:r:w=9:1 Multipionenproduktion:QCD String-Fragmentationsmodell (Lund JETSET 7.4)

  3. Photon-Kern Prozesse Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007 • Photopionenproduktion mit Kernen: A + gp+,p-,p0,K,h,… • folgt der Glauber-Formel: sAg≈ A2/3spg • ABER: Pionenproduktionsschwellwert in CR-Beschleunigung in astrophysikalischen Plasmen kaum zu erreichen, da Kerne schneller durch Photodisintegration zerstört werden

  4. Photodisintegration Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007 • Photodisintegration: A + g A’,n,p • zB.für 4He:s~3·10-27cm2,Schwellenergie≈10MeV • 4He(g,n)3He, 4He(g,p)3H, 4He(g,np)2H • - mittlere Energieverlustrate folgt: • E-1(dE/dt) = A-1(dA/dt) • (Nukleonemission isotrop im Ruhesystem des Kerns!) [Puget et al 1976]

  5. Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007 Bethe-Heitler Paarproduktion

  6. Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007 • p g p e+ e- • QED Prozeß • sBethe»sp • Ethr=(2me/mp)(mp+me) im p-Ruhesys. • Inelastizität x ≤ 2me/mp • für Kerne: Z2/A (dA/dt) ≈ dE/dt Bethe-Heitler Paarproduktion im CMB Bethe-Heitler p • Anwendungen: • UHECR Propagation, AGN Jets, etc. Energieverlustlänge Wechselwirkungslänge

  7. g-Strahlenabsorption in (baryonischer) Materie Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007 Nukleare Resonanzabsorption von g-Strahlen durch Kerne: (unabhängig von Ionisations- und chemischen Zustand!) • Pygmy Dipolresonanz @ ~7MeV • Riesen-Dipolresonanz @ ~20-30MeV • D-Resonanz @ ~325MeV N+g 4He+g 27Al+g untersucht baryonische Absorptionsäulendichte NH≥1026cm-2[Röntgenstrahlen: NH≤1025cm-2, UV/opt: NH~1021cm-2] [Iyudin, Reimer, Burwitz et al. 2005, A&A]

  8. Die Proton-Proton Wechselwirkung (1) Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007 Ep,2 s = (∑E)2 – (∑p)2 = = 2mp2c4 + 2Ep,1Ep,2(1-b1b2cosQ) q Ep,1 √sthreshold=2mpc2+mp0c2 gthr = 1+mp( 2/mp+mp/(2mp2) ) ≈1.3 • Kühlungsprozeß in kosmischen Objekten, z.B. • ISM (nISM~1cm-3) galaktisch diffuse Gammastrahlung • Supernova-Überreste (möglicherweise nahe Molekülwolke, ncloud~100cm-3) • massive Sternwinde • - ….

  9. Die Proton-Proton Wechselwirkung (2) Sekundäre Teilchenproduktion: - bei niedrigen Energien (<10GeV) über Isobarproduktion (z.B. pp D1232 + N ) N + p • - diffraktive elastische Wechselwirkung (>2GeV) [z.B. Kamae etal.] • - nicht-diffraktive elastische Wechselwirkung (>0.5GeV) [z.B. Blattnig etal., Phythia] Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007 [Karlsson et al.]

  10. Die Proton-Proton Wechselwirkung (3) Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007

  11. Die Proton-Proton Wechselwirkung (4) Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007 • Inelastizität ~ 0.5 • Energieverlustrate dE/dt ~ E Beispiel von Teilchenspektren: Jp~Ep-2 exp(-Ep/1PeV) [Kelner et al. 2006]

  12. Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Anwendung: Gammastrahlung von Supernova-Überresten (“hadronisches Modell”)

  13. im Beschleuniger eingeschlossen freie Propagation Target nahe des Beschleunigers CR g Der Ursprung der galaktischen kosmischen Strahlung: Supernova-Überreste ? • VHE-Gammas aus sekundären Wechselwirkungen: • p: po-Produktion und Zerfall • e: Inverse Compton Streuung und Bremsstrahlung • untersucht “beam”-Dichte x Targetdichte

  14. RX J1713.7-3946 ASCA 1-3keV Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 H.E.S.S.-Detektion [Aharonian et al. (HESS-collaboration) 2004] • ring-ähnliche Morphologie bei TeVs aufgelöst • erhöhte Emission aus dem westlichen Rand-bereich

  15. “beam dump” konvertiert Protonen in n and g p g e m p- p0 p+ g g n m+ n m- e+ e- e+ g e- m+ e+ g n e+ ne

  16. CO (J=1-0) 2.6mm HESS Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Molekülwolken - Kosmischer “beam-dump”? ASCA 1-5keV • erhöhte CO-Emission vom NW- & SW-Randbereich • CO-Peakemission räumlich mit Röntgenpeaks verbunden •  Hinweise auf Wechsel-wirkung der Molekülwolke mit westlichen Teil des Rings CO 2.6mm

  17. Supernova “beam dump” RX J1713-3946

  18. Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Leptonisches versus hadronisches Emissionsmodell? Wird GLAST entscheiden? [Funk et al.]

  19. … aber eindeutiges Merkmal (p0-bump im g-Bereich!) bisher noch nicht detektiert. GLAST ! • n-Detektionvon SNRs • (z.B. RX J1713.7-3946:5 Jahre Km3Net [Stegmann et al 2007] ) • IceCube/Km3Net ! Stegmann et al. Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007 Gibt es eine CR – SNR Verbindung ? Möglich ….

  20. Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007 Ende

  21. Hochenergie-Astrophysik III Paarkaskaden: (a) Einführung (a) Klassifikation (b) Das Transportgleichungssystem (c) Anwendungen in der Astrophysik: - Paarhalos - Kaskaden in Jets Anita Reimer, HEPL & KIPAC, Stanford University Schule fur Astroteilchenphysik, Obertrubach-Bärnfels, 10. Oktober 2007

  22. Paarkaskaden – was ist das? e+ e+ g e- e- tgg»1 … alternierende gg-Paarproduktion und Photonenproduktion (z.B. IC, Synchrotronstrahlung, Bremsstrahlung, etc.)

  23. Paarkaskaden - Einführung incl. selbstproduzierte Photonen: “Kaskaden-Photonen” Beschreibung in ≥ 2 gekoppelten DGLs möglich Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007 • “Zutaten”: • Teilchen-/Photonenproduktion & -vernichtung • Transport im Medium (Photonen, Materie, Magnetfeld, ….) • notwendige Bedingung: tgg ≈ l/4p» 1, l = LsT/(Rmc3) “Kompaktheit” • Also: l > 10 mit l = 2p/3 (L/Ledd) (3Rg/R) Ziel: selbstkonsistente Lösung des Kaskadengleichungssystems

  24. Entwicklung elektromagnetischer Paarkaskaden Energie-Injektion Degradierung von Photonen bzw. Teilchenenergie: (1)Umwandlung von g-Photonen in e± durch gg-Paarproduktion (2) Energieabstrahlung der e±-Paare durch- Synchrotronstrahlungoder- Bremsstrahlung oder - Compton-Streuung Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007 tgg>>1 Effektiver Energietransport von hohen zu niedrigeren Energien!

  25. Beispiel g e- g g e- g e- e- g g g e- g e- e- g e- g e- g g e- g g e- e- g e- g Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007 Betrachte sphärische Region der Größe R gefüllt mit weichem Photonen der Leuchtkraft Ls, es=Es/mec2, tgg»1, und mit relativistischem e- Population der Intensität Li. tgg»1 (IC Streuung sei auf Thomson-Bereich eingeschränkt.) 1. Generation: IC Streuung: e1~4/3g2es, Paarprod.: g1 ~ e1/2 2. Generation: IC Streuung: e2~4/3g12es~2g4(2/3es)3, Paarprod.: g4(2/3es)3 k. Generation: IC Streuung: ek~2gx(2/3es)x-1, x=2k, Paarprod.: gx(2/3es)x-1 Bedingung für k Paargenerationen und k+1 Photonengenerationen: g > (2/3es)–(1-x) , x=2k

  26. Klassifikation(*) (1) Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007 ls > 10 Typ-I: komplett lineare Kaskade e±-/g-Produktion hauptsächlich am externen Feld li < 10 (**) KN Typ-II: teilweise nicht-lineare Kaskade e±-/g-Produktion teilweise an Kaskadenphotonen li > 10 (**) &Li/Ls < 1 (***) Typ-III: komplett nicht-lineare Kaskade e±-/g-Produktion hauptsächlich an Kaskadenphotonen li > 10 (**) & Li/Ls > 1 (***) TH (***) 0.1<Li/Ls<10: höhere Ordnung Comptonstreuung möglich (*) [nach Svennson 1987] (**) Teilchen-Kompaktheitsparameter li = LisT/(Rmc3) Kompaktheitsparameter des externen Photonenfeldes ls = LssT/(Rmc3)

  27. Klassifikation(*) (2) • Saturierte Kaskaden: t-1gg e+e- > t-1entweich ~ c/R • Photonen paarproduzieren eher als sie entweichen aus R • (z.B. Photonpropagation im diffusen Hintergrund ohne B-Feld) • Nicht-saturierte Kaskaden: • Photonen entweichen eher aus R als sie absorbiert werden • (z.B. AGN Jets) Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007 “Saturierung” involviert Entweichwahrscheinlichkeit ~ c/R: (*) [nach Svennson 1987]

  28. Paarkaskaden im EBL 0.1-2TeV 1-10TeV 7-30TeV Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik III 10. Oktober 2007 CMB 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 Sterne Staub [aus: Aharonian et al. 2006]

  29. Paarkaskaden im EBL Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007 [aus: Aharonian 2004]

  30. Propagations-Kaskadenspektrum einer TeV-Quelle B = 0 Injektionsspektrum: N(E) ~ E-2, 10GeV<E<100TeV

  31. Propagations-Kaskadenspektrum einer TeV-Quelle

  32. Propagations-Kaskadenspektrum einer TeV-Quelle

  33. Propagations-Kaskadenspektrum einer TeV-Quelle

  34. Propagations-Kaskadenspektrum einer TeV-Quelle

  35. Propagations-Kaskadenspektrum einer TeV-Quelle

  36. Propagations-Kaskadenspektrum einer TeV-Quelle

  37. Propagations-Kaskadenspektrum einer TeV-Quelle

  38. Propagations-Kaskadenspektrum einer TeV-Quelle

  39. Propagations-Kaskadenspektrum einer TeV-Quelle

  40. Propagations-Kaskadenspektrum einer TeV-Quelle B = 0 Injektionsspektrum: N(E) ~ E-2, 10GeV<E<100TeV

  41. Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007 Anwendungen: (1) Paar-Halos (2)Kaskaden in AGN Jets (“hadronisches Modell”)

  42. FLorentz=q(E+v×B) Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007 Propagation im intergalaktischen Raum Photonen: geradlinige Propagation geladene Teilchen: Ablenkung in intergalakt. Magnetfeldern e+e- g

  43. Das intergalaktische Magnetfeld (IGMF) • primordial (typ. ~1pG-1nG) • - Anisotropien im CMB • - Simulation von großräumiger • Strukturbildung [courtesy: K. Dolag] Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007 Ungelöste Fragen:Ursprung, Stärke, Korrelationslänge des IGMF • Experimentelle Grenzen des Magnetfeldes in: • Galaxienhaufen (typ. ~1-10mG) • - Faraday-Rotationsmessungen • von Hintergrundquellen(AGN) • - Modellierung von NT • Breitbandspektren

  44. Das intergalaktische Magnetfeld (IGMF) • primordial (typ. ~1pG-1nG) • - Anisotropien im CMB • - Simulation von großräumiger • Strukturbildung [courtesy: K. Dolag] Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007 Ungelöste Fragen:Ursprung, Stärke, Korrelationslänge des IGMF • Experimentelle Grenzen des Magnetfeldes in: • Galaxienhaufen (typ. ~1-10mG) • - Faraday-Rotationsmessungen • von Hintergrundquellen(AGN) • - Modellierung von NT • Breitbandspektren

  45. Das intergalaktische Magnetfeld (IGMF) • primordial (typ. ~1pG-1nG) • - Anisotropien im CMB • - Simulation von großräumiger • Strukturbildung [courtesy: K. Dolag] Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007 Ungelöste Fragen:Ursprung, Stärke, Korrelationslänge des IGMF • Experimentelle Grenzen des Magnetfeldes in: • Galaxienhaufen (typ. ~1-10mG) • - Faraday-Rotationsmessungen • von Hintergrundquellen(AGN) • - Modellierung von NT • Breitbandspektren - Paarhalos als Standardkerzen zur Messung vom IGMF

  46. Der Paarhalo-Effekt Inverse Compton gestreute Photonen Ursprüngliche Photonenquelle CMB Photonen Magnetfeld e± -Paare Ursprüngliche Photonenquelle EBL Photonen Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007 … eine indirekte Methode zur Bestimmung der EBL-Evolution … als kosmologische Standardkerzen … eine indirekte Methode zur Bestimmung des inter- galaktischen Magnetfeldes Gamma-strahlenquelle

  47. Der Paarhalo-Effekt  • für RL < Compton-Energieverlustlänge le: Isotropisierung der e± • ausgedehnte, isotrope Paarhalos Relevante Skalen • Deflektion der e± am IGMF: involviert • lgg = mittlere freie Weglänge der Photonen, lIC,syn = le = mittlere freie Weglänge der e±, RL = Larmor-Radius, lIGMF = Korrelationslänge des IGMF Distance to source

  48. Die Bildung von Paarhalos Q Winkelgröße des Halos abhängig von Quelldistanz & Strahlungsfelddichte in Quellumgebung Paarhalos um Quellen bei verschiedenen Distanzen sind Sonden der EBL Evolution [aus: Aharonian 2004] Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007 • persistente Strukturen, deren nicht-thermische e±-Dichte mit der Zeit zunimmt • Quellaktivität >106 Jahre • Quellspektrum > TeV • B>10-11G in ≤100Mpc Quell-umgebung

  49. Charakteristika von Paarhalos Bsp: z=0.1,Eg=20TeV lgg~10Mpc, Q=lgg/d≈1-2o Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007 Charakteristisches Paarkaskadenspektrum kaum abhängig vom Quellspektrum! [aus: Aharonian 2004] • lgg(E) fällt mit E: • Ort der e±-Produktion bestimmt durch “letzte g-EBL Wechselwirkung” • Halowinkelgröße wächst mit fallender Energie [aus: Aharonian 2004]

  50. Entwicklung von Paarhalos Anita Reimer, Stanford UniversityHochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007 [aus: Aharonian 2004]

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