Wstęp do Astrofizyki Wysokich Energii

1. Wstęp do Astrofizyki Wysokich Energii Wykład wprowadzający

2. Widmo promieniowania kosmicznego (składowa jądrowa) 1 particle/m2 s Particle Flux ( m2 s sr GeV )-1 „Knee” 1 particle/m2 yr „Ankle” 1 particle/km2 yr 1 J  61018 eV Energy eV

3. Zakres wysokich energii E 2.5Particle Flux Energy (eV)

4. SNR

6. Czarne Dziury

9. Pulsary

11. Mgławica Krab : : szerokopasmowe widmo obejmuje 20 dekadfotony  – detekcja w 9 dekadach ! 100 keV – 100 TeV IC: syn, opt, IR, micro, CMB COMPTEL EGRET SYN HEGRA CELESTE B=160 G Ee ~1015 eV

12. Kwazary

13. Takahashi et al. 2000 Mkn 421 SYN IC eV TeV keV TeV zaglądamy w bezpośrednie otoczenie centralnej czarnej dziury czas w dniach

14. Radioźródła

17. Słońce

20. B Stars Cosmic proton accelerators Dust Cosmic electron accelerators magnetic field adjusts relative height of peaks Radio Infrared Visible light X-rays VHE gamma rays SpectralEnergyDistribution: Energy emitted per log(E) interval f ~r

21. Obserwacje astronomiczne obejmują bardzo szeroki zakres widma elektromagnetycznego z charakterystycznymi częstościami: 108 109 Hz – zakres radiowy 1011 Hz – daleka podczerwień 1014 Hz – bliska podczerwień 1015 Hz – zakres optyczny (1 eV) 1016 Hz – ultrafiolet 1018 Hz – promieniowanie rentgenowskie (keV) 1021 Hz – miękkie promieniowanie gamma (MeV) 1024 Hz – promieniowanie gamma (GeV) 1027 Hz – promieniowanie gamma wysokich energii (TeV) 1029 Astronomia wykorzystuje obserwacje promieniowania elektromagnetycznego obejmujące ponad 20 rzędów wielkości w zakresie energii (częstości) fotonów !

22. Okna astronomii gamma : LE lub MeV : 0.1 -100 MeV(0.1 -10+ 10 -100*) HE lub GeV : 0.1 -100 GeV(0.1 -10 + 10 -100*) VHE lub TeV : 0.1 -100 TeV(0.1 -10+ 10 -100*) UHE lub PeV : 0.1 -100 PeV EHE lub EeV : 0.1 -100 EeV są otwarte w zakresach MeV, GeV, i TeV: LE,HE – obserwacje z kosmosu VHE, .... - obserwacje z powierzchni ziemi * niewiele wyników naukowych

23. Podstawowe procesy promieniste w których biorą udział cząstki promieniowania kosmicznego • Elektrony: • - promieniowanie synchrotronowe („SYN”) • odwrotne rozpraszanie Comptona („IC”) • nietermiczny bremsstrahlung (zwykle nieistotny) • Protony: • - oddziaływania p-p piony fotony 

24. Promieniowanie synchrotronowe ("SYN") emisja relatywistycznego elektronu "spiralującego" w polu magnetycznym Promieniowana energia jest "wypikowana" koło (B-4  B/[10-4 G]) Dla B-4=1 i E~ GeV -> 108 Hz TeV -> 1014 Hz PeV -> 1020 Hz Hz Czas wyświecania elektronu lat dla powyższych B i E, odpowiednio, ~106, ~103 i ~1 lat

25. Promieniowanie w odwrotnym rozpraszaniu Comptona ("IC") emisja relatywistycznego elektronu odbijającego fotony niskiej energii W zakresie Thompsona ( o  < mec2 , wyżej zakres K-N) Czas wyświecania elektronu (z Uo,-10 = Uo/[10-10 erg/cm3]) lat Energie rozpraszanych fotonów Przykładowo, dla rozpraszania fotonów CMB (o~10-4 eV) i Ee = 1 GeV, 1 TeV, 1 PeV mamy ' = 100 eV, 100 MeV, 100 TeV

26. Obiekty zainteresowania Astrofizyki Wysokich Energii neutron stars black holes NSXB BHXB accreting X-ray pulsars rotation powered pulsars milisecond pulsars plerions SNR cataclysmic variables microquasars Sgr A* stellar winds near O/B quasars balzars Syfert 1 Syfert 2 AGN MAS jets kpc-scale jets radio lobes hot spots in radio lobes GRB GRB afterglow soft gamma ray repeaters magnetars Solar protuberances interplanetary shock waves Earth magnetosphere CME cosmic rays high energy neutinos