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Kosmische Strahlung in unserer Galaxie

Kosmische Strahlung in unserer Galaxie. Das Interstellare Medium Gas Staub Sternentstehung und -entwicklung Interstellares Photonenfeld Wechselwirkung von kosmischer Strahlung Photonen geladene Komponente. Photon-Photon Paarproduktion. g low. e-. g high. g high. e+.

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Presentation Transcript

  1. Kosmische Strahlung in unserer Galaxie Das Interstellare Medium Gas Staub Sternentstehung und -entwicklung Interstellares Photonenfeld Wechselwirkung von kosmischer Strahlung Photonen geladene Komponente

  2. Photon-Photon Paarproduktion glow e- ghigh ghigh e+

  3. Lokales interstellares Photonenfeld

  4. Koordinatensystem

  5. Interstellares Photonenfeld in der Galaxie

  6. Krebsnebel

  7. Teilchensorten • Primäre und sekundäre Kerne (Protonen) • Primäre und sekundäre Elektronen • Sekundäre Positronen

  8. Wechselwirkung geladener Kosmischer Strahlung • 1) Pion Produktion durch hadronische Welchselwirkung (KS und ISM) (katastrophaler Verlust + Emission dominant > 100 MeV • 2) Bremsstrahlung von relativistischen Elektronen an Kernen des ISM (Energieverluste + Emission wichtig <100MeV) • 3) Inverse Compton Streuung von Elektronen am interstellaren Photonenfeld (Energieverluste + Emission wichtig <100 MeV) • Synchrotronemission (Energieverlust + Radioemission) • Ionisation (Energieverlust) • Coulomb-Wechselwirkung (Energieverlust)

  9. Galaktischer Gammastrahlungshintergrund Strong & Moskalenko (1998)

  10. Wechselwirkung geladener Kosmischer Strahlung • Pion Produktion durch hadronische Welchselwirkung (KS und ISM) • Bremsstrahlung von relativistischen Elektronen an Kernen des ISM • Inverse Compton Streuung von Elektronen am interstellaren Photonenfeld

  11. Pion Produktion p+p  p + p0  gg p+p  p + p+  m++ nm e+ + ne + nm+nm p+A .. A+A..

  12. h-Meson Zerfall p+p  p + p + h • h gg (39,4%) • h  3 p0 (32,5%)  6g • h  p+ p- p0 (22,6%) • h  p+ p- g (5%) 3,2 Gammaphotonen pro h Zerfall Energie für 3,2 Photonen: Eg = 0.81 Eh

  13. Pionen Energiespektrum p+p  p + p • Energie des Pions Ep • Energie des Protons Ep • x Übertragende Energie vom Proton auf das Pion • Inklusiver totaler Wirkungsquerschnitt • Grenzenergieübertrag x=mp/Ep F(x,Ep) ausSimulationsrechnungen mit SYBILL, QGSJET …

  14. Pionen Energiespektren p+p  p + p • p0 ~ p+ ~ p- Verteilung • h – Verteilung • jeweils ein (KS) Proton mit Energien 0.1-103 TeV • Simulation SYBILL als Histogramm • Parametrisierung als glatte Kurve Kelner,Aharonian & Bugayov(2006)

  15. Pionenzerfall: 1. p0gg p+p  p + p gg • Energieverteilung der Gammaphotonen Qg • Pionenspektrum J p • Anzahl der Photonen Ng = 2Np • Gesamtenergien eg = ep Laborsystem g p0 g Beispiel: Potenzgesetz für Pionenspektrum

  16. Pionenzerfall: 2.pmnm p+p  p + p mn Ruhesystem0 p n m Laborsystem m p n Beispiel: Potenzgesetz für Pionenspektrum

  17. Myonenzerfall: menenm p+p  p + p  mn  ennn • Beschreibung eines Dreikörperzerfall ist komplexer • Elektron- und Neutrinospektren aus Myonenzerfall werden bis zur Pionenenergie reichen • Unterschied zu Neutrinospektren aus Pionenzerfall. Die reichen nur bis 0.427 Ep !

  18. Energiespektren aller Sekundärteilchen p+p  p + p gg p+p  p + p  mn  ennn • Monoenergetisches Pion (neutrales und geladenes haben gleiche Energie) • Aller Verteilungen sind normiert: K, A & B (2006)

  19. Vom Pion zurück zum Proton p+p  p + p gg p+p  p + p  mn  ennn • Jp(Ep)  Jp(Ep)

  20. KS-Protonenverteilung • Jp(Ep)  Jp(Ep)

  21. Sekundärspektren für Protonenverteilung (ersetze g durch e oder n für weitere Sekundärspektren) • Parametrisierung bis Ep>0.1 TeV • Deltafunktionsnäherung Ep<0.1 TeV

  22. Sekundärteilchen Verteilung Kelner, Aharonian & Bugayov (2006)

  23. Wechselwirkung geladener Kosmischer Strahlung • Pion Produktion durch hadronische Welchselwirkung (KS und ISM) • Bremsstrahlung von relativistischen Elektronen an Kernen des ISM • Inverse Compton Streuung von Elektronen am interstellaren Photonenfeld

  24. Elektronen in unserer Galaxie • Elektronen und Positronen als Sekundärteilchen aus Pion-Zerfall • Elektronen als beschleunigte Primärteilchen Moskalenko & Strong (1998)

  25. Energieverluste Strong & Moskalenko (1998) nH =nH II =0.01 cm-3

  26. Diffusionsgleichung für Elektronen • Verteilung von Elektronen zwischen E und E+DE: N(E)dE • -(dE/dE) = b(E) Energieverluste (pos) und Gewinne (neg) • Injektionsrate Q(E,t) • Betreten und Verlassen des Volumens durch Diffusion Injektionsrate Elektronen Q(E, t) e e e e e Volumen dV

  27. „Steady-state“ Lösung • Gleichmässige, unendliche Verteilung an Quellen injizieren rel. Elektronen mit dem Spektrum Q(E)= kE-p •  Diffusion unwichtig

  28. Elektronen im ISM • Integriere für N(E)0, E IC, Synchrotron Ionisationsverluste Bremsstrahlung

  29. Änderung des Anfangsspektrums • 1) Ionisationsverluste: N(E)E-(p-1) (flacher um E) • 2) Bremsstrahlung N(E) E-p (unverändert) • 3) IC, Synchrotronverluste N(E) E-(p+1) (steiler um E)

  30. Wechselwirkung geladener Kosmischer Strahlung • Pion Produktion durch hadronische Welchselwirkung (KS und ISM) • Bremsstrahlung von relativistischen Elektronen an Kernen des ISM • Inverse Compton Streuung von Elektronen am interstellaren Photonenfeld

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