Astrofísica de Altas Energías: Procesos Físicos

1. Astrofísica de Altas Energías:Procesos Físicos Xavier Barcons Instituto de Física de Cantabria (CSIC-UC) Astrofísica de Altas Energías - I

2. ¿Qué vemos? Astrofísica de Altas Energías - I

3. La atmósfera terrestre y los observatorios Astrofísica de Altas Energías - I

4. keV MeV GeV TeV UV Opt MIR Delos rayos X a los rayos  muy energéticos Astrofísica de Altas Energías - I

5. Los mensajeros • Radiación electromagnética: • Rayos X • Rayos γ • Rayos cósmicos • Neutrinos • Ondas Gravitatorias Astrofísica de Altas Energías - I

6. Flujo Acelerador humano más potente Energía [eV] Rayos cósmicos • Composición: 99% núcleos atómicos • Energías: 12 órdenes de magnitud • Flujo: entre 1/m2/s y 1/km2/año Astrofísica de Altas Energías - I

7. Procesos físicos • Ciclotrón y sincrotrón • Radiación de frenado • Efecto Compton • Creación y aniquilación de pares • Radiación de átomos e iones • Absorción atómica • Radiación por núcleos atómicos • Creación y desintegración de piones Astrofísica de Altas Energías - I

8. Algunos fundamentos Radiación de cargas en movimiento: fórmula de Larmor Beaming relativista Astrofísica de Altas Energías - I

9. Radiación ciclotrón • Partícula moviéndose en un campo magnético • Frecuencia de giro: • Potencia radiada • Espectro discreto, frecuencia υB. Astrofísica de Altas Energías - I

10. Radiación sincrotrón 1. • Electrones relativistas en un campo magnético: • Armónicos de órden superior de υB • Beaming relativista • Efecto Doppler: υobs ≈ γ2υem 2. 3. Astrofísica de Altas Energías - I

11. Radiación sincrotrón: espectro Único γ N(γ) = const γ-p Auto- absorción υ5/2 υ –(p-1)/2 Astrofísica de Altas Energías - I

12. Radiación de frenado (Bremsstrahlung) Concepto básico Espectro Frecuencia de corte ω0=v/2b • Desvío de la trayectoria de electrones al pasar cerca de un ión v b Astrofísica de Altas Energías - I

13. Bremsstrahlung térmico Electrones a temperatura T d  Z2 ni ne T-1/2 g(,T) e-/kT dV d d = 1.43 10-41 Z2 T1/2 ni ne g(T) erg cm-3 s-1 dt dV  (1+(kT/mc2)) (corrección relativista) Astrofísica de Altas Energías - I

14. Efecto Compton • Interacción elástica entre electrones y fotones Efecto Thomson hυ << mc2 • Efecto Compton • Directo hυ > Eelec • Inverso hυ < Eelec Astrofísica de Altas Energías - I

15. Scattering Thomson Interacción entre radiación y electrones sin intercambio de energía • Potencia dispersada por el electrón • Proceso ineficiente para electrones relativistas (Klein-Nishina) d = T c U dt Astrofísica de Altas Energías - I

16. Efecto Compton Directo Inverso Electrón relativista Potencia total radiada por efecto Compton • Electrón inicialmente en reposo Ein Eout~ 2 Ein Eout= 1+Ein/mc2(1-cos ) d =(4/3) T c U (v/c)22 dt Astrofísica de Altas Energías - I

17. Comptonización (I) En cada colisión Compton de un fotón con electrones a temperatura T se intercambia una energía • Profundidad Compton • Número de colisiones Compton por fotón: • Ncol = τT si τT < 1 • Ncol= τT2 si τT > 1 Parámetro de Comptonización: Astrofísica de Altas Energías - I

18. Comptonización (II) • La radiación que incide sobre un medio Compton-grueso adquiere un espectro de Bose-Einstein: • Planck si se establece equilibrio radiación-materia • Wien en otro caso υ3 e-hυ/kT Astrofísica de Altas Energías - I

19. Enfriamiento Compton Los electrones pierden energía por efecto Compton • Soluciones estacionarias: • Q(γ) monoenergética o • Q(γ) ≈ γ-Γ, con Γ<1 • Q(γ)≈γ-Γ, con Γ>1 • Ecuación maestra: • N(γ,t), distribución de electrones • Q(γ), tasa de inyección de electrones • dγ/dt, enfriamiento Astrofísica de Altas Energías - I

20. Pares electrón positrón Condición energética Compacidad Para que se creen pares electrón-positrón, la fuente debe ser compacta: Astrofísica de Altas Energías - I

21. Transiciones atómicas en Astrofísica • Por debajo de 108 K algunos átomos no están completamente ionizados y aparecen transiciones atómicas • Libre-libre (contínuo) • Ligado-libre (fotoionización, umbrales de absorción) • Ligado-ligado (líneas de emisión y absorción) • Probablilidad de transición mediante transiciones E1: M1:M2 en razón a 1:10-5:10-8 • En condiciones de laboratorio, sólo se observan transiciones dipolares eléctricas o permitidas • En condiciones de muy baja densidad (astrofísica), se observan también líneas de emisión prohibidas. Astrofísica de Altas Energías - I

22. Emisión en átomos e iones Astrofísica de Altas Energías - I

23. Generación de líneas de emisión Recombinación Fluorescencia Caída de un electrón a un hueco en capa interno Compite con efecto Auger (Fe muy “fluorescente”) • Electrón libre a electrón ligado • Puede venir acompañada de un continuo Astrofísica de Altas Energías - I

24. Modelos de plasmas astrofísicos Astrofísica de Altas Energías - I

25. Absorción fotoeléctrica Sección eficaz: LL ( )3 Z4 cm2 for >LL abs()7.8 10-18  n5 OVII K: 0.739 keV OVIII K: 0.874 keV Fe I K: 7.1 keV Astrofísica de Altas Energías - I

26. Procesos de emisión γ • Transiciones nucleares ligado-ligado • Aniquilación materia-antimateria • Desintegración de piones Astrofísica de Altas Energías - I

27. Resumen Astrofísica de Altas Energías - I

28. Procesos físicos Astrofísica de Altas Energías - I