Promieniowanie synchrotronowe Bożena Czerny
Centrum Astronomiczne im. M. Kopernika Warszawa
Natura zjawiska
przyspieszająca/hamująca cząstka naładowana wysyła promieniowanie
elektromagnetyczne
konkretniej: cząstka w polu magnetycznym porusza się ‘po kole’ i to specyficzne
promieniowanie
elektromagnetyczne nazywamy promieniowanie cyklotronowym
a jeżeli na dodatek cząstka ma prędkość bliską prędkości
światła, to taką emisję astronomowie nazywają promieniowaniem
synchrotronowym.
Teoria zjawiska znana
od 100 lat.
Synchrotron dla polskich fizyków
makieta
To urządzenie będzie za parę lat
produkowało emisję synchrotronową dla polskich fizyków „na życzenie”...
Stanie w Krakowie (UJ).
Synchrotron dla polskich astronomów
Działa już. Prosto z nieba, leci do nas promieniowanie synchrotronowe, wystarczy je łapać.
Ma swoje zalety:
• produkcja za darmo, tylko koszty rejestracji
• jest przepiękne
I ma swoje wady:
• trzeba się go naszukać
• nie można tego regulować
• nie zawsze nawet wiemy, czy to jest to
Wycieczka w kosmos, tropem
promieniowania synchrotronowego
Plan wycieczki:
• okolice Ziemi
• Słońce
• Jowisz
• gwiazdy
• centrum naszej Galaktyki
• odległe galaktyki
• błyski gamma
Posumowanie, czyli parametry promieniowania synchrotronowego w akceleratorach i w kosmosie.
Okolice Ziemi – pasy Van Allena
Pierwsza sugestia emisji synchrotronowej z pasów Van Allena to rok 1959 (R.B. Dyce), detekcja wkrótce potem, ale tylko niewielka część emisji ma taki charakter.
W okresie przemagnesowywania Ziemi bywa zapewne widoczne w różnych szerokościach geograficznych.
Wikipedia
Korona słoneczna - rozbłyski
Silva et al. 2007, Solar Physics, 245, 311; RHESSI + sub-mm (SST) Hinode – X-ray Telescope
Argumenty za synchrotronowym charakterem emisji:
Kolejność prac:
• pierwsza detekcja promieniowania sub-mm (powyżej 200 GHz) z rozbłysków słonecznych Trottet et al. 2002
• dalsze badania tej emisji oraz emisji rentgenowskiej: dyskusja: promieniowanie hamowania vs. Synchrotron
• jednoczesne monitorowanie w zakresie sub-mm (SST) oraz
rentgenowskim (satelita RHESSI) oraz detekcja w zakresie mikrofal (Ovens Valley Solar Array-OVRO)
• modelowanie widma w funkcji czasu wykazało synchrotronowy charakter emisji (B = 4500 G, n = 1.7e12/cm3
Silva et al. 2007
Jowisz
Jowisz, podobnie jak Ziemia, ma silne
dipolowe pole magnetyczne. Wokół planety istnieją pasy radiacyjne z relatywistycznymi elektronami. Pole magnetyczne 4 – 14
Gauss, silniejsze na biegunach.
Zdjęcie Jowisza, sonda Cassini
Schemat magnetosfery Jowisza
Jowisz
Pomiary
promieniowania synchrotronowego przez sondę Cassini, na częstości 13.8 GHz, energie elektronów do 50 MeV. Emisja ma charakter
synchrotronowy, mechanizm
przyspieszania cząstek –
oddziaływania z falami plazmowymi.
Bolton et al. 2001 Mapy polaryzacji liniowej poziomej (z lewej) i pionowej (z
prawej), otrzymane przy pomocy 4-m anteny Cassiniego, zasadniczo służącej do komunikacji z satelitą.
Gwiazdy: polary
Białe karły to gwiazdy bardzo gęste, o masie ok. 0.6 masy Słońca, a rozmiaru Ziemi
(średnicy około 5 000 km). Źródłem ciśnienia są w nich
zdegenerowane elektrony.
Białe karły wykrywamy przede wszystkim w układach podwójnych – układach dwóch
bliskich sobie gwiazd – z wymianą masy.
Białe karły z silnym polem magnetycznym to polary.
Wizja artysty – obserwacyjnie widać tylko widmo promieniowania, obiekty są za małe.
Polary
Spolaryzowana emisja radiowa AM Her po raz pierwszy zaobserwowana przez Chanmugama & Dulka (1982). Typowe pola
magnetyczne: 10^6 – 10^7 Gauss.
1994 – przegląd polarów,
teleskop Jodrell Bank (Pavelin et al.), 5 MHz, tylko 5 detekcji.
Charakter emisji wnioskowany na podstawie zmienności
(rozbłyski). Emisja albo z białego karła, albo z okolic towarzysza...
Komplementarne obserwacje – japoński satelita rentgenowski Suzaku (Terrada et al. 2008).
Widać okres rotacji białego karła. Z czterech rozważanych mechanizmów emisji (synchrotron, nietermiczne promieniowanie hamowania, promieniowanie krzywiznowe, odwrotny efekt
Comptona autorzy faworyzują synchrotron w zakresie twardych X. Gamma ok. 10^4.
Gwiazdy: pulsary
Pulsary to gwiazdy neutronowe (masa = 1 masa Słońca, promień = 10 km,
podtrzymywane ciśnieniem zdegenerowanych neutronów) o bardzo silnym polu
magnetycznym, ok.. 10^12 Gaussa.
Rotując, wysyła skolimowaną wiązkę promieniowania w zakresie radiowym.
Jeden z pulsarów (PSR 1257+12) posiada planety – to pierwsze odkryte
planety pozaziemskie (A.
Wolszczan).
Pulsary
Profile pulsarów, D.J. Thompson(NASA/GSFC Dwa mechanizmy emisji są rozważane:
promieniowanie synchrotronowe i
promieniowanie krzywiznowe. Czynnik Lorentza elektronów ponad 10^7 (Abdo et al., 2010,
satelita Gamma FERMI). Wydaje się, że
przynajmniej powyżej 100 MeV dominuje prom.
krzywiznowe.
FERMI
Gwiazdy: mikrokwazary
To gwiazdy neutronowe w układach podwójnych z wymianą masy.
Świecą w szerokim zakresie widmowym, przede wszystkim w X.
Akrecja na zwarty obiekt powoduje powstawanie dżetu.
Picture by Rob Hynes
Mikrokwazary
Sekwencja obserwacji obiektu GRS 1915+105 (Mirabel &
Rodriguez ) przy pomocy radioteleskopu VLA.
Ekspansja 'nadświetlna'.
Emisja 100 % synchrotron w zakresie radiowym.
VLA, new Mexico, USA
Pozostałości po supernowych:
najpiekniejszy synchrotron
Mechanizm: zapaść/rozerwanie gwiazdy po wyczerpaniu paliwa termojądrowego
Mgławica Krab
Pozostałość po supernowej , która rozbłysła w 1054 roku.
Zasięg wybuchu to obecnie około 10 lat świetlnych,
prędkość wyrzutu materii około 1800 km/s.
Emisja ma charakter
synchrotronowy, elektrony przyspieszane są w pobliżu pulsara do ogromnych
prędkości, a następnie poruszają się w polu
magnetycznym mgławicy.
Obraz z Teleskopu Kosmicznego Hubble'a (optyka)
Pozostałości po supernowych:
zakres energetyczny
Najwyższe energie to inny mechanizm (IC ? Hadrony ?). Modelowanie utrudnia przerwa energetyczna w pomiarach w zakresie gamma pomiędzy pomiarami satelitarnymi (n.p.
Fermi) i naziemnymi (np.HESS).
1 keV – 1017 Hz 1 MeV – 1020 Hz 1 GeV – 1023Hz 1 TeV – 1026 Hz
Supernowa Keplera
Wybuchła 400 lat temu, zaobserwowana przez Keplera
Obserwacje teleskopem Chandra 8.7 dnia!:
Zdjęcie teleskopem Chandra (zakres rentgenowski)
Kolor niebieski – twarde X, emisja synchrotronowa, czerwony I zółty – spory dodatek emisji linii żelaza I tlenu.
SN 1987A w sąsiedniej galaktyce - Wielkim Obłoku Magellana
W 1987 gwiazda eksplodowała w Wielkim Obłoku Magellana.
W 1994 Teleskop Kosmiczny Hubble'a wykonał zdjęcia
wyekspandowanej pozostałości po wybuchu. W centrum nie wykryto na razie pulsara.
Kilkanaście neutrin z tego
obiektu zostało zarejestrowane (m.in. przez Kamiokande) na ok. 2 godziny przez
rozbłyskiem optycznym.
Gdyby te neutrina były tak szybkie jak te z Gran Sasso, powinny przybyć na 3.3 roku przed błyskiem optycznym....
Teleskop Hubble'a, zakres optyczny
Supernowa w sąsiedniej galaktyce –
Małym obłoku Magellana
Supernowa Sgr A East
Także obserwacja teleskopem Chandra (zakres rentgenowski)
Centrum Naszej Galaktyki – Mlecznej Drogi, widoczne na
niebie w gwiazdozbiorze Strzelca.
Centrum Galaktyki
Supermasywna czarna dziura, otoczona
gwiazdami oraz gazem/plazmą
Z ruchu gwiazd:
M = 4.1 10^6 mas Słońca
Widok w podczerwieni teleskop Magellan)
Centrum Galaktyki
Mościbrodzka et al. 2009, modelowe obrazy na 230 GHz zgodne z ograniczeniami obserwacyjnymi
Emisja z bezpośrednich okolic czarnej
dziury została odkryta mniej niż 10 lat temu Opadająca materia świeci, modelowanie wskazuje na charakter synchrotronowy w zakresie radia i sub-mm.
Event Horizon Telescope zobaczy ten obraz.
Ośrodek międzygwiazdowy
Ośrodek ten jest wypełniony:
Promieniowaniem kosmicznym (elektrony, pozytrony, protony,
cięższe jądra)
Polem magnetycznym
Gazem i pyłem
Promieniowanie kosmiczne – cały zakres energetyczny;
www.physics.utah.edu/~whanlon/spectrum.html
Promieniowanie kosmiczne – najwyższe energie
www.physics.utah.edu/~whanlon/spectrum.html Cząstki oddziałują z międzygwiazdowym i
międzygalaktycznym polem magnetycznym:
świecenie sychrotronowe, odwrotny efekt Comptona, zakrzywienie toru cząstek.Tory cząstek stają się prostoliniowe i wskazują na źródło dopiero powyżej 10^20 eV.
Bliskie galaktyki
Galaktyka spiralna NGC 4501
(odległość 19.5 Mpc) – zdjęcie optyczne
NGC 4501 - mapa radiowa (sieć
teleskopów VLA; Vollmer, Soida ... 2010)
Synchrotronowy charakter: polaryzacja w całej próbce 8 galaktyk od 10 do 40
procent.
Bliskie galaktyki
Mapa radiowa Anten – Chyży & Beck 2004;
pole magnetyczne podążyło za rozkładem materii, jest silne ale nieregularne 10 – 30 mikrogaussów
Anteny – dwie zderzające się galaktyki. Tak może wyglądać spotkanie Mlecznej drogi z Galaktyką Andromedy za parę miliardów lat...
Galaktyki na kosmologicznych odległościach
Teleskop kosmiczny Hubble’a: Ultra Deep Field; najdalsze galaktyki (6 <z<10) ledwo widoczne. Optyka/IR: gwiazdy, gaz i pył.
Możliwości badania emisji synchrotronowej:
Galaktyki aktywne (kwazary)
W tym:
Galaktyki radiowo głośne: mapy i widmo promieniowania.
Galaktyki radiowo ciche: widmo promieniowania
Radiowo głośne
kwazary/radiogalaktyki
Emisja radiowa takich obiektów to praktycznie w 100 % promieniowanie synchrotronowe.
3C 175 Z = 0.77
Rozmiar tego radiożródła – ok.
150 kpc (rozmiar galaktyki to typowo 30 kpc).
Radiowo głośne
kwazary/radiogalaktyki
Keel et al. 2003
Złożenie obrazu radiowego i optycznego
Promieniowanie synchrotronowe blazarów – zakres długości fal
Jeżeli dżet jest skierowany do nas
(obserwatora), to źródło często widzimy jako prawie punktowe, ale za to silnie zmienne. Wtedy prowadzi się kampanie obserwacyjne widma promieniowania.
Dla cząstek ultrarelatywistycznych bardzo szeroki zakres widmowy
emitowanego promieniowania, od radia przez optykę do zakresu
rentgenowskiego
Aleksic et al. 2010
Skąd się biorą relatywistyczne cząstki?
(I) Przyspieszanie w polu elektrycznym (rekoneksje pól magnetycznych)
Zmienne pole magnetyczne generuje pole
elektryczne. Dokładny mechanizm rekoneksji pól nie jest jeszcze znany, duży postęp dzięki
obserwacjjom Słońca, m.in. przez Solar Dynamic Observatory
(II) Przyspieszanie w falach uderzeniowych F = qE
