Astrofísica de Altas Energías: Procesos Físicos Xavier Barcons Instituto de Física de Cantabria (CSIC-UC) Huesca, 5/11/2008 Santander, Asociación Astronómica de Cantabria, 3/2/2009 TOA - Curso 2010/2011 Astrofísica de Altas Energías - I

Astrofísica de Altas Energías - I ¿Qué vemos? TOA - Curso 2010/2011 Astrofísica de Altas Energías - I

La atmósfera terrestre y los observatorios TOA - Curso 2010/2011 Astrofísica de Altas Energías - I

De los rayos X a los rayos  muy energéticos keV MeV GeV TeV UV MIR Opt TOA - Curso 2010/2011 Astrofísica de Altas Energías - I

Astrofísica de Altas Energías - I Los mensajeros Radiación electromagnética: Rayos X Rayos γ Rayos cósmicos Neutrinos Ondas Gravitatorias TOA - Curso 2010/2011 Astrofísica de Altas Energías - I

Rayos cósmicos Composición: 99% núcleos atómicos Energías: 12 órdenes de magnitud Flujo: entre 1/m2/s y 1/km2/año Flujo Acelerador humano más potente Energía [eV] TOA - Curso 2010/2011 Astrofísica de Altas Energías - I

Astrofísica de Altas Energías - I 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 TOA - Curso 2010/2011 Astrofísica de Altas Energías - I

Astrofísica de Altas Energías - I Algunos fundamentos Radiación de cargas en movimiento: fórmula de Larmor Beaming relativista TOA - Curso 2010/2011 Astrofísica de Altas Energías - I

Astrofísica de Altas Energías - I Radiación ciclotrón Partícula moviéndose en un campo magnético Frecuencia de giro: Potencia radiada Espectro discreto, frecuencia υB. TOA - Curso 2010/2011 Astrofísica de Altas Energías - I

Astrofísica de Altas Energías - I Radiación sincrotrón Electrones relativistas en un campo magnético: Armónicos de órden superior de υB Beaming relativista Efecto Doppler: υobs ≈ γ2υem 1. 2. 3. TOA - Curso 2010/2011 Astrofísica de Altas Energías - I

Radiación sincrotrón: espectro Único γ N(γ) = const γ-p Auto- absorción υ5/2 υ –(p-1)/2 TOA - Curso 2010/2011 Astrofísica de Altas Energías - I

Radiación de frenado (Bremsstrahlung) Concepto básico Espectro Desvío de la trayectoria de electrones al pasar cerca de un ión Frecuencia de corte ω0=v/2b v b TOA - Curso 2010/2011 Astrofísica de Altas Energías - I

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) TOA - Curso 2010/2011 Astrofísica de Altas Energías - I

Astrofísica de Altas Energías - I Efecto Compton Interacción elástica entre electrones y fotones Efecto Thomson hυ << mc2 Efecto Compton Directo hυ > Eelec Inverso hυ < Eelec TOA - Curso 2010/2011 Astrofísica de Altas Energías - I

Scattering Thomson Potencia dispersada por el electrón 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 TOA - Curso 2010/2011 Astrofísica de Altas Energías - I

Astrofísica de Altas Energías - I Efecto Compton Directo Inverso Electrón inicialmente en reposo Electrón relativista Potencia total radiada por efecto Compton Ein Eout~ 2 Ein Eout= 1+Ein/mc2(1-cos ) d =(4/3) T c U (v/c)2 2 dt TOA - Curso 2010/2011 Astrofísica de Altas Energías - I

Astrofísica de Altas Energías - I 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: TOA - Curso 2010/2011 Astrofísica de Altas Energías - I

Astrofísica de Altas Energías - I 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 TOA - Curso 2010/2011 Astrofísica de Altas Energías - I

Astrofísica de Altas Energías - I 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 TOA - Curso 2010/2011 Astrofísica de Altas Energías - I

Pares electrón positrón Condición energética Compacidad Para que se creen pares electrón-positrón, la fuente debe ser compacta: TOA - Curso 2010/2011 Astrofísica de Altas Energías - I

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. TOA - Curso 2010/2011 Astrofísica de Altas Energías - I

Emisión en átomos e iones Tipo Proceso Descripción Línea de emisión Ligado-ligado Un electrón ligado baja a un nivel de menor energía Contínuo de emisión Recombinación radiativa libre-ligado Captura de un electrón libre hacia un estado ligado Recombinación dielectrónica Captura de un electrón libre, estado doblemente excitado Contínuo a dos fotones Emisión simultánea de dos fotones desde un estado metaestable TOA - Curso 2010/2011 Astrofísica de Altas Energías - I

Generación de líneas de emisión Recombinación Fluorescencia Electrón libre a electrón ligado Puede venir acompañada de un continuo Caída de un electrón a un hueco en capa interno Compite con efecto Auger (Fe muy “fluorescente”) TOA - Curso 2010/2011 Astrofísica de Altas Energías - I

Modelos de plasmas astrofísicos Equilibrio de ionización ni Densidad de iones con estado de carga i ne Densidad de electrones libres Ci Tasa de ionización pos colisiones αi Tasa de recombinaciones βi Tasa de fotoinizaciones Modelo τ Inonización Ejemplos Coronal <<1 Colisiones Corona solar, restos de SN Nebular <1 Fotoionización Galaxias Activas Opaco >>1 Interiores estelares TOA - Curso 2010/2011 Astrofísica de Altas Energías - I

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 TOA - Curso 2010/2011 Astrofísica de Altas Energías - I

Astrofísica de Altas Energías - I Procesos de emisión γ Transiciones nucleares ligado-ligado Aniquilación materia-antimateria Desintegración de piones TOA - Curso 2010/2011 Astrofísica de Altas Energías - I

Astrofísica de Altas Energías - I Resumen Mensajero # fuentes Comentarios Rayos X (0.1-40 keV) 300.000 Gas caliente, acreción Rayos γ blandos (< 10 GeV) 1.000 Sincrotrón, transiciones nucleares, choques Rayos γ duros (TeV) 100 Aceleración de partículas cargadas Rayos Cósmicos ? ¿Galaxias activas? Neutrinos 1 Sol (+ Supernovas, etc.) Ondas gravitatorias Colapso gravitatorio, colisiones TOA - Curso 2010/2011 Astrofísica de Altas Energías - I

Astrofísica de Altas Energías - I Procesos físicos Proceso Ingredientes, comentarios Ciclotrón Electrones, campos magnéticos Sincrotrón Electrones relativistas, campos magnéticos Bremsstrahlung Gas ionizado > 106K Efecto Compton Electrones energéticos y fotones Pares Fotones > 1 MeV y fuente compacta Líneas de emisión atómicas Iones a < 108. Excitación por fotoionización y colisiones. Línes de emisión nucleares Creación de isótopos inestables o metaestables Desintegración de partículas Creación de partículas inestables por núcleos energéticos TOA - Curso 2010/2011 Astrofísica de Altas Energías - I