Die Mesonproduktion Photomesonproduktion

(2) Proton-Nukleon Wechselwirkung

SOPHIA Simulation Of PhotoHadronic Interactions in Astrophysics Resonanzen: D(1232), N(1440), N(1520), N(1535), N(1650), N(1680)/ N(1675), D(1905), D(1950)diffraktive Streuung: Vektormeson-Produktion: r:w=9:1Multipionenproduktion: QCD String-Fragmentationsmodell (Lund JETSET 7.4)[Mcke (alias Reimer) et al. (SOPHIA Kollaboration) 2000]

Photon-Kern Prozesse Photopionenproduktion mit Kernen: A + g p+,p-,p0,K,h, folgt der Glauber-Formel: sAg A2/3 spg

ABER: Pionenproduktionsschwellwert in CR-Beschleunigung in astrophysikalischen Plasmen kaum zu erreichen, da Kerne schneller durch Photodisintegration zerstrt werden

Photodisintegration Photodisintegration: A + g A,n,pzB.fr 4He:s~310-27cm2,Schwellenergie10MeV 4He(g,n)3He, 4He(g,p)3H, 4He(g,np)2H - mittlere Energieverlustrate folgt: E-1(dE/dt) = A-1(dA/dt) (Nukleonemission isotrop im Ruhesystem des Kerns!) [Puget et al 1976]

Bethe-Heitler Paarproduktion

Bethe-Heitler Paarproduktion p g p e+ e- QED Proze sBethe sp Ethr=(2me/mp)(mp+me) im p-Ruhesys. Inelastizitt x 2me/mp fr Kerne: Z2/A (dA/dt) dE/dt Anwendungen: UHECR Propagation, AGN Jets, etc.pBethe-HeitlerEnergieverlustlngeWechselwirkungslngeim CMB

Nukleare Resonanzabsorption von g-Strahlen durch Kerne: (unabhngig von Ionisations- und chemischen Zustand!)untersucht baryonische Absorptionsulendichte NH1026cm-2 [Rntgenstrahlen: NH1025cm-2, UV/opt: NH~1021cm-2]N+g4He+g27Al+g[Iyudin, Reimer, Burwitz et al. 2005, A&A]g-Strahlenabsorption in (baryonischer) Materie Pygmy Dipolresonanz @ ~7MeV Riesen-Dipolresonanz @ ~20-30MeV D-Resonanz @ ~325MeV

Die Proton-Proton Wechselwirkung (1)Khlungsproze in kosmischen Objekten, z.B. ISM (nISM~1cm-3) galaktisch diffuse Gammastrahlung

Supernova-berreste (mglicherweise nahe Moleklwolke, ncloud~100cm-3)

massive Sternwinde

- . s = (E)2 (p)2 == 2mp2c4 + 2Ep,1Ep,2(1-b1b2cosQ) Ep,1Ep,2qsthreshold=2mpc2+mp0c2gthr = 1+mp( 2/mp+mp/(2mp2) ) 1.3

Die Proton-Proton Wechselwirkung (2)[Karlsson et al.]

Die Proton-Proton Wechselwirkung (3)

Die Proton-Proton Wechselwirkung (4)Beispiel von Teilchenspektren: Inelastizitt ~ 0.5 Energieverlustrate dE/dt ~ E[Kelner et al. 2006]Jp~Ep-2 exp(-Ep/1PeV)

Anwendung:Gammastrahlung von Supernova-berresten (hadronisches Modell)

Der Ursprung der galaktischen kosmischen Strahlung:Supernova-berreste ?VHE-Gammas aus sekundren Wechselwirkungen:

p: po-Produktion und Zerfall e: Inverse Compton Streuung und Bremsstrahlung untersucht beam-Dichte x Targetdichte

H.E.S.S.-Detektion ring-hnliche Morphologie bei TeVs aufgelst erhhte Emission aus dem westlichen Rand-bereich[Aharonian et al. (HESS-collaboration) 2004]

gembeam dump konvertiert Protonen in n and g n m+n m-m+p+p-e+nee+ e-e+gp0gge-pe+gn

Moleklwolken - Kosmischer beam-dump? erhhte CO-Emission vom NW- & SW-Randbereich CO-Peakemission rumlich mit Rntgenpeaks verbunden Hinweise auf Wechsel-wirkung der Moleklwolke mit westlichen Teil des RingsCO 2.6mmASCA 1-5keV

Supernova beam dumpRX J1713-3946

Leptonisches versus hadronisches Emissionsmodell?Wird GLAST entscheiden?[Funk et al.]

Gibt es eine CR SNR Verbindung ?Mglich .

Ende

Anita Reimer, HEPL & KIPAC, Stanford UniversitySchule fur Astroteilchenphysik, Obertrubach-Brnfels, 10. Oktober 2007Hochenergie-Astrophysik IIIPaarkaskaden: (a) Einfhrung (a) Klassifikation (b) Das Transportgleichungssystem (c) Anwendungen in der Astrophysik: - Paarhalos - Kaskaden in Jets

Paarkaskaden was ist das?

alternierende gg-Paarproduktion und Photonenproduktion (z.B. IC, Synchrotronstrahlung, Bremsstrahlung, etc.)tgg1

Zutaten: Teilchen-/Photonenproduktion & -vernichtung Transport im Medium (Photonen, Materie, Magnetfeld, .)Paarkaskaden - Einfhrung notwendige Bedingung: tgg l/4p 1, l = LsT/(Rmc3) Kompaktheit Also: l > 10 mit l = 2p/3 (L/Ledd) (3Rg/R) Ziel: selbstkonsistente Lsung des Kaskadengleichungssystems

tgg>>1Entwicklung elektromagnetischer PaarkaskadenEffektiver Energietransport von hohen zu niedrigeren Energien!

Betrachte sphrische Region der Gre R gefllt mit weichem Photonen der Leuchtkraft Ls, es=Es/mec2, tgg1, und mit relativistischem e- Population der Intensitt Li.Beispiel(IC Streuung sei auf Thomson-Bereich eingeschrnkt.)tgg11. Generation:IC Streuung: e1~4/3g2es, Paarprod.: g1 ~ e1/22. Generation:IC Streuung: e2~4/3g12es~2g4(2/3es)3, Paarprod.: g4(2/3es)3k. Generation:IC Streuung: ek~2gx(2/3es)x-1, x=2k, Paarprod.: gx(2/3es)x-1Bedingung fr k Paargenerationen und k+1 Photonengenerationen: g > (2/3es)(1-x) , x=2k

Klassifikation(*) (1)Typ-I: komplett lineare Kaskade e-/g-Produktion hauptschlich am externen Feld li < 10 (**) (**) Teilchen-Kompaktheitsparameter li = LisT/(Rmc3)Kompaktheitsparameter des externen Photonenfeldes ls = LssT/(Rmc3) Typ-II: teilweise nicht-lineare Kaskade e-/g-Produktion teilweise an Kaskadenphotonen li > 10 (**) & Li/Ls < 1 (***)ls > 10(*) [nach Svennson 1987]Typ-III: komplett nicht-lineare Kaskade e-/g-Produktion hauptschlich an Kaskadenphotonen li > 10 (**) & Li/Ls > 1 (***)(***) 0.1

Klassifikation(*) (2)(*) [nach Svennson 1987]Saturierung involviert Entweichwahrscheinlichkeit ~ c/R:

SterneStaubCMB[aus: Aharonian et al. 2006]

QuellenzhlungGardner et al. 2001 HSTMadau & Pozzetti 2000 HSTFazio et al. 2004 SpitzerElbaz et al. 2002 ISODole et al. 2006 SpitzerPaarkaskaden im EBL

Paarkaskaden im EBL[aus: Aharonian 2004]

Propagations-Kaskadenspektrum einer TeV-QuelleB = 0Injektionsspektrum: N(E) ~ E-2, 10GeV

Propagations-Kaskadenspektrum einer TeV-Quelle

Propagations-Kaskadenspektrum einer TeV-Quelle

Propagations-Kaskadenspektrum einer TeV-Quelle

Propagations-Kaskadenspektrum einer TeV-Quelle

Propagations-Kaskadenspektrum einer TeV-Quelle

Propagations-Kaskadenspektrum einer TeV-Quelle

Propagations-Kaskadenspektrum einer TeV-Quelle

Propagations-Kaskadenspektrum einer TeV-Quelle

Propagations-Kaskadenspektrum einer TeV-Quelle

Propagations-Kaskadenspektrum einer TeV-QuelleB = 0Injektionsspektrum: N(E) ~ E-2, 10GeV

Anwendungen:(1) Paar-Halos (2) Kaskaden in AGN Jets (hadronisches Modell)

Photonen: geradlinige PropagationgPropagation im intergalaktischen Raume+e-geladene Teilchen: Ablenkung in intergalakt. Magnetfeldern

Das intergalaktische Magnetfeld (IGMF)Ungelste Fragen: Ursprung, Strke, Korrelationslnge des IGMFExperimentelle Grenzen des Magnetfeldes in: Galaxienhaufen (typ. ~1-10mG) - Faraday-Rotationsmessungen von Hintergrundquellen (AGN) - Modellierung von NT Breitbandspektren

Das intergalaktische Magnetfeld (IGMF)Ungelste Fragen: Ursprung, Strke, Korrelationslnge des IGMFExperimentelle Grenzen des Magnetfeldes in: Galaxienhaufen (typ. ~1-10mG) - Faraday-Rotationsmessungen von Hintergrundquellen (AGN) - Modellierung von NT Breitbandspektren

Das intergalaktische Magnetfeld (IGMF)Ungelste Fragen: Ursprung, Strke, Korrelationslnge des IGMF- Paarhalos als Standardkerzen zur Messung vom IGMFExperimentelle Grenzen des Magnetfeldes in: Galaxienhaufen (typ. ~1-10mG) - Faraday-Rotationsmessungen von Hintergrundquellen (AGN) - Modellierung von NT Breitbandspektren

Gamma-strahlenquelleDer Paarhalo-Effekt eine indirekte Methode zur Bestimmung der EBL-Evolution als kosmologische Standardkerzen eine indirekte Methode zur Bestimmung des inter- galaktischen Magnetfeldes

Distance to sourceDer Paarhalo-EffektRelevante SkalenDeflektion der e am IGMF: involviert lgg = mittlere freie Weglnge der Photonen, lIC,syn = le = mittlere freie Weglnge der e, RL = Larmor-Radius, lIGMF = Korrelationslnge des IGMF

Die Bildung von Paarhalos persistente Strukturen, deren nicht-thermische e-Dichte mit der Zeit zunimmt Quellaktivitt >106 Jahre Quellspektrum > TeV B>10-11G in 100Mpc Quell-umgebung

Charakteristika von Paarhaloslgg(E) fllt mit E: Ort der e-Produktion bestimmt durch letzte g-EBL Wechselwirkung Halowinkelgre wchst mit fallender EnergieCharakteristisches Paarkaskadenspektrum kaum abhngig vom Quellspektrum! [aus: Aharonian 2004][aus: Aharonian 2004]

Entwicklung von Paarhalos[aus: Aharonian 2004]

isotrope/auf Beobachter gerichtete Quelle: Halo um Quelle zentriert mi-gerichtet Quelle: Halo elliptisch & verschoben um HalowinkelgrePaarhalos von isotropen und gerichteten Quellen[aus: Aharonian 2004]

B 10-11 GPaarhalos mglich in den groskaligen walls-Strukturen, Galaxienhaufen, . Vermessung von Paarhalos ..zur Abschtzung der EBL Evolution . als Standardkerzen: vermesse Observable I(E), I(q); bestimme daraus Unbekannte uEBL, d

B 10-12.16 GPaarhalos mglich in groskaligen void-Strukturen .. Vermessung von Paarhalos zur Abschtzung des intergalaktischen Magnetfeldes (IGMF)

Abschtzung der intergalaktischen Magnetfeldstrke durch Paarhalos Deflektion der e am Magnetfeld & inverse Compton Emission der e am CMB teilweise in Richtung des Beobachters Beobachter sieht ausgedehnten Halo zentriert um Punktquelle mit Qext(Eg) lggd/d 0.3o/tgg [Eg/TeV]-1/2 [B/10-13G]

B 10-18 GPaarhalos mglich in voids Wechselwirkungswinkel ~mec2/Eg nicht zu vernachlssigen Verbreiterung des Kaskadensignals fhrt zu einer zeitverzgerten Ankunft der Kaskadenphotonen von typischerweise ~Tage

Anwendungen:(1) Paar-Halos(2) Kaskaden in AGN Jets (hadronisches Modell)

leptonische Modelle e+ e - Jets hadronische Modelle e- p JetsEmissionsmodelle fr Blasare

strahlungsdominierte Jets (pg) schwere Jets (pp)

E-PIC [e.g.Atoyan & Dermer 2003] Explosionswellenmodell PIC [Pohl & Schlickeiser 2000; Schuster et al. 2002] p Synchr. [Aharonian 2000] keine Neutrinos !Magnetfeld-strke1 G100 G10 Getc. etc. SPB[Mcke et al. 2000, 2003]Hadronische AGN Jet-Emissionsmodelle [Mannheim 1991, 1993]

interne Photonenfelder (Jet-Synchrotronstrahlung; z.B. PIC, SPB)externe Photonenfelder (reflektierte/direkte Akkretionsscheibenstrahlung, reflektierte Jet-Strahlung, etc.; z.B. E-PIC, HSM)Relevante Emissionsprozesse: - pg-Wechselwirkungen: Mesonprod. g, n Bethe-Heitler e-Produktion: g- Synchrotronstrahlg. geladener Mesonen/Muonen & p g- Synchrotron/Compton-Paarkaskaden g p e nmnm(ne/ne)p0 ggp+g p+e-+e+Hadronische strahlungsdominierte Jet-EmissionsmodelleTargetphotonenfelder fr pg-Wechselwirkungen & Kaskaden sind ...

tgg>>1Kaskadenentwicklung

[Mcke et al. 2000, 2003]Das Synchrotron-Proton-Blazar (SPB) Modell

BeispieleBL LacertaeM 87

Hadronische als auch leptonische Modelle reprsentieren Beobacht-ungen zufriedenstellend; Variabilittsinformation fr Eindeutigkeit. Spektrales Verhalten @GeV-TeVs unterschiedlich fr leptonische & hadronische Modelle. SPB-Modell sagt (sub)TeV-Emission von LBLs voraus, whrend leptonische Modelle ein Abschneiden unterhalb 100 GeV bevorzugen.[Bttcher & Reimer 2004]Leptonisches Modell Entwicklung diagnostischer Beobachtungsmuster zur Bestimmung der JetkompositionHadronisches SPB-ModellBL Lacertae im Nov 2000

in HBLs Proton-Synchrotronverluste dominieren auf Kosten von p- (& n)-Produktion qgn=Lg/Ln~1 in LBLs whrend qgn~1023 in HBLsNeutrino-Emission einzelner Blasare

AGN-Anteil am diffusen n-Hintergrund hauptschlich von Objecten mit intrinsisch dichten Targetphotonenfeldern (FSRQs, LBLs )ABER: groe Unsicherheiten im vorhergesagten absoluten diffusen n-Flu vorhergesagte n-Flsse unterhalb aller derzeitigen MessungenDiffuser Neutrinohintergrund von AGNp-Produktion durch hadronische (pp- oder) pg-Wechselwirk.& darauffolgende p e nmnm(ne/ne)

Ende

-Lambda_gg = Distanz, die ein Photon propagaiert bis es zu einem e^+- konvertiert wird-Fingerzeig einer Kaskadenquelle sind charakteristisches Spektrum & I(theta)!!!!!Lambda/mum = 10^6/0.8*hc*E/TeVcharakterisches Spektrum und WinkelverteilungQuellspektrum: alpha=1.5, 1.8, 1.9, 2.0 Standardspektrum voll entwickelter PaarkaskadenTypisches Kaskadenspektrum: hart (alpha=1.5) bei kleinen E, graduelle Versteilerung zu E^-2 in Uebergangsregion, die dann zum cutoff bei grossen Energien fuehrtNeronov et al. 2007