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
low
high
e-
e+
high
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 Produktionp+p p + p+p p + +e+ + e ++
p
12
-Meson Zerfall
p+p p + p + -
3,2 Gammaphotonen pro ZerfallEnergie für 3,2 Photonen: E = 0.81 E
13
Pionen Energiespektrum Energie des Pions E
Energie des Protons Ep
x Übertragende Energie vom Proton auf das Pion Inklusiver totaler Wirkungsquerschnitt Grenzenergieübertrag x=m/Ep
p
tinel
pp
EEx
pddpdE
ExF
/
),( 23
3
),(),( pp ExdxdExF
(x,Ep) ausSimulationsrechnungen mit SYBILL, QGSJET …
p+p p +
14
Pionen Energiespektren 0 ~ + ~ - Verteilung – Verteilung jeweils ein (KS) Proton
mit Energien 0.1-103 TeV
Simulation SYBILLals Histogramm
Parametrisierung als glatte Kurve
Kelner,Aharonian & Bugayov(2006)
p+p p +
15
Pionenzerfall: 1.
Energieverteilung der Gammaphotonen Q Pionenspektrum J Anzahl der Photonen NN Gesamtenergien = p
00
0
)()(
2)(
)(2)(
dEEJEdEEQE
dEEQ
EdEEJEQ
E
Beispiel: Potenzgesetz für Pionenspektrum
Laborsystem
p+p p +
16
Pionenzerfall: 2.
m
mmE
mmm
E2
,2
220
220
000 Epp
427.0/1
1
22
00max,
mm
EppEEm
E
Laborsystem
Ruhesystem0
/
)()(E E
dEEJEQ
p+p p +
Beispiel: Potenzgesetz für Pionenspektrum
17
Myonenzerfall: ee
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 E !
EppEEm
E )(1 00max,
p+p p + e
18
Energiespektren aller Sekundärteilchen
Monoenergetisches Pion (neutrales und geladenes haben gleiche Energie)
Aller Verteilungen sind normiert:
1
0
1dxdxdw
K, A & B (2006)
p+p p + ep+p p +
19
Vom Pion zurück zum Proton
J Jp(Ep)
p+p p + ep+p p +
20
KS-Protonenverteilung
J Jp(Ep)
0
exp)(EE
EAEJ p
ppp
21
Sekundärspektren für Protonenverteilung
Parametrisierung bis Ep>0.1 TeV Deltafunktionsnäherung Ep<0.1 TeV
p
pp
pp
EppinelH E
dEE
EE
FEJEcndEdN
,)()(
(ersetze durch e oder für weitere Sekundärspektren)
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
nH =nH II =0.01 cm-3
Strong & Moskalenko (1998)
26
Diffusionsgleichung für Elektronen
Verteilung von Elektronen zwischen E und E+E: N(E)dE
-(dE/dE) = b(E) Energieverluste (pos) und Gewinne (neg)
Injektionsrate Q(E,t) Betreten und Verlassen des
Volumens durch DiffusionVolumen dV
ee e
)()()( ENEbdEd
dtEdN
),( tEQ
InjektionsrateElektronen Q(E, t)
ee
)(2 END
27
„Steady-state“ Lösung
Gleichmässige, unendliche Verteilung an Quellen injizieren rel. Elektronen
mit dem Spektrum Q(E)= kE-p
Diffusion unwichtig
)()( ENEbdEd )(EQ
28
Elektronen im ISM
Integriere für N(E)0, E
)()()( EQENEbdEd
)()1()(
)1(
EbpkEEN
p
23221 8.19ln)( EAEA
cmEA
dtdEEb
e
Ionisationsverluste Bremsstrahlung IC, Synchrotron
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
Top Related