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Astrofísica de Altas Energías:
Procesos Físicos
Xavier Barcons
Instituto de Física de Cantabria (CSIC-UC)
TOA - Curso 2010/2011
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
GeV
MeV
TeV
UV Opt MIR
1E+02
1E+04
1E+06
1E+08
1E+10
1E+12
1E+14
Photon energy (eV)
TOA - Curso 2010/2011
Astrofísica de Altas Energías - I
Los mensajeros
• Radiación
electromagnética:
– Rayos X
– Rayos γ
• Rayos cósmicos
• Neutrinos
• Ondas Gravitatorias
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Astrofísica de Altas Energías - I
Rayos cósmicos
Flujo
• Composición: 99%
núcleos atómicos
• Energías: 12 órdenes de
magnitud
• Flujo: entre 1/m2/s y
1/km2/año
Acelerador
humano más
potente
Energía [eV]
TOA - Curso 2010/2011
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
Algunos fundamentos
Radiación de cargas en
movimiento: fórmula de
Larmor
2 
2






dE 2q 6
 3  a  v /c  a  

 
dt 3c

2

1
1  v /c 
2
Beaming relativista
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Astrofísica de Altas Energías - I
Radiación ciclotrón
• Partícula
moviéndose en un
campo magnético
• Frecuencia de giro:
• Potencia radiada
• Espectro discreto,
frecuencia υB.
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Astrofísica de Altas Energías - I
Radiación sincrotrón
• Electrones
relativistas en un
campo magnético:
1.
1. Armónicos de órden
superior de υB
2. Beaming relativista
3. Efecto Doppler:
υobs ≈ γ2υem
2.
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3.
Astrofísica de Altas Energías - I
Radiación sincrotrón: espectro
Único γ
N(γ) = const γ-p
Autoabsorción
υ5/2
υ
1
–(p-1)/2
F(x)
0.8
0.6
0.4
0.2
0
0
1
2
3
4
5
6
x
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Astrofísica de Altas Energías - I
Radiación de frenado
(Bremsstrahlung)
Concepto básico
• Desvío de la trayectoria de
electrones al pasar cerca
de un ión
Espectro
• Frecuencia de corte
ω0=v/2b
v
b
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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
dt dV
= 1.43 10-41 Z2 T1/2 ni ne g(T) erg cm-3 s-1
 (1+(kT/mc2)) (corrección relativista)
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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
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Astrofísica de Altas Energías - I
Scattering Thomson
Interacción entre radiación y electrones
sin intercambio de energía
• Potencia dispersada
por el electrón
d
dt
• Proceso ineficiente
para electrones
relativistas (KleinNishina)
= T c U
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Astrofísica de Altas Energías - I
Efecto Compton
Directo
• Electrón inicialmente en
reposo
Eout=
Inverso
• Electrón relativista
Ein
1+Ein/mc2(1-cos )
Eout~ 2 Ein
• Potencia total radiada por
efecto Compton
d
dt
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=(4/3) T c U (v/c)2 2
Astrofísica de Altas Energías - I

Comptonización (I)
En cada colisión Compton de
un fotón con electrones a
temperatura T se
intercambia una energía
E 4kT  E

2
E
mc
Parámetro de
Comptonización:

kT
y
2 N col
mc
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Profundidad Compton
 T  T
 n dl
e
Número de colisiones
Compton por fotón:
•Ncol = τT si τT < 1
•Ncol= τT2 si τT > 1
E out  e E in
4y
Astrofísica de Altas Energías - I
Comptonización (II)
• La radiación que incide
sobre un medio
Compton-grueso
adquiere un espectro de
Bose-Einstein:
υ3 e-hυ/kT
– Planck si se establece
equilibrio radiaciónmateria
– Wien en otro caso
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Astrofísica de Altas Energías - I
Enfriamiento Compton
Los electrones pierden
energía por efecto Compton
d
  2
dt
Ecuación maestra:
•N(γ,t), distribución de
electrones
•Q(γ), tasa de inyección de
electrones
•dγ/dt, enfriamiento
N 

t 
d  
 N  Q( )
dt  
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Soluciones estacionarias:
• Q(γ) monoenergética o
Q(γ) ≈ γ-Γ, con Γ<1
N( )  
2
•Q(γ)≈γ-Γ, con Γ>1
N( )  
1

Astrofísica de Altas Energías - I
Pares electrón positrón
Condición energética
1
2
E1E 2 
 mc
Compacidad
  n e
2
0.2

0.05
(E1*E2)**(1/2) (MeV)
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4.
8
4.
5
4.
2
3.
9
3.
6
3
3.
3
2.
7
2.
4
2.
1
1.
8
1.
5
1.
2
0.
9
0
0.
6
Sección Eficaz
0.25
0.1
e
R 1
Para que se creen pares
electrón-positrón, la
fuente debe ser
compacta:
0.3
0.15
 
LT
l 
3  60
Rmc
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.
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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
Línea de emisión
Recombinación
dielectrónica
Captura de un electrón libre,
estado doblemente excitado
Contínuo de
emisión
Contínuo a dos fotones
Emisión simultánea de dos
fotones desde un estado
metaestable
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Astrofísica de Altas Energías - I
Generación de líneas de emisión
Recombinación
• Electrón libre a electrón
ligado
• Puede venir acompañada
de un continuo
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Fluorescencia
• Caída de un electrón a un
hueco en capa interno
• Compite con efecto Auger
(Fe muy “fluorescente”)
Astrofísica de Altas Energías - I
Modelos de plasmas astrofísicos
Equilibrio de ionización
Modelo
τ
Coronal
<<1 Colisiones
Densidad de electrones
libres
Corona solar,
restos de SN
Nebular
<1
Ci
Tasa de ionización pos
colisiones
Galaxias
Activas
Opaco
>>1 Colisiones
αi
Tasa de recombinaciones
βi
Tasa de fotoinizaciones
ni
Densidad de iones con
estado de carga i
ne
Inonización
Fotoionización
Ejemplos
Interiores
estelares
Ci ni ne  i ni  i nii ne
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Astrofísica de Altas Energías - I
Absorción fotoeléctrica
Sección eficaz:
(
abs()7.8 10-18
)
LL 3

OVII K: 0.739 keV
OVIII K: 0.874 keV
Fe I K: 7.1 keV
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Z4 cm2 for >
LL
5
n
Astrofísica de Altas Energías - I
Procesos de emisión γ
• Transiciones
nucleares ligadoligado
• Aniquilación
materia-antimateria
• Desintegración de
piones
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Astrofísica de Altas Energías - I
Resumen
Mensajero
Rayos X (0.1-40 keV)
Rayos γ blandos (< 10
GeV)
Rayos γ duros (TeV)
# fuentes
Comentarios
300.000 Gas caliente, acreción
1.000 Sincrotrón, transiciones
nucleares, choques
100 Aceleración de partículas
cargadas
Rayos Cósmicos
? ¿Galaxias activas?
Neutrinos
1 Sol (+ Supernovas, etc.)
Ondas gravitatorias
0 Colapso gravitatorio,
colisiones
TOA - Curso 2010/2011
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 Creación de isótopos inestables o metaestables
nucleares
Desintegración
de partículas
Creación de partículas inestables por núcleos energéticos
TOA - Curso 2010/2011
Astrofísica de Altas Energías - I