Astrofísica de altas energías
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- Antonio Soriano Guzmán
- hace 6 años
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1 Astrofísica de altas energías 1934: W. Baade y F. Zwicky sugieren que las explosiones de supernovas son las fuentes de los rayos cósmicos. 1949: E. Fermi sugiere (aplicando ideas de H. Alfven) que los RC pueden ser acelerados a través de sus interacciones con las irregularidades de los campos magnéticos interestelares. 1964: V.L. Ginzburg and S.I. Syrovatskii desarrollan el modelo básico del origen de los RCG. 1966: K. Greisen y, independientemente, G.T. Zatsepin y V.A. Kuzmin predicen el límite superior de la energía del espectro de RC (límite GZK). 1977: Independientemente 4 grupos: G.F. Krymsky, I. Axford et al., A.R. Bell, R.D. Blanford y J.P. Ostriker sugieren que los RC se aceleran por el mecanismo de Fermi en las ondas de choque de las supernovas en un medio interestelar denso. J. Medina Astrofísica de altas energías : W. Baade y F. Zwicky SN fuentes de RC. 1949: E. Fermi origen difuso de los RC apoyado por el espectro de energía. 1964: V.L. Ginzburg and S.I. Syrovatskii vuelven a las SN. 1977: G.F. Krymsky, I. Axford et al. A.R. Bell, R.D. Blanford y J.P. Ostriker fuentes SN y aceleración en SNR. J. Medina Astrofísica de altas energías 2 1
2 Modelo galáctico: la RC se forma en la galaxia y queda atrapada en ella de una forma cuasiestacionaria. Modelo disco: RC queda atrapada en el disco galáctico radio medio de cm densidad de 1 cm -3 volumen de confinamiento de cm 3 Modelo halo: regiones fuente situadas en el disco RC quedaría atrapada: zona casi esférica de radio cm elipsoide de radio medio de cm volumen de cm 3 densidad 0,3 cm -3 las regiones fuentes deben estar rodeadas por una zona de densidad de RC alta, y la transición al halo se realizara en zonas alejadas de las fuentes J. Medina Astrofísica de altas energías 3 Las SN son capaces de producir la potencia energética necesaria para mantener la que tiene la RC? Una SN emite J en forma de RC aproximadamente Una SN sucede en nuestra galaxia cada 30 años aproximadamente La potencia de inyección será del orden de J/s Compatible con los J/s de la RC J. Medina Astrofísica de altas energías 4 2
3 1957 B 2 FH nucleosíntesis J. Medina Astrofísica de altas energías 5 nucleosíntesis: combustión del H cadena protón-protón J. Medina Astrofísica de altas energías 6 3
4 nucleosíntesis: combustión del H ciclo CNO J. Medina Astrofísica de altas energías 7 nucleosíntesis: combustión del He triple alfa He + He 4 Be + He 8 12 Be C + γ + 7,367MeV J. Medina Astrofísica de altas energías 8 4
5 nucleosíntesis: combustión del C, Ne, O y Si Los procesos de combustión del Si contempla un gran grupo de reacciones nucleares que comienzan con los productos de los procesos de combustión precedentes, dando lugar a los núcleos hasta el grupo del hierro J. Medina Astrofísica de altas energías 9 nucleosíntesis estelar más de 7 masas solares (masa del Sol = 1, kg) Fotodesintegración del Fe J. Medina Astrofísica de altas energías 10 5
6 nucleosíntesis explosiva Captura de neutrones proceso s: (23 A 46) (63 A 209) proceso r: (70 A 209), grupo H, Ur y Th Proceso p: isótopos ricos en protones J. Medina Astrofísica de altas energías 11 nucleosíntesis explosiva Captura de neutrones proceso s: (23 A 46) (63 A 209) proceso r: (70 A 209), grupo H, Ur y Th desintegración beta flujo intenso de n Proceso p: isótopos ricos en protones espalación termonuclear J. Medina Astrofísica de altas energías 12 6
7 Propagación J. Medina Astrofísica de altas energías 14 Propagación: extrapolación Ecuación de difusión N i y N j son los flujos de partículas de los grupos i y j después de atravesar un espesor x A T es la masa media del medio atravesado σ j sección eficaz inelástica total σ ij sección eficaz de fragmentación Λ j = A T /N A (σ j - σ ij ) recorrido libre medio de absorción J. Medina Astrofísica de altas energías 15 7
8 Propagación: modulación Fj flujo original Jj flujo demodulado R(Z,A,E) es la rigidez magnética del ion K(t) factor proporcional a la velocidad del viento solar y al numero de centros de difusión en la heliosfera a lo largo de la trayectoria del ion contiene la dependencia temporal de los ciclos de 11 años 0,4 GV para periodos de calma solar y 3,5 GV para periodos de máxima actividad solar f(r,β) factor función de la rigidez y velocidad del ión J. Medina Astrofísica de altas energías 16 Propagación en el MIE Modelo leaky box J. Medina Astrofísica de altas energías 17 8
9 Rayos cósmicos: Origen J. Medina Astrofísica de altas energías 18 Rayos cósmicos: Origen J. Medina Astrofísica de altas energías 19 9
10 Rayos cósmicos: Origen Rayos cósmicos en lo alto de la atmósfera E(eV) Flujo Origen partícula/cm 2 s galáctico (SNR) partícula/m 2 s galáctico (SNR) partícula/m 2 año energía máxima de un SNR extragaláctico (pulsar...) 1 partícula/km 2 año desconocido partícula/km 2 siglo extragaláctico (AGN...) J. Medina Astrofísica de altas energías 20 Rayos cósmicos: Origen J. Medina Astrofísica de altas energías 21 10
11 Rayos cósmicos: Origen Objetos estelares candidatos a la aceleración de rayos cósmicos, en función del campo magnético que pueden crear y del tamaño. Líneas diagonales son las condiciones necesarias para acelerar a ev protones (línea continua) y hierros (línea de trazos) y protones a ev. Para rayos cósmicos de UHE se establecen como candidatos los siguientes: 1) Estrellas de neutrones: púlsares; estrellas magnéticas (magnetar). 2) Radiogalaxias. 3) Núcleos galácticos activos (AGN). 4) Cuásares. 5) Cualquier tipo de galaxia activa: seyfers, starbursts, galaxias infrarrojas con alta luminosidad, galaxias chocando y los grupos de galaxia. 6) Detonaciones de rayos gamma (GRB). 7) Medio intergaláctico (IGM) con un tamaño del Gpc. J. Medina Astrofísica de altas energías 22 Rayos cósmicos: Origen Dirección de llegada de los UHECR (circunferencias rojas) de Auger Posición de los AGN (círculos azules, la intensidad corresponde al flujo de rayos X duros) Los AGN cercanos (<20 Mpc) están marcados por una cruz blanca J. Medina Astrofísica de altas energías 23 11
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