Ηλεκτρομαγνητικοί Καταιονισμοί. Ακτινοβολία πέδησης Δίδυμη Γένεση

Μοντέλο Heitler Το μήκος ακτινοβολίας και το μήκος διάσπασης θεωρούνται ίσα. Μετά από κάθε μήκος ακτινοβολίας ο αριθμός των σωματιδίων διπλασιάζεται B. Rossi, "High Energy Particles", Prentice Hall 1965 Μετά από ένα μήκος αντίδρασης μια ακτίνα γ δημιουργεί ένα ζεύγος -> 2 σωματίδια με τη μισή ενέργεια,μετά από 2 μήκη 4 σωματίδια με Ε/4 κοκ. μετα από Ν 2Ν σωματίδια Η διαδικασία σταματά όταν η ενέργεια γίνει ίση με τη κρίσιμη. Ε0 -> 2 Ε0 /2 -> 4 Ε0 /4 …. Χ=Νλ 2Ν σωματίδια Ο υπολογισμός σταματά όταν Ε=Εc . Nmax=E0/Ec Xmax=λlog2(E0/Ec) Το μήκος ακτινοβολιας για τον αέρα είναι:  ξ0 =36.62 gr/cm2 ή X0=280 m (κανονικές συνθήκες) 2

Ορισμός κρίσιμης ενέργειας. Κρίσιμη ενέργεια Εc είναι η ενέργεια στην οποία η απώλεια λόγω ακτινοβολία πέδης είναι ίση με την απώλεια λόγω ιονισμού. Όταν η ενέργεια γίνει μικρότερη από την κρίσιμη, τότε τα ηλεκτρόνια χάνουν ενέργεια χωρίς να μπορούν να δημιουργήσουν νέα σωματίδια.

Βασικές ιδιότητες Η.Μ. καταιονισμού. Ο μέγιστος αριθμός σωματιδίων που δημιουργούνται : Nmax=E0/Ec Το μέγιστο δημιουργείται σε απόσταση (σε μήκη ακτινοβολίας): Xmax=λln(E0/Ec)/ln2

Εγκάρσιο πλάτος. Το άνοιγμα του κώνου οφείλεται στην σκέδαση των ηλεκτρονίων στα ατομικά ηλεκτρόνια του μέσου. Πολλαπλή σκέδαση. Η μέση γωνία σκέδασης δίνεται: Η διεύρυνση υπολογίζεται: Όπου r1 η ακτίνα Molier Εc = 80 MeV, Es =21 MeV. Ο τύπος ισχύει για χαμηλές ενέργειες στις υψηλότερες η ακτίνα γίνεται στενότερη. O τύπος δίνει r1 =9,3 g/cm2 , ενώ ο υπολογισμός MC για ένα φωτόνιο ενέργειας 1000 GeV δίδει 5,94 g/cm .

Υπολογισμοί Υπολογισμός με τη μέθοδο Monte Carlo. Σε κάθε βήμα 0,5 Χ0 γίνεται υπολογισμός της πιθανότητας για δημιουργία νέων σωματιδίων και υπολογίζονται οι απώλειες και η γωνία σκέδασης. Η διαδικασία επαναλαμβάνεται για κάθε σωματίδιο και σταματά όταν η ενέργεια κάτω από την ενέργεια που έχουμε ορίσει. Αναλυτικός υπολογισμός από Greisen και Rossi. Γρήγορος, παραμετρικός υπολογισμός. Ιδιαίτερα χρήσιμος την εποχή που οι υπολογιστές δεν είχαν αναπτυχθεί.

Παραμετρικός υπολογισμός Αριθμός σωματιδίων και μέγιστο καταιονισμού όπως υπολογίζεται από τους τύπους των Rossi και Greisen . Οι καμπύλες χρησιμοποιούνται για γρήγορο υπολογισμό του βάθους του μεγίστου.

Υπολογισμός με Μόντε Κάρλο Με τον υπολογισμό Μ.Κ. μπορούμε να υπολογίσουμε την διασπορά στη θέση δημιουργίας, στον αριθμό των σωματιδίων και το άνοιγμα του καταιονισμού.

Μορφή ΗΜ καταιονισμών Ο Η,Μ, καταιονισμός χαρακτηρίζεται από το συμμετρικό σχήμα κα το μικρό άνοιγμα. Οι Η.Μ. διαδικασίες είναι περιορισμένες και έχουν σταθερό μήκος ακτινοβολιας. Ο αδρονικός καταιωνισμός χαρακτηρίζεται από το ασύμμετρο σχήμα, λόγω της διεισδυτικότητας των παραγόμενων σωματιδίων και των μεγάλων στατιστικών διακυμάνσεων του αριθμού των δευτερογενών σωματιδίων. Στην εικόνα δεξιά διακρίνινται δευτρογενείς καταιονισμοί που οφείλονται σε ενεργητικά πιόνια.

Ανιχνευτές ακτίνων γάμα Χαρακτηριστικά: Μίκρό άνοιγμα κώνου Čerenkov,περίπου 10 . Το φως κατεβαίνει σε μορφή μετώπου με μικρή χρονική διασπορά. Ο αριθμός των φωτονίων Č είναι ανάλογος του αριθμού των ηλεκτρονίων, ο οποίος είναι ανάλογος της αρχικής ενέργειας του φωτονίου γ. Άρα μπορούμε να υπολογίσουμε την ενέργεια αν υπολογίσουμε τον αριθμό των φωτονίων Č . Τα νέα πειράματα χρησιμοποιούν περισσότερα κάτοπτρα, ώστε να έχουν στερεοσκοπική εικόνα του καταιονισμού και να προσδιορίζουν το ύψος δημιουργίας και τις διαστάσεις.

Μέτωπο Cerenkov Τα φωτόνια Cerenkov που παράγονται από τα ηλεκτρόνια, σχηματίζουν μέτωπο που κινείται προς το έδαφος. Η διαφορά στη χρονική διασπορά που παρατηρείται είναι μικρότερη από 10 ns. Οφείλεται στη διαφορά του χρόνου για τη διαδρομή ενός φορτισμένου σωματιδίου και τη διαδρομή του φωτός, καθώς και στη διασπορά των τροχιών του καταιονισμού. Ο δίσκος των φωτονίων που προβάλλεται στο έδαφος έχει διάμετρο 100-150 m. Οι εικόνες έχουν δημιουργηθεί με προσομοίωση Μόντε Κάρλο.

Ιστορία. Δεκατία 1960 Jelly, πaρατηρήθηκε η ακτινοβολία Cherenkov σε Κ.Α. Δεκαετία 1980 μια ένδειξη ότι υπάρχει ακτινοβολία που συσχετίζεται με τον Cyg X3. Νέο ενδιαφέρον για τις ακτίνες γ, ( T. Weeks) 1990 Πιθανό σήμα από Cyg X3 (Whipple). (Μάλλον λάθος ανάλυση) Ξεκινά η κατασκευή νέων τηλεσκοπίων με μεγάλη διακριτική ικανότητα.

Ιδιότητες Υπόβαθρο από αδρονικούς καταιονισμούς Οι ΗΜ έχουν στενότερο ίχνος Χρονική διασπορά μικρότερη από 10 ns. Κατασκευή με πολλούς ανιχνευτές για μεγαλύτερη διακριτότητα. Υψηλό κατώφλι ενέργειας ( 1 TeV) Με τα νέα μεγάλα κάτοπτρα έχει ελαττωθεί στα 50 GeV Μεγάλη κατευθυντικότητα του φωτός, μπορεί να εντοπίσει σημειακές πηγές. Ανιχνεύουν γ πολύ υψηλής ενέργειας. Μεγάλη έπιφάνεια ανιχνευσης, για γεγονότα με μικρή συχνότητα. ν

Hawaii-Athens-Wisconscin Ένα από τα πρώτα πειράματα στο είδος του, Είχε 18 κάτοπτρα με 3 φωτοπολλπλασιαστές το καθένα. Τα κάτοπτρα ήταν στερεωμένα σε δύο άξονες για να παρακοουθούν την κίνηση των πηγών.

Whipple, VERITAS Arizona mοunt Ηopkins Εδώ είχε κατασκευαστεί το πρώτο τηλεσκόπιο με κάμερα μεγάλης διακριτικής ικανότητας.

HESS Namibia, Stereo Στερεοσκοπική διάταξη ώστγε να βλέπουν τον shower από διαφορετική γωνία και να είναι δυνατή η εκτίμηση του ύψους και της διαμέτρου. Κάθε τηλεσκόπιο έχει κάτοπτρο 12m επιφάνειας 107m2 και εστιάζει σε κάμερα με 960 PMT. Γωνία αποδοχής 50 και διακριτότητα 0,1 0 . 4 κάτοπτρα για στερεοσκοπική εικόνα σε απόσταση 120 . Βρίσκεται στην Namibia σε υψόμετρο 1800 .

HESS

MAGIC La Palma Kanarie island Διάμετρος κατόπτρου 17m και επιφάνεια 236 m2 η κάμερα αποτελείται από 576 ΡΜΤ. Ενέργεια κατωφλίου 60 GeV. La Palma Kanarie islands Υψόμετρο 2,2 km.

Κάμερα MAGIC Ιχνος καταιονισμού στην κάμερα.

KANGAROO australia 4 κάτοπτρα διαμέτρου 10m και επιφάνεια 57,3 m2 , γωνιακό άνοιγμα 40, σε απόσταση 100 m. Αυστραλία.

MILAGRO 1 The Milagro Detector Milagro is a water Cherenkov EAS detector located near Los Alamos, NM at 2630m above sea level, consisting of a ~5,000 m2 central (pond) detector surrounded by an array of 175 instrumented water tanks, (outriggers) that span an area of roughly 40,000 m2. Unlike scintillation arrays, the Milagro pond densely samples the EAS particles that reach the ground. Since the Cherenkov angle in water is 41o, an array of photomultiplier tubes (PMTs) placed at a depth of roughly ½ their spacing can detect nearly all of the particles that enter the water. In addition, at ground level the gamma rays in the EAS outnumber the electrons and positrons by a factor of ~4. Since the PMTs are placed below 4 radiation lengths of water these gamma rays can also be detected with high efficiency. These features give Milagro an unprecedented energy threshold for an EAS array. A second layer of PMTs under 16 radiation lengths of water is also sensitive to the hadronic component of cosmic-ray induced air showers. At present Milagro rejects roughly 90% of the background cosmic rays while retaining over 50% of the gamma-ray events. Improving this background rejection is one of our major technical objectives. A prototype instrument, Milagrito, was operated from 1997-1998. Milagrito had no capability to perform gamma-hadron separation and much lower sensitivity compared to Milagro. Construction on the central pond detector was completed in 1999 and since January 2000 has operated with a 95% duty cycle. The Milagro detector is just being completed with the addition of an array of 175 outrigger detectors. The Central Detector The Milagro pond is a 6-million gallon water reservoir, which measures 80m x 60m x 8m deep and is covered with a light-tight cover. The reservoir is instrumented with 723 20-cm PMTs on a 2.8m x 2.8m grid. The PMTs are deployed in two layers. The top layer of 450 PMTs is under 1.5 meters of water and the bottom layer of 273 PMTs is under 6 meters of water.The sides of the reservoir are sloped (2:1) so that the area of the bottom of the reservoir is smaller than the top, leading to the smaller number of PMTs in the bottom layer. The pond interior is shown in Figure 1 and an aerial view is shown in Figure 2. 3 The Outrigger Array On average the PMTs in the pond will detect most of all electromagnetic particles that enter the pond. This sensitivity allows for the detection of extensive air showers with cores far from the pond (over 100 meters away). The shower front is not a plane, but is curved. Therefore, if the core of the air shower is outside the pond a fitted shower plane, using the wrong core position, will not be perpendicular to the true direction of the primary particle. This effect tends to degrade the angular resolution of Milagro. The outrigger array consists of 175 water tanks surrounding the Milagro pond. Each detector is a 1500 gallon water tank with an area of ~4.6m2 and 1m high. The tanks are lined with Tyvek (to reflect the light produced in the tank) and a PMT looks down into the tank. The tanks are distributed over ~40,000 m2 around the pond. The array deployment was completed in the summer of 2002 and integration into the reconstruction will be take place in early fall 2002. By adding the outriggers we can determine the core position when the core falls outside the pond. This not only improves the angular resolution, it also allows us to make an estimate of the shower energy for these events and improves our gamma hadron separation. Specifically, our simulations predict an energy resolution of about 75% at 1 TeV improving to about 50% at 10 TeV. (Our energy resolution is approximately lognormal, so if we measure 10 TeV, 5 TeV is 1 sigma and 2.5 TeV is 2 sigma). The combined effect of the outriggers is conservatively expected from simulations to improve significance on a crab-like source by approximately a factor of two. This means that we will get the same signal at least four times quicker.

Παραγωγή p + p  p (n) + m π0 + 2m π+- m η πολλαπλότητα. π0 π+ π-- p 1/6 1/2 γ γ e+ νe νμ -νμ e- νe νμ -νμ Ενέργεια σε γ e+ e- ίση με την ενέργεια που πάει σε νετρίνα.

Πηγές Γαλαξιακές Εξωγαλαξιακές SNR Υπολείμματα Σουπερ Νόβα. PWN pulsar wind nebule ΒΡ Διαδικοί Πάλσαρ GMC Γιγάντια Μοριακά νέφη. Εξωγαλαξιακές AGN (Blasars) Ενεργοί Πυρήνες Γαλαξιών. Αντιδράσεις: Πρωτόνια αντιδρούν με το αέριο γύρω από τη πηγή και παράγουν π0 το οποίο διασπάται σε δύο φωτόνια γ. Ηλεκτρόνια επιταχύνονται στα κύματα κρούσης, στη συνέχεια, με αντίστροφη σκέδαση Compton, μεταφέρεται η ενέργεια τους στα φωτόνια γ.

Αντίστροφη Σκέδαση Compton Είναι γνωστό το φαινόμενο Compton κατά τo οποίo ένα φωτόνιο σκεδάζεται σε ένα ατομικό ηλεκτρόνιο, μεταφέροντας ένα μέρος της ενέργειας του στο ηλεκτρόνιο. Εάν το ηλεκτρόνιο έχει μεγάλη κινητική ενέργεια συμβαίνει τον αντίστροφο φαινόμενο δηλαδή το φωτόνιο να κερδίσει ενέργεια. Για μία μετωπική κρούση, υπολογίζεται : Αν ηλεκτρόνιο με γ=1000 (510 MeV) σκεδαστεί με φωτόνιο R.F. ν=109 Hz 1015 Ηz (UV) I.F ν=3x1012 Hz  3x1018 (x-ray) visual v=4x1014 Hz  4x1020 (γ 1,6 MeV)

Πηγές στον Γαλαξία Πρώτες ανακαλύψεις πηγών TeV από τον δορυφορικό ανιχνευτή EGRET πάνω στο χέρτη των SNR. Παρατηρούμε για 4 πηγές TeV σύμπτωση με πηγές SN R . Ξεχωρίζει η σύμπτωση με τον SN 1006. Επίσης παατηρούμε σύμτωση με το νέφος IC443, ενώ δείχνει μια πηγή κοντά στο νεφέλωμα Crab. Πολλές πηγές βρίσκονται κοντά σε SNR χωρίς να συμπίπτουν. Ολες οι πηγές χαρακτηρίζονται και από εκπομπή ακτίνων Χ λόγω ακτονοβολίας συγχροντρον. Κατανομή των πηγών TeV στον Γαλαξία. Παρατηρούμε τη μεγαλύτερη συγκέντρωση στον πυρήνα του γαλαξία. Παρατηρούμε για ορισμένες πηγές TeV σύμπτωση με πηγές SN R . Ξεχωρίζει η σύμπτωση με τον SN 1006. Επίσης παατηρούμε σύμτωση με το έφος IC443 ενώ δείχνει κοντά στο νεφέλωμα Crab.

Σύγκριση με θέση SNR Πηγές GeV και TeV σύγκριση με SNR. Οι πηγέςπου έχουν παρατηρήσει το πειράματα HESS EGRET (Κάτοπτρα cerenkov) FERMI AGILE (δορυφορικά. Παρατηρούμε ότι στις περισσότερες πηγές δεν υπάρχει ακριβής σύμτπωση Πηγές GeV και TeV σύγκριση με SNR. Παρατηρούμε ότι στις περισσότερες πηγές δεν υπάρχει ακριβής σύμτπωση.

Μοριακά νέφη Οι πηγές που ανίχνευσε το HESS σε σχέση με τα μοριακά νέφη και η ερμηνεία των αποτελεσμάτων. Στα μοριακά νέφη η πυκνότητα των σωμτιδίων είναι μεγαλύτερη απ΄100 p/cm3 . Συμπεραίνουμε ότι στα SNR επιταχύνονται πρωτόνια τα οποία αντιδρούν και παράγουν TeV gamma στην ύλη του μοριακού νέφους που βρίσκονται σε αποσταση 100 pc. Το φάσμα του νέφους IC443 Εγ -2.1 (SNR-Cloud). Προέρχονται από αδρονική παράγωγή.Όταν η πυκνότητα είναι <100 p/cm3 προέρχονται από αντίστροφη σκέδαση Κόμπτον. Γενικά οι πηγές έχουν μεγάλο μέγεθος γιατί πρόκειται για νέφη. Οι πηγές που ανίχνευσε το HESS, σε σχέση με τα μοριακά νέφη. Συμπεραίνουμε ότι στις πηγές επιταχύνονταο πρωτόνια τα οποία αντιδρούν και παράγουν TeV gamma στο υλικό του μοριακού νέφους

Ενέργεια από SNR ( υπόλειμμα Σ.Ν.) SNR Αναλυτική απεικόνιση με τα τηλεσκόπια νέας γενιάς. Εμφανίζονται οι θερμές περιοχές στο νέφος του SNR. HESS telescope array. Παραγωγή TeV γ από πρωτόνια υψηλής ενέργειας

Grab Nebula , Αντίστροφη σκέδαση Compton Ακτινοβολία σύγχροτρον Αντίστροφο Compton Το νέφος Crab δημιουργήθηκε από έκρηξη Σ.Ν. πιθανόν το 1054. Αποτελείται από έναν περιστρεφόμενο αστέρα νετρονίων που δημιουργεί ισχυρό μαγνητικό πεδίο. Χαρακτηριστικό Pulsar Wind Nebula .Οι πηγές ακτίνων γ ενέργειας > TeV έχουν εντοπιστεί στην περιφέρεια του νέφους που περιβάλλει τον πάλσαρ. Στην περιοχή αυτή δημιουργούνται κύματα κρούσης τα οποία επιταχυνουν τα ηλετρόνια. Τα ηλεκτρόνια,με αντίστροφη σκέδαση Compton μεταφέρουν την ενέργεια τους σε φωτόνια του μικροκυματικού υποβαθρου τα οποία αποκτούν Ε> TeV. Β>100μG Όταν η πυκνότητα του νέφους είναι μικρότερη από 100 p/cm3 οι ακτίνες γ δεν μπορούν να παραχθούν από τις αντιδράσεις πρωτονίων, αλλά από την αντίστροη σκέδαση Compton. Fermi-LAT, HESS Παραγωγή TeV γ από Ηλεκτρόνια. Συνδιασμός δορυφορικών και επίγειων μετρήσεων

Εικόνα του Γαλαξία από την παρατήσρηση των ακτίνων γ Figure 2. False color image of the γ−ray sky above 200 MeV as seen by Fermi from one year of observation. The map is in Galactic coordinates with the center of the Galaxy at the center of the map. The bright band of emission from the Milky Way is dominated by diffuse emission along the plane of the Galaxy. Εικόνα με ψευδή χρώματα, του ουρανού με ακτίνες γ με ενέργεια πάνω από 200 MeV, όπως φαίνεται από το Fermi μετά από ένα έτος παρατήρηση. Ο χάρτης είναι σε Γαλαξιακές συντεταγμένες με το κέντρο του Γαλαξία στο κέντρο του χάρτη.Η φωτεινή λωρίδα της εκπομπής από τον Γαλαξία μας κυριαρχείται από διάχυτες εκπομπές κατά μήκος του επιπέδου του. Διακρίνονται η διάχυτη ακτινοβολία στο γαλαξιακό επίπεδο, καθώς και ισχυρές πηγές.

Εξωγαλαξιακές πηγές LGeV >Li opt Αρχικά τα πειράματα (Compton και GRO) Παρατήρησαν πηγές έξω από τον Γαλαξία. Οι πηγές ταυτίζονται με ενεργούς γαλαξίες AGN δηλεδή με γαλαξίες που βρίσκονται σε αρχικό στάδιο ανάπτυξης. Η φωτεινότητα σε γ Εγ > GeV είναι μεγαλύτερη από τη φωτεινότητα στο οπτικό. Η εκπομπή είναι μετεβλητή, ενεργοί σε ραδιοκύμματα. M87 and Centaurus A, Κατανομή εξωγαλαξιακών πηγών TeV. Τα δεδομένα είναι από δορυφορικά και επίγεια πειράματα. Οι πηγές ταυτίζονται με ενεργούς γαλαξίες AGN δηλεδή με γαλαξίες που βρίσκονται σε αρχικό στάδιο ανάπτυξης

Ραδιογαλαξίας Μ87 Απόσταση 16 Mpc Μάζα Μαύρης Οπής 3*109 ηλ. Μεταβλητή ροή ακτίνων TeV. Η παραγωγή γίνεται στην κεντρική περιοχή.

FERMI, Μέτρηση ενέργειας ακτίνων γ. Tracker The Tracker consists of a four-by-four array of tower modules. Each tower module consists of layers of silicon-strip particle tracking detectors interleaved with thin tungsten converter foils. The silicon-strip detectors precisely measure the paths of the electron and positron produced from the initial gamma ray. The pair-conversion signature is also used to help reject the much larger background of cosmic rays.  The first Fermi catalog2 (1FGL), based on 11 months of scientific operations, contains 1451 sources of which 1043 are at Galactic latitudes b > 10◦ . From this latter sample was then derived the first LAT AGN catalog (1LAC), comprising 300 BL Lac objects (compared to 13 for EGRET), 296 flat-spectrum radio quasars (FSRQs, of which EGRET saw 66), and 113 AGN of other (or unknown) type. This is a tremendous change of the HE sky with just one of the 10 expected years of scientific operations, so even more is to be expected in the future. Calorimeter The Calorimeter measures the energy of a particle when it is totally absorbed. The LAT Calorimeter is made of a material called cesium iodide that produces flashes of light whose intensity is proportional to the energies of the incoming particle. The Calorimeter also helps to reject cosmic rays, since their pattern of energy deposition is different from that of gamma rays.  Large Area Telescope Gamma-ray Burst Monitor Pair-production instrument NaI and BGO scintillators Energy range: 20 MeV to > 300 GeV Energy range: 8 keV to 40 MeV Field of view: 2.4 steradians Field of view: 9.5 steradians Single photon angular resolution: <1° at 1 GeV Gamma-ray burst localization: typical 3° Timing accuracy: 1 microsecond Timing accuracy: 2 microseconds LAT Web site: https://www-glast.stanford.edu/instrument.html GBM Web site: http://f64.nsstc.nasa.gov/gbm/instrument/

A BL Lacertae object or BL Lac object is a type of active galaxy with an active galactic nucleus(AGN) and is named after its prototype, BL Lacertae. In contrast to other types of active galactic nuclei, BL Lacs are characterized by rapid and large-amplitude flux variability and significant optical polarization. Because of these properties, the prototype of the class (BL Lac) was originally thought to be a variable star. When compared to the more luminous active nuclei (quasars) with strong emission lines, BL Lac objects have spectra dominated by a featureless non-thermal continuum.[1][2]

T. Stanev, High Energy Cosmic rays, Spinger 2009.