Kosmische Strahlung in unserer Galaxie

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Kosmische Strahlung in unserer Galaxie

Das Interstellare Medium Gas Staub

Sternentstehung und -entwicklung Interstellares Photonenfeld

Wechselwirkung von kosmischer Strahlung Photonen geladene Komponente

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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

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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)

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Galaktischer Gammastrahlungshintergrund

Strong & Moskalenko (1998)

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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

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Pion Produktionp+p p + p+p p + +e+ + e ++

p

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-Meson Zerfall

p+p p + p + -

3,2 Gammaphotonen pro ZerfallEnergie für 3,2 Photonen: E = 0.81 E

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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 +

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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 +

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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 +

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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

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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

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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 +

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Vom Pion zurück zum Proton

J Jp(Ep)

p+p p + ep+p p +

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KS-Protonenverteilung

J Jp(Ep)

0

exp)(EE

EAEJ p

ppp

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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)

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Sekundärteilchen Verteilung

Kelner, Aharonian & Bugayov (2006)

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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

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Elektronen in unserer Galaxie

Elektronen und Positronen als Sekundärteilchen aus Pion-Zerfall

Elektronen als beschleunigte Primärteilchen

Moskalenko & Strong (1998)

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Energieverluste

nH =nH II =0.01 cm-3

Strong & Moskalenko (1998)

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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

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„Steady-state“ Lösung

Gleichmässige, unendliche Verteilung an Quellen injizieren rel. Elektronen

mit dem Spektrum Q(E)= kE-p

Diffusion unwichtig

)()( ENEbdEd )(EQ

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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

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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)

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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