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IC Drag on Highly Magnetized GRB JetsResumen
A. Lincango E. Ludea A. Martnez P. Quijia G. Salvador
Facultad de CienciasEscuela Politecnica Nacional
Mecnica Clsica II, 2015
A. Lincango, E. Ludea, A. Martnez, P. Quijia G. Salvador (EPN)IC
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Contenidos
1 IntroductionGRB: Definicin y modelos de emisinHighly
Magnetized GRB
2 Radio FotosfricoRadio de Transparencia Transversal
3 El efecto Compton inverso
4 Conclusiones
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Introduction
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GRBs (Gamma Ray Bursts)
Son destellos de rayos gamma asociados a explosiones
extremadamenteenergticas en galaxias distantes. Los GRBs son los
eventoselectromagnticos ms luminosos en el universo.
Pueden durar una fraccin de segundo hasta unos minutos y es por
estoque no es posible saber el origen de los GRBs, debido a que la
seal dedeteccin de rayos gamma es de corta duracin.
No se sabe qu es lo que produce GRBs, pero existen varias
teoras, entreellas: Un GRB se produce cuando una estrella
extremadamente masiva, alterminarse su tiempo de vida, no puede
soportarse a s misma de maneraque colapsa sobre su ncleo, hacindose
un agujero negro. La materia de laestrella cae hacie el centro del
agujero negro pero antes de caer algo de suenerga se concentra en
poderosos jets los cuales salen tanto del nortecomo del sur de la
estrella, produciendo una rfaga de rayos gamma.Despus,el resto de
la estrella explota como una supernova.
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GRBs (Gamma Ray Bursts)
Son destellos de rayos gamma asociados a explosiones
extremadamenteenergticas en galaxias distantes. Los GRBs son los
eventoselectromagnticos ms luminosos en el universo.
Pueden durar una fraccin de segundo hasta unos minutos y es por
estoque no es posible saber el origen de los GRBs, debido a que la
seal dedeteccin de rayos gamma es de corta duracin.
No se sabe qu es lo que produce GRBs, pero existen varias
teoras, entreellas: Un GRB se produce cuando una estrella
extremadamente masiva, alterminarse su tiempo de vida, no puede
soportarse a s misma de maneraque colapsa sobre su ncleo, hacindose
un agujero negro. La materia de laestrella cae hacie el centro del
agujero negro pero antes de caer algo de suenerga se concentra en
poderosos jets los cuales salen tanto del nortecomo del sur de la
estrella, produciendo una rfaga de rayos gamma.Despus,el resto de
la estrella explota como una supernova.
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GRBs (Gamma Ray Bursts)
Son destellos de rayos gamma asociados a explosiones
extremadamenteenergticas en galaxias distantes. Los GRBs son los
eventoselectromagnticos ms luminosos en el universo.
Pueden durar una fraccin de segundo hasta unos minutos y es por
estoque no es posible saber el origen de los GRBs, debido a que la
seal dedeteccin de rayos gamma es de corta duracin.
No se sabe qu es lo que produce GRBs, pero existen varias
teoras, entreellas: Un GRB se produce cuando una estrella
extremadamente masiva, alterminarse su tiempo de vida, no puede
soportarse a s misma de maneraque colapsa sobre su ncleo, hacindose
un agujero negro. La materia de laestrella cae hacie el centro del
agujero negro pero antes de caer algo de suenerga se concentra en
poderosos jets los cuales salen tanto del nortecomo del sur de la
estrella, produciendo una rfaga de rayos gamma.Despus,el resto de
la estrella explota como una supernova.
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GRBs (Gamma Ray Bursts)
Son destellos de rayos gamma asociados a explosiones
extremadamenteenergticas en galaxias distantes. Los GRBs son los
eventoselectromagnticos ms luminosos en el universo.
Pueden durar una fraccin de segundo hasta unos minutos y es por
estoque no es posible saber el origen de los GRBs, debido a que la
seal dedeteccin de rayos gamma es de corta duracin.
No se sabe qu es lo que produce GRBs, pero existen varias
teoras, entreellas: Un GRB se produce cuando una estrella
extremadamente masiva, alterminarse su tiempo de vida, no puede
soportarse a s misma de maneraque colapsa sobre su ncleo, hacindose
un agujero negro. La materia de laestrella cae hacie el centro del
agujero negro pero antes de caer algo de suenerga se concentra en
poderosos jets los cuales salen tanto del nortecomo del sur de la
estrella, produciendo una rfaga de rayos gamma.Despus,el resto de
la estrella explota como una supernova.
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Clases de GRBs
Rfaga de rayos gamma cortosAquellos eventos que duran menos de
dos segundos se clasifican comorfagas de rayos gamma cortos.
El 30% de los GRBs son de este tipo.
Rfaga de rayos gamma largosAquellos eventos que duran ms de dos
segundos se clasifican como rfagasde rayos gamma largos.
La mayora de eventos observados 70% son de este tipo.
Rfaga de rayos gamma ultra largosEstos eventus duran ms de 10000
segundos.
Es posible que este tipo de GRBs sean el resultado del colapso
de unaestrella azul supergigante. Hasta ahora solo solo se ha
identificado unospocos de este tipo.
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Mecanismos de Emisin
Cualquier modelo de emisin de GRB debe explicar el proceso fsico
paragenerar emisiones de rayos gamma que correspondan con las
diversascurvas lumnicas, espectro y otras caractersticas
observadas.
La necesidad de explicar una eficiencia energtica tan extrema,
como seinfiere de algunas explosiones, sigue siendo un gran desafo:
algunas rfagasde rayos gamma pueden convertir hasta la mitad (o ms)
de la energa dela explosin en rayos gamma.
Las observaciones recientes sugieren que el efecto Compton
inverso puedeser el proceso dominante en algunos eventos. En este
modelo, los fotonesde baja energa preexistentes se dispersan debido
a los electronesrelativistas que se encuentran dentro de la
explosin, incrementando suenerga de forma considerable y
transformndolos en rayos gamma.
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Mecanismos de Emisin
Cualquier modelo de emisin de GRB debe explicar el proceso fsico
paragenerar emisiones de rayos gamma que correspondan con las
diversascurvas lumnicas, espectro y otras caractersticas
observadas.
La necesidad de explicar una eficiencia energtica tan extrema,
como seinfiere de algunas explosiones, sigue siendo un gran desafo:
algunas rfagasde rayos gamma pueden convertir hasta la mitad (o ms)
de la energa dela explosin en rayos gamma.
Las observaciones recientes sugieren que el efecto Compton
inverso puedeser el proceso dominante en algunos eventos. En este
modelo, los fotonesde baja energa preexistentes se dispersan debido
a los electronesrelativistas que se encuentran dentro de la
explosin, incrementando suenerga de forma considerable y
transformndolos en rayos gamma.
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Mecanismos de Emisin
Cualquier modelo de emisin de GRB debe explicar el proceso fsico
paragenerar emisiones de rayos gamma que correspondan con las
diversascurvas lumnicas, espectro y otras caractersticas
observadas.
La necesidad de explicar una eficiencia energtica tan extrema,
como seinfiere de algunas explosiones, sigue siendo un gran desafo:
algunas rfagasde rayos gamma pueden convertir hasta la mitad (o ms)
de la energa dela explosin en rayos gamma.
Las observaciones recientes sugieren que el efecto Compton
inverso puedeser el proceso dominante en algunos eventos. En este
modelo, los fotonesde baja energa preexistentes se dispersan debido
a los electronesrelativistas que se encuentran dentro de la
explosin, incrementando suenerga de forma considerable y
transformndolos en rayos gamma.
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Mecanismos de Emisin
Cualquier modelo de emisin de GRB debe explicar el proceso fsico
paragenerar emisiones de rayos gamma que correspondan con las
diversascurvas lumnicas, espectro y otras caractersticas
observadas.
La necesidad de explicar una eficiencia energtica tan extrema,
como seinfiere de algunas explosiones, sigue siendo un gran desafo:
algunas rfagasde rayos gamma pueden convertir hasta la mitad (o ms)
de la energa dela explosin en rayos gamma.
Las observaciones recientes sugieren que el efecto Compton
inverso puedeser el proceso dominante en algunos eventos. En este
modelo, los fotonesde baja energa preexistentes se dispersan debido
a los electronesrelativistas que se encuentran dentro de la
explosin, incrementando suenerga de forma considerable y
transformndolos en rayos gamma.
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En resumen
Se considera el caso del flujo de Poynting (de radiacin) que
sale avelocidades relativistas para demostrar que esta sufre una
fuerte dispersinde Compton inverso cerca de la superficie estelar y
el jet disminuye suvelocidad a sub velocidades relativistas tomando
en cuenta el parmetro demagnetizacin .
El flujo de Poynting dominado por el jet es generado por un
fuerte campomagntico con un parmetro de magnetizacin del jet
inicial .En ste paper, los autores asocian la transicin para altos
con el fin dela fase inmediata de los rayos gamma y el fuerte
descenso de laluminiscencia de los rayos X que se observa para una
larga fraccin derfagas detectadas por el satlite Swift. Hacen esta
asociacin porque laaceleracin y disipacin son procesos muy
ineficientes para altos de jets.Se describe la interaccin de jets
altamente magnetizados con fotones delcascaron caliente y como eso
afecta la propagacin del jet a travs de laenvoltura de la estrella
progenitora. Particularmente, se analiza el rol quecumple el
arraste de Compton inverso en salidas relativistad de frenado.
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En resumen
Se considera el caso del flujo de Poynting (de radiacin) que
sale avelocidades relativistas para demostrar que esta sufre una
fuerte dispersinde Compton inverso cerca de la superficie estelar y
el jet disminuye suvelocidad a sub velocidades relativistas tomando
en cuenta el parmetro demagnetizacin .El flujo de Poynting dominado
por el jet es generado por un fuerte campomagntico con un parmetro
de magnetizacin del jet inicial .
En ste paper, los autores asocian la transicin para altos con el
fin dela fase inmediata de los rayos gamma y el fuerte descenso de
laluminiscencia de los rayos X que se observa para una larga
fraccin derfagas detectadas por el satlite Swift. Hacen esta
asociacin porque laaceleracin y disipacin son procesos muy
ineficientes para altos de jets.Se describe la interaccin de jets
altamente magnetizados con fotones delcascaron caliente y como eso
afecta la propagacin del jet a travs de laenvoltura de la estrella
progenitora. Particularmente, se analiza el rol quecumple el
arraste de Compton inverso en salidas relativistad de frenado.
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En resumen
Se considera el caso del flujo de Poynting (de radiacin) que
sale avelocidades relativistas para demostrar que esta sufre una
fuerte dispersinde Compton inverso cerca de la superficie estelar y
el jet disminuye suvelocidad a sub velocidades relativistas tomando
en cuenta el parmetro demagnetizacin .El flujo de Poynting dominado
por el jet es generado por un fuerte campomagntico con un parmetro
de magnetizacin del jet inicial .En ste paper, los autores asocian
la transicin para altos con el fin dela fase inmediata de los rayos
gamma y el fuerte descenso de laluminiscencia de los rayos X que se
observa para una larga fraccin derfagas detectadas por el satlite
Swift. Hacen esta asociacin porque laaceleracin y disipacin son
procesos muy ineficientes para altos de jets.
Se describe la interaccin de jets altamente magnetizados con
fotones delcascaron caliente y como eso afecta la propagacin del
jet a travs de laenvoltura de la estrella progenitora.
Particularmente, se analiza el rol quecumple el arraste de Compton
inverso en salidas relativistad de frenado.
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En resumen
Se considera el caso del flujo de Poynting (de radiacin) que
sale avelocidades relativistas para demostrar que esta sufre una
fuerte dispersinde Compton inverso cerca de la superficie estelar y
el jet disminuye suvelocidad a sub velocidades relativistas tomando
en cuenta el parmetro demagnetizacin .El flujo de Poynting dominado
por el jet es generado por un fuerte campomagntico con un parmetro
de magnetizacin del jet inicial .En ste paper, los autores asocian
la transicin para altos con el fin dela fase inmediata de los rayos
gamma y el fuerte descenso de laluminiscencia de los rayos X que se
observa para una larga fraccin derfagas detectadas por el satlite
Swift. Hacen esta asociacin porque laaceleracin y disipacin son
procesos muy ineficientes para altos de jets.Se describe la
interaccin de jets altamente magnetizados con fotones delcascaron
caliente y como eso afecta la propagacin del jet a travs de
laenvoltura de la estrella progenitora. Particularmente, se analiza
el rol quecumple el arraste de Compton inverso en salidas
relativistad de frenado.
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Radio Fotosfrico
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Radio fotosfrico para Jets caracterizados por Flujo
dePoynting
En astronoma, la luminosidad es la potencia (cantidad de energa
porunidad de tiempo) emitida en todas direcciones por un cuerpo
celesteConsideramos un Jet compuesto de una mezcla de bariones,
leptones yfotones. Que en nuestro sistema de referencia se mueven
con el flujodel vector de poynting y estn distribuidos trmicamente
y tienen elmismo nmero de densidad.Usando nuestras hipotesis,
conservacin de la masa y la definicin delparametro de magnetizacin
se puede calcular la luminosidad totalequivalente isotrpica de un
jet de Poynting y la densidad del nmerode fotones en el sistema de
referencia
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Radio fotosfrico para Jets caracterizados por Flujo
dePoynting
Mientras el Jet est dentro de la estrella es colimado por la
presin desu cascarn y el ambiente de la estrella.La presin en el
ambiente de He disminuye como r2, entonces seexpera que el tamao
transversal del jet y el la mitad del angulo deapertura del jet
incrementen como r0,5 y r0,5, respectivamente.
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Radio fotosfrico para Jets caracterizados por Flujo
dePoynting
En terminos generales, la profundidad ptica es una
medidaadimensional que sirve para darnos una idea de que tan
transparentees un medio, como lo puede ser una atmosfera
estelar.Calculando el radio fotosfrico cuando la profundidad ptica
deThompson en la direccin longitudinal del jet es la unidad,
ademasusando la densidad de nmero de electrones se puede calcular
el radiofotosfrico en general del jet .
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Radio fotosfrico para Jets caracterizados por Flujo
dePoynting
En el caso de un parmetro de magnetizacin grande (> 104),
losfotones pueden escapar del jet mucho antes de que el jet alcanze
lasuperficie de la estrella.Los fotones del cascarn que rodea el
jet no pueden penetrar muylejos dentro del jet a Rph (radio
fotosfrico) debido a la profundidadptica ms grande en la direccin
transversal.Para estimar el arraste por el efecto Compton inverso
(IC) del jetdebido a la dispersin de Fotones de rayos X desde el
capullo deelectrones en el jet, hay que primero determinar el radio
donde el jetse vuelve transparente en la direccin transversal.
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Radio de Transparencia en la direccin Transversal
Se conoce como profundidad ptica a la medida adimensional
queofrece informacin de la transparencia de un medio como lo puede
seruna atmsfera estelar (capas exteriores de las estrellas)Esta
profundidad ptica del jet para los fotones de determinadafrecuencia
c incluye una correccin para la seccin de dispersin.Se consideran
parmetros como el radio donde el jet se vuelvetransparente para los
fotones que se mueven en direccin transversal.De analizarse para un
caso ms general se considerar un ngulo alque viajan los fotones con
respecto al eje del jet y los electrones enmovimiento en direccin
radial.
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Radio de Transparencia en la direccin Transversal
Se espera que el factor de Lorentz del GRB jet sea ms grande
que1j . Al considerar dos casos: j y j la profundidad pticadel jet
en la direccin transversal a un determinado radio difiere por
unfactor 10.
Figura: Esquema de la trayectoria de un fotn
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Radio de Transparencia en la direccin Transversal
En la Figura anterior se muestra la trayectoria del fotn, el
cual sedesprende del capullo caliente y pasa por el eje del
jet.Ntese que es el ngulo entre la direccin de movimiento inicial
delfotn y el eje del jet; adems se tiene un ngulo de abertura del
jet j .La distancia desde el centro de la explosin y el punto donde
el fotndel capullo entra la llamamos R y con r como la coordenada
radialSu radio transversal aumentea mas lentamente que r mientras
esconfinado por la presin de la estrella.
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El efecto Compton inverso
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El efecto Compton
El efecto Compton inversoEl efecto Compton inverso se calcula
considerando transformacionesrelativistas para un electrn cuando es
expuesto a un haz de fotones que semueven con un ngulo respecto a
la velocidad del electrn. Por lo tantoel electrn se mueve con el
jet con una velocidad v y factor de Lorentz .Esto permite conocer
la intensidad especifica del haz de fotones en laenvoltura de la
estrella, con lo que se tiene:
I = I
3(1)
Donde la frecuencia se puede obtener mediante el desplazamiento
inversode Compton:
= ( 1 v cos c
) (2)
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El efecto Compton
El efecto Compton inversoEl efecto Compton inverso se calcula
considerando transformacionesrelativistas para un electrn cuando es
expuesto a un haz de fotones que semueven con un ngulo respecto a
la velocidad del electrn. Por lo tantoel electrn se mueve con el
jet con una velocidad v y factor de Lorentz .Esto permite conocer
la intensidad especifica del haz de fotones en laenvoltura de la
estrella, con lo que se tiene:
I = I
3(1)
Donde la frecuencia se puede obtener mediante el desplazamiento
inversode Compton:
= ( 1 v cos c
) (2)
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El efecto Compton
El efecto Compton inversoEl efecto Compton inverso se calcula
considerando transformacionesrelativistas para un electrn cuando es
expuesto a un haz de fotones que semueven con un ngulo respecto a
la velocidad del electrn. Por lo tantoel electrn se mueve con el
jet con una velocidad v y factor de Lorentz .Esto permite conocer
la intensidad especifica del haz de fotones en laenvoltura de la
estrella, con lo que se tiene:
I = I
3(1)
Donde la frecuencia se puede obtener mediante el desplazamiento
inversode Compton:
= ( 1 v cos c
) (2)
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El efecto Compton
ResultadosLa energa que el electrn cede a los fotones es
proporcional al flujo deenerga del fotn en su marco de referencia
mvil.
El arrastre de los electrones por el IC incrementa rpidamente
con .Es posible aplicar el estudio de la dispersin con seccin
eficaz para elhaz de fotones y un electrn. La seccin eficaz debe
ser proporcional ala energa del fotn medida desde el sistema del
electrn. La ecuacinque relaciona stas variables es conocida como
ecuacin de scatteringde Klein-Nishina. Con esto se puede obtener el
radio de transparenciade los jets en la direccin transversal.
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El efecto Compton
ResultadosLa energa que el electrn cede a los fotones es
proporcional al flujo deenerga del fotn en su marco de referencia
mvil.El arrastre de los electrones por el IC incrementa rpidamente
con .
Es posible aplicar el estudio de la dispersin con seccin eficaz
para elhaz de fotones y un electrn. La seccin eficaz debe ser
proporcional ala energa del fotn medida desde el sistema del
electrn. La ecuacinque relaciona stas variables es conocida como
ecuacin de scatteringde Klein-Nishina. Con esto se puede obtener el
radio de transparenciade los jets en la direccin transversal.
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El efecto Compton
ResultadosLa energa que el electrn cede a los fotones es
proporcional al flujo deenerga del fotn en su marco de referencia
mvil.El arrastre de los electrones por el IC incrementa rpidamente
con .Es posible aplicar el estudio de la dispersin con seccin
eficaz para elhaz de fotones y un electrn. La seccin eficaz debe
ser proporcional ala energa del fotn medida desde el sistema del
electrn. La ecuacinque relaciona stas variables es conocida como
ecuacin de scatteringde Klein-Nishina. Con esto se puede obtener el
radio de transparenciade los jets en la direccin transversal.
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Conclusiones
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Conclusiones
El entorno de los jets relativistas en GRBsLas caractersiticas
de los jets de 0 < 106
Las caractersiticas de los jets de 0 > 106
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Bibliografa I
G. Rybicki.Radiative Processes in Astrophysics.Wiley, 2004.
C. Ceccobello, P. Kumar.Inverse Compton drag on a Highly
Magnetized GRB jet in StellarEnvelope.Journal of Astrophysics,
Marzo 2015.
A. Lincango, E. Ludea, A. Martnez, P. Quijia G. Salvador (EPN)IC
Drag on Highly Magnetized GRB Jets Mecnica Clsica II, 2015 21 /
21
IntroductionGRB: Definicin y modelos de emisinHighly Magnetized
GRB
Radio FotosfricoRadio de Transparencia Transversal
El efecto Compton inversoConclusiones