Astronomía

¿Qué significa “emisión de sincrotrón de electrones relativistas en equipartición con un campo magnético de ∼1,5 mG”?

¿Qué significa “emisión de sincrotrón de electrones relativistas en equipartición con un campo magnético de ∼1,5 mG”?

He oído hablar del teorema de equipartición en el contexto de la termodinámica.

Pero no entiendo cómo la "emisión de sincrotrón" o los "electrones relativistas" pueden estar en "equipartición con un campo magnético de ∼1,5 mG".

¿Significa que la densidad de energía almacenada en el campo magnético es igual (o está equilibrada) con la densidad de energía de los electrones relativistas y / o la radiación de sincrotrón que producen?

La frase es de una cita en bloque en esta extensa y completa respuesta a Naturaleza y mecanismo de la variabilidad a corto plazo en la fuerza de radio de Sgr A *? citando F. Yusef-Zadeh (2017) Observaciones de ALMA y VLA de emisión del medio ambiente de Sgr A *

Veo "densidad de energía" en la mitad del párrafo siguiente, por lo que creo que puedo estar en el camino correcto, pero esto está por encima de mi cabeza:

4. DISCUSIÓN

4.1 Halo milimétrico de baja extinción

[…] El halo milimétrico coincide con la emisión de rayos X alrededor de Sgr A *, que está dominada por bremsstrahlung que surge de un medio con nmi∼150 cm − 3 y T∼3 × 107 K. La contribución de bremsstrahlung a 230 GHz, aproximadamente 0,2 µJy, es insignificante. El continuo térmico del polvo también se puede descartar debido al déficit de extinción del halo de 0.5 magnitudes en la banda H en relación con su entorno. Sin embargo, la emisión milimétrica podría producirse por emisión de sincrotrón de electrones relativistas en equipartición con un campo magnético de ∼ 1,5 mG. La densidad de energía de cada uno de estos componentes sería ∼ 10% de la densidad de energía térmica del gas caliente, por lo que esto es plausible. La luminosidad en mm es $ 4 pi d ^ 2 nu S _ { nu} $ ∼1.4×1033 ergio s−1, comparable a la luminosidad de los rayos X, LX ∼1 × 1033 ergio s−1, lo que implica que el enfriamiento sincrotrón es marginalmente el mecanismo de enfriamiento dominante para el gas. El tiempo de enfriamiento del sincrotrón es de ∼1000 años, cf. el tiempo de enfriamiento del gas caliente ∼105 año, por lo que esto requiere una aceleración de electrones en esta escala de tiempo.


Aceleración de rayos cósmicos y señales de rayos gamma de supernovas de radio

Las supernovas de colapso del núcleo (SNe) se encuentran entre los eventos más extremos del universo. Se sabe que albergan entre las ondas de choque más rápidas (pero no relativistas o medio relativistas). Una vez que ha cruzado la atmósfera estelar, la onda expansiva SN se expande en el viento de la estrella progenitora masiva. En el tipo IIb SNe, el progenitor es probablemente una estrella Red SuperGiant (RSG) que tiene una gran tasa de pérdida de masa y un viento estelar lento que produce un medio circunestelar muy denso. Un choque de alta velocidad y un medio de alta densidad son ingredientes clave para iniciar la aceleración rápida de partículas y las inestabilidades de rápido crecimiento impulsadas por el proceso de aceleración en sí. Hemos vuelto a analizar la eficiencia de la aceleración de partículas en el choque delantero justo después del estallido de SN para el caso particular del conocido SN 1993J. Encontramos que las inestabilidades del plasma impulsadas por las partículas energéticas aceleradas en el frente de choque crecen en escalas de tiempo intradiarias. Este crecimiento, y la interacción del proceso no lineal, permiten una rápida amplificación del campo magnético en el momento del choque, lo que puede explicar las intensidades del campo magnético deducidas del monitoreo de radio de la fuente. Se encuentra que la energía máxima de las partículas alcanza 1–10 PeV dependiendo de la inestabilidad que domina el proceso de amplificación. Derivamos los espectros de partículas dependientes del tiempo y las firmas hadrónicas asociadas de partículas secundarias (rayos gamma, leptones y neutrinos) que surgen de las interacciones protón-protón.

Encontramos que Cherenkov Telescope Array (CTA) debería detectar fácilmente objetos como SN 1993J en particular por encima de 1 TeV, mientras que la generación actual de telescopios Cherenkov como H.E.S.S. sólo pudo detectar marginalmente tales eventos. Se encuentra que la señal de rayos gamma es fuertemente absorbida por el proceso de producción de pares durante la primera semana después del estallido. Predecimos un flujo de neutrinos bajo por encima de 10 TeV, lo que implica un horizonte de detectabilidad con un telescopio tipo KM3NeT de solo 1 Mpc. Finalmente discutimos los parámetros esenciales que controlan la aceleración de partículas y la emisión de rayos gamma en otro tipo de SNe.


1. Introducción

El telescopio HESS Air Cerenkov ubicado en Namibia ha realizado recientemente una detección revolucionaria (Aharonian et al., 2006) de un flujo difuso (sobre un ángulo sólido de aproximadamente 4 ∘ × 2 ∘) de rayos γ en el rango de 0,2-20 Rango de TeV (1 TeV = 10 12 eV) que emana de la región del centro galáctico (GC) y se distribuye a lo largo del plano galáctico. La colaboración de HESS ha demostrado que este flujo está correlacionado con la densidad del gas molecular (principalmente H 2) que penetra en la región, según se determina a partir de mediciones de CS (Tsuboi et al., 1999), y se argumentó, por lo tanto, que se origina principalmente en Decaimiento de piones neutros (y otros mesones). Estos supuestos mesones se generarían a sí mismos en colisiones entre protones de rayos cósmicos o iones más pesados ​​(genéricamente, hadrones de rayos cósmicos CRH) y el gas ambiental, el último de los cuales está contenido en varios complejos de nubes moleculares gigantes (GMC), incluido Sagitario. (Sgr) Complejo B. Denominamos esta idea amplia como "el escenario hadrónico". De manera muy significativa para nuestros propósitos, la colaboración HESS ha medido por separado el flujo de rayos γ que emana de un campo 0. ∘ 5 × 0. ∘ 5 centrado y cubriendo el propio GMC Sgr B (definido en coordenadas galácticas por 0. ∘ 3 & lt l & lt 0. ∘ 8 y - 0. ∘ 3 & lt b & lt 0. ∘ 2) y el espectro de esta emisión.

Dentro del escenario hadrónico, la conocida física de partículas de la producción de piones (y mesones más pesados) y su posterior desintegración junto con las mediciones de rayos γ del HESS nos permiten hacer una predicción de la velocidad a la que los electrones secundarios y positrones (genéricamente, leptones secundarios ) se inyectaría en la nube Sgr B a través del mismo mecanismo de colisión CR que, según la hipótesis, suministra los rayos γ (las colisiones CRH conducen a la producción de piones cargados y neutrales, y kaones cargados y neutrales, en números aproximadamente iguales y los las cadenas de desintegración de piones y kaones terminan finalmente en el e ± aludido, junto con los neutrinos). Con la entrada adicional de la intensidad del campo magnético local, la densidad del gas y la forma espectral de CRH (es decir, que esta última es una ley de potencia en el momento como genéricamente predice la teoría de la aceleración de choque con un índice espectral y una normalización que coincida sin problemas en las observaciones de HESS) podemos predecir el espectro de radio sincrotrón de los secundarios e ± generados en todo el Sgr B GMC. De hecho, sobre la base de estas entradas, podemos calcular de manera autoconsistente todo el espectro de banda ancha del complejo Sgr B desde las energías de radio a TeV, teniendo en cuenta todos los procesos radiativos relevantes (sincrotrón de electrones secundarios, bremsstrahlung y radiación Compton inversa también). como desintegración del mesón neutro).

La interpretación hadrónica de los datos de HESS ha sido cuestionada recientemente por Yusef-Zadeh et al. (2006) quienes, al señalar una correlación independiente entre la emisión de línea de rayos X Fe K α y la emisión de rayos γ TeV a través de la región GC, han sugerido un modelo donde una población (o poblaciones) de electrones primarios es responsable de emisión térmica vista desde una serie de nubes moleculares, incluida Sgr B2. Estos autores sugieren, en particular, que la emisión de TeV se origina en la dispersión inversa de Compton (IC) de radiación submilimétrica del polvo por el componente de alta energía de la población de electrones putativa. Etiquetamos la idea amplia de que los electrones primarios son responsables de la mayor parte de la fenomenología de Sgr B "el escenario leptónico".

Examinaremos la compatibilidad de los escenarios hadrónico y leptónico con el espectro no térmico de banda ancha de Sgr B y otra fenomenología de Sgr B en detalle en el trabajo actual.


Ver el vídeo: Qué es el Sincrotrón y como funciona? aceleración de electrones (Enero 2022).