Адронные процессы (лекция 10)

1.

Лекция 10. Адронные процессы
Неупругое взаимодействие протонов с окружающим веществом (в основном H2)
На больших энергиях три типа пионов образуются с одинаковой вероятностью
Пионы быстро распадаются по следующим основным каналам (>98.8%)
Нейтрино – основной спутник адронных процессов (smoking gun)
Три типа нейтрино образуются в соотношениях
В ходе распространения от источника типы перераспределяются
1

2.

Стандартная модель
p – uud (938.272 MeV/c2)
n – udd (939.565 MeV/c2)
π+ – u(~d); π- – d(~u)
m=139.570 MeV/c2
tdecay ~2.6 × 10-8c
π0 – [u(~u) - d(~d)]/21/2
m=134.977 MeV/c2
tdecay ~8.5 × 10-17c
2

3.

Сечение p-p процесса
Радиус ядер R = 1.2×10-13 × A1/3 см = 1.2 × A1/3 фм
1 барн = 10-24 см2 = 100 фм2, 1 мб = 10-27 см2 ~ σT /500
Сечение взаимодействия протонов высоких энергий практически не зависит от
энергии (> ТэВ) σpp,inel = 35 мбарн
Примерно 1/6 энергии протона переходит в эергию гамма-квантов,
образующихся при распаде π0
Для энергий протонов mπc2> 135 МэВ распределение гамма-квантов по
энергиям масштабно инвариантно
Для степенного распределения протонов по энергиям
3

4.

Сечение p-p процесса
4

5.

Фото-адронные процессы
Основные реакции при взаимодействии протонов с полем излучения
(например CMB)
на больших энергиях
Пионы распадаются как и ранее
Сечение выше порога (E’γ >145 МэВ)
σpγ (E’γ) ~ 340 мкбарн; 200 МэВ < E’γ < 500 МэВ
~ 120 мкбарн; E’γ > 500 МэВ
E’γ – энергия фотона в системе покоя протона
Энергии продуктов реакции Eγ ~0.1 Ep, Eν,e ~0.05 Ep
Средние времена жизни τ π+/-= 2.5×10-8 с, τ π0= 8.4×10-17 с
Массы mπ+/-c2=139.6 МэВ ; mπ0c2= 134.97 МэВ
5

6.

Грайзена - Зацепина – Кузьмина (GZK)
6

7.

Грайзена - Зацепина – Кузьмина (GZK)
7

8.

Фотон-фотонное взаимодействие
8

9.

Рассеяние фотонов высоких энергий на фоновых фотонах
9

10.

Рассеяние фотонов высоких энергий на фоновых фотонах
10

11.

Гамма-излучение в линиях
Источники гамма-излучения в линиях:
Аннигиляционная линия 511 кэВ – e+e- плазма
Распад радиоактивных ядер, образующихся в процессе нуклеосинтеза
Столкновительное возбуждение ядер протонами и ядрами космических лучей
11

12.

Излучение в линиях.
Аннигиляционная линия 511 кэВ
• e+ + e - = +
• e+ + e- = позитроний -> + +
• Основные источники позитронов все
еще не идентифицированы!
12

13.

Сверхновые c коллапсом ядра
M>~11 MSun
Частота вспышек в Галактике ~1-10 за 100 лет.
Fe ядро теряет устойчивость и сжимается, при плотности ρ ∼ 1014 г см−3 ядерные
силы тормозят сжатие и происходит «отскок», который вызывает ударную волну.
http://large.stanford.edu/courses/2008/ph204/deaconu1/
Janka et al. arxiv 1211.1378
M< 20-30 MSun – СН типа II с
рождением НЗ
M>~30 MSun – СН типов Ib и Ic, в
результате могут образовываться НЗ
и ЧД
13

14.

Взрывное горение
Ударная волна последовательно разогревает слои предсверхновой и в них
начинается горение:
28Si -> 56Ni (основной канал) +57Ni, 55Co и 54Fe
16O -> 28Si, 32S, 36Ar и 40Ca
16O, 20Ne и 12C -> 16O, 20Ne, 24Mg, 28Si и 26Al.
Наблюдения
Изотопы в основном образующиеся в СН: 26Al (T1/2 = 7.17 × 105 лет ),
60Fe (T
6
1/2 = 2.62 × 10 лет, нарабатывается в слоевых C и He источниках до коллапса в sпроцессе)
линии от радиоактивного распада наблюдаются в плоскости галактики
44Ti (T1/2 = 60 лет) наблюдается в остатке сверхновой Cassiopeia A (1680 г)
SN 1987A - коллапс ~20 MSun звезды. Эволюция светимости соответствовала распаду
56Co (T
56
1/2 = 77.2 дня) – дочерний изотоп Ni (T1/2 = 6.1 дня)
14

15.

26Al (1808.63 кэВ)
=1.05 106 лет
26Al(Z=13) ( + decay)
26Mg*(Z=12)
Производится в массивных
звездах (t 106 лет)
15

16.

Ударное возбуждение линий. Солнечные вспышки.
16

17.

Ударное возбуждение линий. МЗС.
17